Қызыл алып тармағы: гелий тұтанбас бұрынғы кезеңі

Кіріспе

Қызыл алып бұтақтың гелий тұтануына дейінгі бөлігі

Қызыл алып бұтақ (ҚАБ), кейде бірінші алып бұтақ деп аталады, жұлдыздық эволюция барысында гелий тұтануына дейінгі алып бұтақтың бөлігі болып табылады. Бұл төмен және орташа массалы жұлдыздар үшін негізгі тізбектен кейінгі кезең. Қызыл алып бұтақ жұлдыздары CNO циклі арқылы бірігетін сутек қабығымен қоршалған инертті гелий өзегіне ие. Олар бірдей температурадағы негізгі тізбек жұлдыздарынан әлдеқайда үлкен және жарқырақты K және M класындағы жұлдыздар болып табылады.

Ашылу

Қызыл алыптар ХХ ғасырдың басында Хертцспрунг-Расселл диаграммасы қолданыла бастаған кезде анықталды, ол салқын жұлдыздардың екі ерекше түрі бар екенін көрсетті: қазіргі кезде негізгі тізбек деп аталатын карликтер және алыптар, олардың мөлшері мүлдем әртүрлі. Қызыл алып тармағы термині 1940-1950 жылдары пайда болды, бірақ бастапқыда Хертцспрунг-Расселл диаграммасының қызыл алып аймағын атау үшін жалпы термин ретінде қолданылды. 1940 жылға қарай термоядролық негізгі тізбектің өмірлік циклінің негізі, одан кейін ақ жұлдызға дейінгі термодинамикалық қысқару фазасы түсінілсе де, алып жұлдыздардың әртүрлі типтерінің ішкі құрылымы белгісіз болды. 1968 жылы асимптотикалық алып бұтақ (АББ) термині қызыл алыптардың көп бөлігінен гөрі жарық әрі тұрақсыз, Мира сияқты үлкен амплитудалы айнымалы жұлдыздарға қолданылды. Бұрын-соңда екіге бөлінген алып бұтақ байқалған болатын, бірақ олардың бір-бірімен қалай байланысты екені белгісіз еді. 1970 жылға қарай қызыл алып аймақтың субгиганттардан, RGB-ның өзінен, көлденең тармақтан және AGB-дан тұратыны жақсы түсінілді, сондай-ақ осы аймақтардағы жұлдыздардың эволюциялық күйі де кеңінен зерттелді. Қызыл алып тармағы 1967 жылы екінші немесе асимптотикалық алып тармағынан ажырату үшін бірінші алып тармақ деп сипатталды, және бұл терминология бүгінгі күнге дейін жиі қолданылады. Оның күрделігі мен дәлдігі үнемі артып келеді. RGB зерттеулерінің нәтижелері басқа салалардағы зерттеулердің негізі ретінде пайдаланылуда.

Эволюция

Массасы шамамен (күн массасы) (төмен металдық жұлдыздар үшін) болатын жұлдыз, өз ядросындағы сутегін толық пайдаланғанда, сутегі қабығын жағу фазасына енеді, осы кезде ол қызыл алыпқа айналады, негізгі тізбектегіден үлкен және салқын болады. Сутегі қабығын жағу кезінде жұлдыздың ішкі бөлігі бірнеше ерекше кезеңдерден өтеді, бұл оның сыртқы түрінде көрінеді. Эволюциялық кезеңдер негізінен жұлдыздың массасына, сондай-ақ оның металдық құрамына байланысты өзгеріп отырады.

