что такое красные гиганты
Красный гигант
Все звёзды, которые видны с Земли, кажутся одинаковыми маленькими точками. Однако на самом деле существует огромное количество разновидностей звёзд, отличающихся друг от друга габаритами, интенсивностью излучаемого света и температурой. Наиболее большая и яркая звезда – красный гигант.
Как появляется красный гигант?
Астрономы знают о существовании разных типов звёзд. Классифицируются они по размерам и имеющимся спектральным характеристикам, благодаря которым можно узнать много новой и полезной информации о далёких небесных объектах.
В начале 1910 года учёными была разработана специальная диаграмма, в которой упростили классификацию звёзд и показали основные этапы их эволюции. Также с её помощью была показана зависимость между светимостью, размером и спектральным классом звёздных тел. Звёзды, находящиеся на диаграмме, образуют на ней несколько отдельных участков. Большинство из них располагаются в области, которую часто называют главной последовательностью.
На диаграмме есть отдельное место для сверхгигантов и красных гигантов. Здесь располагаются объекты, находящиеся на финальном этапе своей жизни. Феномен превращения звёзд в красных гигантов объясняется просто. Практически всю свою жизнь светила питаются энергией, которая генерируется внутри их ядра. Однако со временем все реакции постепенно останавливаются, после чего в центральной части образуется огромное гелиевое ядро. Именно из-за этого светила превращаются в красных гигантов. Если звезда слишком большая, она становится сверхгигантом.
Бывают ли «молодые» гиганты?
Некоторые небесные объекты достигают поздних спектральных классов ещё до начала завершения своей жизни. Бывают случаи, когда процесс преобразования в красного гиганта начинается в самом начале звездообразования. У таких светил излучение осуществляется благодаря гравитации, образующейся из-за сжатия объекта. Длительность трансформации напрямую зависит от массы и габаритов звезды и продолжаются от
Благодаря сжатию повышается температура звёзд и уменьшается их размер. Это приводит к снижению светимости. В результате в центре светила начинаются термоядерные реакции, после чего они попадают в главную последовательность. Несмотря на то что «молодые» и «старые» гиганты очень похожи друг на друга, астрономы называют красными гигантами только те объекты, которые дошли до поздних этапов эволюции. Молодые светила, находящихся в начальной стадии своего формирования, называют протозвёздами.
Общие характеристики и описание
Красный гигант – светило, которое относится к спектральным классам М и К. В сравнении с другими звёздами, температурные показатели на поверхности таких объектов не очень большие и достигают всего 5000 К. Однако несмотря на это, их всё равно хорошо видно на небосклоне благодаря большим габаритам.
Красный гигант превосходить солнечный радиус в 500-700 раз. Также у них огромная площадь поверхности, которая в 100-120 раз больше Солнца. Именно невысокая температура и огромные размеры являются основными характеристиками красных гигантов.
Температура поверхности у таких светил невысокая и поэтому их красный свет имеет яркий желтоватый оттенок. К характерным особенностям этих звёзд можно отнести наличие металлов в излучаемом спектре. Также в нём присутствуют устойчивые молекулы.
Красный гигант имеет небольшую плотность. Иногда она в миллионы раз меньше, чем у Солнца. Ядро у таких звёзд, наоборот, очень плотное. Оно покрыто обширной горячей оболочкой. В некоторых случаях вес ядра составляет десятую часть от общей массы светила. Это приводит к истечению вещества из звёздного ядра. Этот процесс может начаться и из-за других обстоятельств:
После истечения вещества у звёзд начинает формироваться гелиевое ядро. Оно не участвует в термоядерных реакциях, что приводит к увеличению температуры до 2*10 8 К. Под воздействием высоких температурных показателей гелий начинает сливаться с углеродом. У звезды образуется новое углеродно-кислородное ядро. В результате описанных изменений температура, размер и масса ядра начинают постепенно увеличиваться. При этом само светило начинает сжиматься и угасать. На финальной стадии эволюции красный гигант становится белым карликом.
Что случится, когда Солнце станет красным гигантом?
Сейчас возраст Солнца составляет 4,5 миллиарда лет. Учёные сходятся во мнении, что ещё примерно столько же времени осталось до начала трансформации Солнца в красного гиганта. Через каждые 70-80 миллионов лет светимость звезды будет возрастать на 1%. Сейчас это никак не сказывается на жизни людей. Однако в будущем это станет серьёзной проблемой для человечества.
