Что такое красные гиганты?
Красные гиганты — это особый тип звезд, которые находятся на завершающей стадии своего жизненного цикла. Интересно, что каждая звезда главной последовательности в какой-то момент своей жизни станет красным гигантом, и их окончательная судьба будет определяться массой звезды.
Формирование красных гигантов
Каждая звезда, имеющая ядерный синтез водорода в своем ядре, известна как звезда главной последовательности. Несмотря на то, что звезды содержат огромное количество водорода, его количество ограничено, и в конце концов он заканчивается.
Слияние водорода в ядре звезды производит гелий, который накапливается в ядре звезды. Как только у звезды начинает заканчиваться водород, количество ядерной энергии, вытекающей наружу, начинает уменьшаться, и огромная гравитация звезды начинает заставлять ее коллапсировать внутрь.
Звезда может сжаться на целых 98%, а чрезмерное сжатие заставляет водород вне ядра сливаться в гелий. Таким образом, область водородного синтеза мигрирует от ядра, что приводит к тому, что ядро звезды становится более горячим и плотным.
В этих более экстремальных условиях ядро звезды теперь способно превращать гелий в более тяжелые элементы, высвобождая огромное количество энергии, которая противодействует гравитации звезды и заставляет звезду расширяться наружу.
Звезда может расширяться в сотни раз больше, чем ее первоначальный размер, и это увеличение размера также приводит к охлаждению внешних слоев звезды.
Когда звезда набухает, температура распределяется по большей площади поверхности, поэтому поверхность звезды становится холоднее (5000 К, 4700 ° C или ниже), и звезда становится красной. Так она превращается в красного гиганта.
На нижней временной шкале отмечены места, где Солнце и солнечные близнецы 18 Sco и HIP 102152 находятся в этом жизненном цикле. Солнцу 4,6 миллиарда лет, а 18 Sco — 2,9 миллиарда лет, в то время как самому старому солнечному близнецу около 8,2 миллиарда лет — самому старому солнечному близнецу, когда-либо идентифицированному. Изучая HIP 102152, мы можем получить представление о том, что ждет наше Солнце в будущем.
Это изображение является иллюстративным; возраст, размеры и цвета указаны приблизительно (не в масштабе). Стадия протозвезды, расположенная в крайнем левом углу этого изображения, может быть примерно в 2000 раз больше нашего Солнца. Размер красного гиганта в крайнем правом углу этого изображения может быть примерно в 100 раз больше Солнца. © ESO/M. Kornmesser
Эволюция красных гигантов
Эволюция красного гиганта во многом будет зависеть от его массы. Для звезд малой и средней массы (примерно 0,3–8 масс Солнца (M☉), процесс ядерного синтеза обычно останавливается на гелии. Поскольку красный гигант вырастает до огромных размеров, гравитация звезды уже недостаточно сильна, чтобы удерживать звезду вместе.
Со временем исходящий поток энергии из ядра ударяет по внешним слоям звезды, образуя так называемую планетарную туманность. Однако для более массивных звезд синтез гелия вызывает дальнейшее накопление более тяжелых элементов, таких как углерод и кислород.
Когда у этих звезд заканчивается гелий, они снова проходят тот же процесс сжатия, что, в свою очередь, позволяет звезде сливаться с еще более тяжелыми элементами. Некоторые звезды могут проходить фазу сжатия и расширения несколько раз, но в конечном итоге она заканчивается, когда звезда создает железо в своем ядре.
Железо — это первый элемент, для синтеза которого требуется больше энергии, чем выделяется, поэтому, как только железо начинает накапливаться в ядре звезды, ее судьба решена.
Железо поглощает энергию звезды, и гравитация неизбежно берет верх и заставляет звезду коллапсировать внутрь, что в конечном итоге приводит к тому, что звезда взрывается как сверхновая, образует планетарную туманность и в конце своей жизни превращается в белого карлика.
Звезды, которые не становятся красными гигантами
Звезды с очень малой массой могут продолжать превращать водород в гелий в течение триллиона лет, пока водород не станет составлять лишь небольшую часть всей звезды.
Светимость и температура неуклонно возрастают в течение этого времени, как и для более массивных звезд главной последовательности, но с течением времени температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость — примерно в 10 раз. В конечном итоге уровень гелия возрастает до такой степени, что звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, расходуется всего за несколько миллиардов лет.
В зависимости от массы, температура и светимость продолжают увеличиваться в течение некоторого времени во время сгорания водородной оболочки, звезда может стать горячее Солнца и в десятки раз ярче, чем при своем образовании, хотя будет все еще не такой яркой, как Солнце.
Спустя еще несколько миллиардов лет они начинают становиться менее яркими и более холодными, хотя горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами.
Звезды с очень большой массой развиваются в сверхгиганты. Они обычно заканчивают свою жизнь как сверхновые типа II. Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа–Райе, не становясь гигантами или сверхгигантами вообще.