Субгигант фазасы

Негізгі тізбектегі жұлдыз өз ядросындағы сутегін толық пайдаланғаннан кейін, негізінен гелийден тұратын ядроның айналасындағы қалың қабықта сутегін біріктіре бастайды. Гелий ядросының массасы Шёнберг-Чандрасехар шегінен төмен болады және жылулық тепе-теңдікте сақталады, соның салдарынан жұлдыз субгигантқа айналады. Қабықтағы бірігуден туындаған қосымша энергия жұлдыздың қабығын кеңейтуге жұмсалады, ал жұлдыз суынады, бірақ жарықтылығы арта қоймайды. Шамамен Күн массасына тең жұлдыздардағы қабықтағы сутегінің бірігуі гелий ядросының массасы жеткілікті деңгейге жетіп, бүліне бастағанға дейін жалғасады. Содан кейін ядро қысқарып, қызып, күшті температура градиенті пайда болады. Температураға сезімтал CNO циклы арқылы бірігетін сутек қабығы энергия өндірісінің қарқынын күрт арттырады, және жұлдыз қызыл алып тармағының табанында деп есептеледі. Күн массасына тең жұлдыз үшін, ядродағы сутегі толыққаннан бастап бұл процеске шамамен 2 миллиард жыл уақыт кетеді. Субгиганттар ядро бүлінуге айналудан бұрын салыстырмалы түрде жылдам Шёнберг-Чандрасехар шегіне жетеді. Ядро әлі де сутек қабығының көмегімен термодинамикалық тұрғыдан өз салмағын ұстап тұрады, бірақ енді жылулық тепе-теңдікте болмайды. Ол қысқарып, қызып, сутек қабығының жұқаруына және жұлдыз қабығының кеңеюіне себеп болады. Бұл комбинация жұлдыздың RGB табанына қарай салқындағанда жарықтылығын азайтады. Ядро бүлінуге айналудан бұрын, сыртқы сутек қабығы түзілмейтіндей болады, бұл жұлдыздың салқындауын тоқтатады, қабықтағы бірігудің қарқынын арттырады және жұлдыз RGB-ге кіреді. Мұндай жұлдыздарда субгигант фазасы бірнеше миллион жыл ішінде өтеді, бұл Герцспрунг-Рассел диаграммасында B типіндегі негізгі тізбектегі жұлдыздар мен Празепе сияқты жас ашық шоғырларда көрінетін RGB арасындағы көзге көрінетін саңылауға алып келеді. Бұл Герцспрунг саңылауы деп аталады және шын мәнінде, қызыл алыптарға қарай жылдам эволюцияға ұшырап жатқан субгигант жұлдыздармен сирек мекенделген, ω Центавр сияқты ескі шоғырларда көрінетін қысқа, тығыз орналасқан, төмен массалы субгигант тармағына керісінше.

After a main sequence star has exhausted its core hydrogen, it begins to fuse hydrogen in a thick shell around a core consisting largely of helium. The mass of the helium core is below the Schönberg–Chandrasekhar limit and is in thermal equilibrium, and the star is a subgiant. Any additional energy production from the shell fusion is consumed in inflating the envelope and the star cools but does not increase in luminosity. Shell hydrogen fusion continues in stars of roughly solar mass until the helium core increases in mass sufficiently that it becomes degenerate. The core then shrinks, heats up and develops a strong temperature gradient. The hydrogen shell, fusing via the temperature sensitive CNO cycle, greatly increases its rate of energy production and the stars is considered to be at the foot of the red giant branch. For a star the same mass as the sun, this takes approximately 2 billion years from the time that hydrogen was exhausted in the core. Subgiants more than about reach the Schönberg–Chandrasekhar limit relatively quickly before the core becomes degenerate. The core still supports its own weight thermodynamically with the help of energy from the hydrogen shell, but is no longer in thermal equilibrium. It shrinks and heats causing the hydrogen shell to become thinner and the stellar envelope to inflate. This combination decreases luminosity as the star cools towards the foot of the RGB. Before the core becomes degenerate, the outer hydrogen envelope becomes opaque which causes the star to stop cooling, increases the rate of fusion in the shell, and the star has entered the RGB. In these stars, the subgiant phase occurs within a few million years, causing an apparent gap in the Hertzsprung–Russell diagram between B type main sequence stars and the RGB seen in young open clusters such as Praesepe. This is the Hertzsprung gap and is actually sparsely populated with subgiant stars rapidly evolving towards red giants, in contrast to the short densely populated low mass subgiant branch seen in older clusters such as ω Centauri.

Қызыл алып бұтаққа көтерілу

Қызыл алып тармағының табанындағы жұлдыздардың бәрі шамамен 5000 температураға ие, бұл ертеден ортаға дейінгі K спектрлік типіне сәйкес келеді. Олардың жарқырауы ең кішкентай қызыл алыптар үшін күннің жарқырауынан бірнеше еседен бастап, айналасындағы жұлдыздар үшін бірнеше мың есеге дейін жетеді. Олардың сутегі қабықтары гелий өндіруді жалғастырғанда, RGB жұлдыздарының ядролары массасы мен температурасы артады. Бұл сутегі қабығының одан да жылдам қосылуына себеп болады. Жұлдыздар жарқырап, үлкейіп, сәл салқындайды. Олар RGB тармағына көтеріліп бара жатқандай сипатталады. RGB тармағына көтерілу кезінде байқалатын сыртқы белгілерді тудыратын бірқатар ішкі процестер жүзеге асады. Жұлдыздың өсуімен және қабық энергиясын өндірудің артуымен сыртқы конвекциялық қабық тереңдей түседі. Соңында ол бұрын конвекциялық болған ядродан синтез өнімдерін бетке жеткізетіндей тереңдікке жетеді, бұл бірінші суару деп аталады. Бұл гелий, көміртек, азот және оттегінің беткі мөлшерін өзгертеді. RGB тармағындағы бір нүктеде жұлдыздардың айқын шоғырлануын анықтауға болады, ол RGB дөңгелегі деп аталады. Ол терең конвекциядан қалған сутегінің мөлшеріндегі үзіліспен байланысты. Осы үзілісте қабық энергиясын өндіру уақытша төмендейді, бұл RGB тармағына көтерілуді тоқтатады және сол нүктеде жұлдыздардың көп болуына әкеледі.