Вместе со светимостью возрастает и количество выделяемой тепловой энергии Солнца. Это приведёт к появлению парникового эффекта, который серьёзно повлияет на климат. Со временем у звезды выгорит водород и образуется ядро из гелия. Такие изменения приведут к тому, что Солнце увеличится в несколько раз и поглотит Меркурий с Венерой. По подсчётам учёных после выгорания водорода размер светила должен увеличиться в 250 раз.
Увеличение размеров будет сопровождаться стремительным уменьшением массы. Ежегодно Солнце будет терять 5000 тонн. Из-за этого Сатурн и Нептун лишатся всех лун. С неприятными изменениями столкнётся и наша планета. Жизнь на Земле станет невозможной. На ней исчезнет атмосфера, а все существующие сегодня океаны выкипят. Несмотря на такие изменения Земля сможет просуществовать ещё миллиард лет, после чего её поглотит Солнце.
Красный гигант
Кра́сные гига́нты и сверхгига́нты — звёзды поздних [1] спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками.
Содержание
Наблюдаемые характеристики красных гигантов
К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M классов светимости III и I соответственно, то есть с абсолютными звёздными величинами 
у красных гигантов и 
у красных сверхгигантов. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (
) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако, светимость таких звёзд может достигать 
, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие радиусы. Характерные радиусы красных гигантов и сверхгигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов.
Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.
Происхождение и строение красных гигантов
«Молодые» и «старые» красные гиганты
Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звёздообразования и поздних стадиях эволюции. Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от
10 3 лет для массивных звёзд с массами 
и до
10 8 лет для маломассивных звёзд с 
. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но, вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности, падает светимость. В конечном итоге, в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, и молодая звезда выходит на главную последовательность.
На поздних стадиях эволюции звёзд, после выгорания водорода в их недрах, звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится
10 % от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами 
превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с 
10 <\mathfrak M>_
В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами или по конкретному типу, например, звёзды типа T Тельца.
Строение красных гигантов, неустойчивости в их оболочках и потеря ими массы
И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку (англ. envelope ). Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 
в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов:
Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.
Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия (см. Протон-протонный цикл, цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.
При температурах порядка 10 8 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be 8 :
Большая часть Be 8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be 8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12 :
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 МэВ.
Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be 8 (например, при температуре
10 8 К отношение концентраций Be 8 /He 4
10 −10 ), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур 
1—2·10 8 К энерговыделение 
:
где 
— парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).
Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до
2,25 солнечных) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (
10 4 —10 5 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.
Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (см. Рис. 3) и реакций синтеза более тяжёлых ядер, с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (Рис. 1).
Завершающие стадии эволюции красных гигантов
10 4 лет наблюдается как остаток сверхновой
Солнце как красный гигант
На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность, и далее станет белым карликом.
Красные гиганты — переменные звёзды
Звезды красные гиганты — факты, которые нужно знать
Даже звезды умирают, но умирают красиво. Какие-то звезды взрываются (взрыв сверхновой), какие-то раздуваются, как воздушные шары, а какие-то превращаются в черные дыры.
Эта статья посвящена красным гигантам, которые раздуваются словно воздушные шары.
Звезды синтезируют водород в гелий в своем ядре (самом центре) и, следовательно, гелию некуда идти. После миллиардов лет реакции синтеза звезды накапливают огромное количество гелия в своих ядрах, и постепенно водород, составляющий звезду, медленно выгорает (мы имеем в виду, что он превращается в гелий).
Этапы эволюции звезды
Водород – это топливо, которое поддерживает жизнь звезд. Когда водород исчезает, звезды заканчивают свою жизнь. В течение всего этого срока, то есть, когда водород сливается с гелием, создается внешнее давление из-за реакции синтеза. Именно это внешнее давление удерживает звезды от коллапса из-за огромного притяжения в ядре звезд.
При отсутствии внешнего давления, звезды поддаются гравитационному притяжению своих ядер. С сильной гравитацией, звезды начинают сокращаться в своем собственном ядре. Итак, звезды становятся все плотнее и меньше.
С начала сжатия звезды постепенно нагреваются, потому что все больше и больше массы упаковывается во все меньшее и меньшее пространство. Постепенное повышение температуры в конечном итоге достигает точки, когда гелий, присутствующий в звездах, теперь может начать синтезироваться в атомы углерода и атомы кислорода.
