Звезда-гигант — Википедия

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Спектральный класс

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность (карлики)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

Абсолютная

звёздная

величина

(M_V)

Гига́нт — тип звёзд с большим радиусом и высокой светимостью^[1]. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности, но меньше, чем у сверхгигантов^[2][3], и в Йеркской спектральной классификации такие звёзды имеют спектральные классы II и III^[4].

Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды классов K и M делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы^[5], и в таких случаях используется спектральный анализ^[6]. Кроме того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами»^[7].

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия^[4]. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25-0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет^[8][9].

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом^[10].

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом^[11].

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 10⁸ K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс^[10]. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь^[12].

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью^[10].

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях^[2][10]. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10-12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой^[13].

Звёзды с массой более 10-12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра^[14][15].

звёзды-гиганты:

• Альциона А (η Тельца), бело-голубой гигант спектрального класса B7IIIe^[16], ярчайшая звезда в рассеянном скоплении Плеяды^[17].

• Тубан (α Дракона), белый гигант класса A0III^[18].

• σ Октанта, жёлто-белый гигант класса F0III^[19].

• Капелла Aa, оранжевый гигант класса K0IIIe, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)^[20].

• Поллукс (β Близнецов), оранжевый гигант класса K0III^[21].

• Мира (ο Кита), красный гигант класса M^[22].
• Хамаль (α Овна), оранжевый гигант класса K2III.

• Abt, Helmut A. (1957). "Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants". Astrophysical Journal. 126: 503. Bibcode:1957ApJ...126..503A. doi:10.1086/146423.