Қызыл алып бұтақтың ұшы

Дегенерацияланған гелий ядросы бар жұлдыздар үшін бұл өлшем мен жарқырауының өсуіне шек бар, ол қызыл алып тармақтың ұшы деп аталады, онда ядро термоядролық синтезді бастау үшін жеткілікті температураға жетеді. Бұл нүктеге жеткен барлық жұлдыздардың гелий ядросының массасы шамамен бірдей, ал жұлдыздық жарқырауы мен температурасы өте ұқсас. Бұл жарқын жұлдыздар қашықтықты анықтау үшін стандартты шам ретінде қолданылды. Көру арқылы қызыл алып тармақтың ұшы күн металдығында шамамен абсолюттік шамасы -3 және температурасы 3000 К шамасында, ал өте төмен металдықта 4000 К-ге жақын болады. Модельдер металдылыққа байланысты ұшындағы жарқырауықты болжайды. Қазіргі зерттеулерде инфрақызыл шамалар жиірек қолданылады.

Қызыл алып бұтақтан шығу

Ауысқан ядро гелий жарқырауы деп аталатын жарылыс тәрізді синтезді бастайды, бірақ сырттан оның анық белгілері байқалмайды. Энергия ядродағы дегенерацияны жоюға жұмсалады. Жұлдыздың жалпы жарықтылығы төмендеп, температурасы жоғарылайды және ол көлденең тармаққа өтеді. Барлық дегенерацияланған гелий ядроларының массасы шамамен бірдей болады, жұлдыздың жалпы массасына қарамастан, сондықтан көлденең тармақтағы гелий синтезінің жарықтылығы да бірдей. Сутек қабығының қосылуы жұлдыздың жалпы жарықтылығының өзгеруіне себеп болуы мүмкін, бірақ күнге ұқсас металдыққа ие көптеген жұлдыздар үшін температура мен жарықтылық көлденең тармақтың салқын бөлігінде өте ұқсас. Бұл жұлдыздар шамамен 5000 К температурада қызыл топты құрайды. Аз массалы сутек қабықтары жұлдыздардың көлденең тармақта ыстығырақ және жарығы аз орынға ие болуына себеп болады, және бұл әсер металдық деңгейі төмен болғанда оңайрақ орын алады, сондықтан ескі, металға кедей шоқтар ең айқын көлденең тармақтарды көрсетеді. Қызыл алып тармақтағы гелий ядролары бастапқыда белгілі бір массадан асатын жұлдыздарда дегенерацияланбаған болады. Бұл жұлдыздар үш альфалық синтезді бастау үшін қызыл алып тармақтың ұшына жеткенше ыстыққа ие болады және ядро дегенерацияланбас бұрын. Олар қызыл алып тармақтан шығып, көк циклді орындап, содан кейін асимптотикалық алып тармаққа қосылады. Бұдан сәл ғана үлкен жұлдыздар AGB-ға өтуге үлкенге дейін бірнеше жүздік шамада көк циклді жасайды, бұл оларды қызыл алып тармақтағы орнынан ажыратуға мүмкіндік береді. Одан да массивті жұлдыздар 10 000 К немесе одан да жоғары жарықтылықта кеңейтілген көк циклдерді орындайды. Бұл жұлдыздар тұрақсыздық жолағын бірнеше рет кесіп өтеді және I типті (классикалық) Цефеидтік айнымалылар ретінде пульсация жасайды.

Қасиеттері

Төмендегі кестеде әртүрлі бастапқы массалары бар жұлдыздар үшін негізгі тізбектегі (MS), субгигант тармақтағы (SB) және қызыл гигант тармақтағы (RGB) типтік өмір сүру мерзімі көрсетіледі, барлығы күннің металлдық дәрежесіне (Z = 0,02). Сонымен қатар, әр жұлдыз үшін RGB-ның басында және соңында гелий ядросының массасы, бетінің тиімді температурасы, радиусы және жарқырауы көрсетіледі. Қызыл гигант тармағының соңы ядролық гелийдің тұтануы кезінде анықталады. Масса MS (GYrs) Hook (MYrs) SB (MYrs) RGB(MYrs) RGBбасы RGBсоңы Ядро массасы Teff (K) Радиусы Жарқырауы Ядро массасы Teff (K) Радиусы Жарқырауы 0.6 58.8 N/A 5,100 2,500 0.10 4,634 1.2 0.6 0.48 2,925 207 2,809 1.0 9.3 N/A 2,600 760 0.13 5,034 2.0 2.2 0.48 3,140 179 2,802 2.0 1.2 10 22 25 0.25 5,220 5.4 19.6 0.34 4,417 23.5 188 5.0 0.1 0.4 15 0.3 4,737 43.8 866.0 0.84 4,034 115 3,118