Этот синтез гелия может начаться со внезапной и взрывной вспышки или может начаться постепенно и медленно. Как именно начнется синтез гелия зависит от массы звезды.
Опять же, реакция синтеза высвобождает энергию. Это огромное количество энергии, получаемой из-за слияния гелия с углеродом задерживается внутри и пытается выйти наружу. Это приводит к огромному повышению давления, которое, в свою очередь, начинает выталкивать наружу, что приводит к расширению звезд.
От размера звезды зависит ее состав и процессы, протекающие в его ядре
На этом этапе расширения – звезды начинают набухать. Они расширяются и расширяются, пока не станут массивными, их диаметр варьируется от 100 миллионов до 1 миллиарда километров. Другими словами, они увеличились в размерах примерно в 100-1000 раз в сравнении с их первоначальным размером.
После огромного набухания, энергия, которая создается из-за слияния гелия в углероде, теперь распространяется по большей площади поверхности. Поскольку давление больше не концентрируется на меньшей площади поверхности, то температура поверхности образованных гигантов равна более низкой.
Температура поверхности образовавшихся гигантов намного ниже, чем температура поверхности, которая была первоначально, когда они превращали водород в гелий. Фактически, теперь температура падает примерно до половины первоначальной температуры.
У красных гигантов температура поверхности в диапазоне от 2200 ° C (или 4000 ° F) до 3200 ° C (или 5800 ° F). В этом температурном диапазоне звезды кажутся желто-оранжевыми или ярко-красными по цвету и, следовательно, называются красными гигантами.
Некоторым красным гигантам все же удается оставить немного водорода во внешней оболочке, который продолжает плавиться в гелий, в то время как гелий в ядре продолжает синтезироваться в углерод.
Они продолжают синтезировать гелий в углерод еще около 1 миллиарда лет. Во время этого процесса гелий в своих ядрах продолжает сливаться с углеродом. Когда гелия больше не осталось для синтеза, звезды снова начинают сокращаться. Когда гелий внешней оболочки достигает ядра и воспламеняется, внешние слои в конечном счете раздуваются, как газовые облака.
Эти газовые облака известны, как планетарные туманности. Однако, несмотря на то, что внешние слои взрываются как планетарные туманности, их ядро продолжает разрушаться, образуя в итоге белые карликовые звезды.
Что будет с нашим Солнцем? Неизбежное!
Оно превратится в красного гиганта. После чего поглотит и Меркурий, и Венеру. Некоторые ученые говорят, что на этом этапе Солнце может даже поглотить Землю. Другие говорят, что Солнце не поглотит нашу планету, но приблизится к нему близко и очень опасно. Как бы то ни было, жизни на Земле больше не будет.
Самые яркие и молодые: что наука знает о красных сверхгигантах
Красные сверхгиганты — это самые яркие, короткоживущие и большие звезды во Вселенной. Однако они до сих пор плохо изучены современной наукой. Рассказываем, что уже точно известно об этом типе звезд, а какие факты пока под вопросом.
Читайте «Хайтек» в
Что такое красные сверхгиганты?
Красный сверхгигант — массивная и очень большая звезда. Относится к спектральному классу K или M и классу светимости I. Типичными представителями красных сверхгигантов являются звезды Антарес и Бетельгейзе.
Описание красных сверхгигантов
Красные сверхгиганты — самые большие по размеру звезды. Они обладают очень низкой эффективной температурой (3 000–5 000 K) и радиусом в 200–1 500 раз более радиуса Солнца. Поток энергии с единицы площади их поверхности мал — в 2–10 раз меньше, чем у Солнца. Светимость красных сверхгигантов в 500 тыс. превышает светимость Солнца.
Стадия красного сверхгиганта характерна для массивных (свыше 10 масс Солнца) звезд и длится от 10 до 100 миллионов лет. Часто звезды этого типа располагаются в кластерах.
Традиционное деление звёзд на красных гигантов и красных сверхгигантов условно, так как оно отражает только различие в радиусах и светимостях звезд при сходном внутреннем строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную протяженную оболочку.
Согласно современной теории эволюции звезд, звезда попадает в область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, занимаемую красными гигантами и красными сверхгигантами дважды.
Температура поверхности красных сверхгигантов колеблется от 3 500 до 4 500 Кельвинов. Из-за их размера им требуется невероятное количество энергии, что приводит в короткому (относительно других стадий звезд) жизненному циклу, который длится от 10–100 миллионов лет.
Сравнение с Солнцем
По сравнению с Солнцем Бетельгейзе во много раз больше. Если ее поместить в Солнечную систему, то это займет расстояние до Юпитера. При уменьшении своего диаметра будет граничить с орбитой Марса.
Яркость Бетельгейзе больше светила Земли в 100 000 раз. А возраст равен 10 миллиардам лет. В то время как Солнцу всего лишь около 5 миллиардов.
Ученые все чаще задумываются о поведении Бетельгейзе, потому что красный гигант ведет себя так же, как Солнце. Он имеет локализованные точки, где температура выше другой поверхности и места, где температура ниже.
Несмотря на то, что форма у Солнца сферическая, а у красного сверхгиганта в виде картофелины, это вызывает недоумение в ученых кругах.
Представители красных сверхгигантов
По яркости красный сверхгигант Бетельгейзе занимает 9 место в ночном небе. Блеск ее от 0,2 до 1,9 звездной величины изменяется в течении 2070 суток. Относится к спектральному классу m1-2 la lab.
Атмосфера звезды разрежена, а плотность гораздо ниже Солнца. Угловой диаметр ее составляет 0,050 угловых секунд. Он меняется в зависимости от светимости гиганта.
Радиус астрономы измерили с помощью пространственного ИК интерферометра. Был высчитан период вращения звезды, который составляет 18 лет.
Появление звезд
Красные сверхгиганты являются частью жизненного цикла звезд с высокой массой. Когда ядро массивной звезды начинает разрушаться, температура повышается, что приводит к слиянию гелия. Быстрое слияния гелия дестабилизирует массивную звезду.
Огромное количество энергии выталкивает внешние слои звезды, что приводит к новому жизненному этапу – превращение в красного сверхгиганта. На этом этапе гравитационная сила звезды снова уравновешивается, а звезда теряет большую часть своей массы.
Красные сверхгиганты считаются самыми крупными звездами, но не самыми массовыми, с возрастом они будут продолжать терять массу.
Взрыв красных сверхгигантов
Красный гигант проходит последнюю стадию сжигания углерода. Зная о том, какие процессы происходят внутри светила, ученые могут рассказать будущее Бетельгейзе.
Например, при быстром взрыве внутри нее образуются железо, никель, золото. При медленном взрыве образуются газы — такие, как углерод, кислород, барий.
Ученые считают, что красный сверхгигант готов стать сверхновой. Еще несколько тысяч лет, а может, и раньше, и эта звезда взорвется, обрушив сброшенную энергию на близлежащие космические объекты, так как из нее выделится столько энергии, сколько Солнце выделяет за всю его жизнь.
Когда сверхгигант исчерпывают свое топливо, которое поддерживает жизнь. Гравитация побеждает, и ядро начинает разрушаться. В конечном итоге эти звезды заканчивают свою жизнь в виде сверхновой типа II.
В первую очередь такое количество энергии, выделившееся из Бетельгейзе, может нарушить работу спутников, мобильной связи и интернета на планете. Полярное сияние станет еще ярче.
Из остатков ядра звезды может образоваться нейтронная звезда или в случае массивных звезд создается черная дыра.
Температура красных сверхгигантов
Дайсукэ Танигути из Токийского университета в Японии и его коллеги впервые точно измерили температуру фотосферы красных сверхгигантов.
Ученые до недавнего времени не могли определить точную температуру фотосферы этих звезд — нижнего слоя их атмосферы, в котором образуется большая часть излучения звезды.
Чтобы измерить температуру красного сверхгиганта, нужно найти хорошо заметные участки фотосферы звезды, на спектр излучения которых не влияли верхние слои их атмосферы. Кроме того, нет какой-то одной конкретной линии поглощения, которая бы однозначно указывала на температуру поверхности подобных звезд.
Таким образом астрономы определили температуру фотосферы десяти близлежащих красных сверхгигантов. В частности для Бетельгейзе это 3344,85 градусов Цельсия, что меньше температуры фотосферы Солнца примерно в 1,68 раза.
Эти новейшие изменения, уверены астрофизики, помогут понять, какие процессы происходят в недрах подобных светил, а также сделать первые полноценные прогнозы по тому, насколько Бетельгейзе близка к превращению в сверхновую.