Аралық массалы жұлдыздар негізгі тізбектегі және субгигант жұлдыздар ретінде массасының аз бөлігін ғана жоғалтады, бірақ қызыл гиганттар ретінде айтарлықтай масса жоғалтады. Күнге ұқсас жұлдыздың жоғалтқан массасы, ол көлденең тармаққа жеткен кезде жұлдыздың температурасы мен жарқырауына әсер етеді, сондықтан қызыл түйір жұлдыздардың қасиеттерін гелийдің тұтануына дейінгі және кейінгі масса айырмасын анықтау үшін пайдалануға болады. Қызыл гиганттардың жоғалтқан массасы кейін пайда болатын ақ жұлдыздардың массасы мен қасиеттерін де анықтайды. Қызыл гигант тармағының ұшына жеткен жұлдыздардың жалпы массасының шамамен жоғалуы байқалады. Оның көп бөлігі гелийдің тұтануына дейінгі соңғы миллион жылда жоғалады. Гелийдің тұтануына дейін қызыл гигант тармағынан шығып кететін, массасы үлкен жұлдыздардың жоғалтқан массасын тікелей өлшеу қиын. δ Сефеи сияқты Сефеидтердің қазіргі массасын дәл өлшеуге болады, өйткені олар екілік жұлдыздар немесе пульсациялық жұлдыздар болып табылады. Эволюциялық модельдермен салыстырғанда, мұндай жұлдыздар массасының шамамен 20% -ын жоғалтқан, оның көп бөлігі көк цикл кезінде және әсіресе тұрақсыздық жолағындағы пульсациялар кезінде байқалады.

Өзгерімділік

Кейбір қызыл алыптар үлкен амплитудалы өзгергіш болып табылады. Ең ерте белгілі өзгермелі жұлдыздардың көптегені – тұрақты кезеңдері мен бірнеше шама амплитудалары бар Мира жұлдыздары, айқын кезеңдері немесе бірнеше кезеңдері және сәл төмен амплитудалары бар жартылай тұрақты жұлдыздар, сондай-ақ айқын кезеңі жоқ баяу өзгергіш жұлдыздар. Бұлар ұзақ уақыт бойы асимптотикалық алып тармағындағы (AGB) жұлдыздар немесе супергиганттар деп есептелді, ал қызыл алып тармағындағы (RGB) жұлдыздар әдетте өзгергіш деп қарастырылмады. Аз ғана байқалатын ерекшеліктер төмен жарықтылығы бар AGB жұлдыздары деп саналды. 20 ғасырдың соңындағы зерттеулер M класындағы барлық алыптардың амплитудасы 10 миллимагнитудадан жоғары өзгергіш екенін, ал соңғы K класындағы алыптардың да кішкентай амплитудалы өзгергіш болуы мүмкін екенін көрсетті. Мұндай өзгергіш жұлдыздар RGB тармағының соңына жақын, жарқыраған қызыл алыптардың қатарында болды, бірақ олардың барлығының шын мәнінде AGB жұлдыздары екенін дәлелдеу қиын болды. Жұлдыздар амплитуда-кезең қатынасын көрсетті, яғни үлкен амплитудалы өзгергіштер баяурақ пульсация жасайды. 21 ғасырдағы микролинзалық зерттеулер мыңдаған жұлдыздардың көп жылдық өте дәл фотометриясын қамтамасыз етті. Бұл көптеген жаңа өзгергіш жұлдыздарды, көбінесе өте кішкентай амплитудалыларын табуға мүмкіндік берді. Көп кезеңді жарықтық қатынастар анықталды, олар жақын аралықтағы параллель қатынастардың тізбегі бар аймақтарға топтастырылды. Олардың кейбіреулері белгілі Мира жұлдыздары мен жартылай тұрақты жұлдыздарға сәйкес келді, бірақ өзгергіш жұлдыздардың қосымша класы анықталды: OGLE кішкентай амплитудалы қызыл алыптар немесе OSARG. OSARG жұлдыздарының амплитудасы бірнеше мыңнан бір шамаға жетеді және 10-100 күн аралығындағы жартылай тұрақты кезеңдерге ие. OGLE зерттеуі әр OSARG үшін үш кезеңді жариялады, бұл пульсациялардың күрделі комбинациясын көрсетеді. AGB және RGB жұлдыздары Магеллан бұлттарында мыңдаған OSARG жұлдыздары тез анықталды. Содан бері Галактика орталық бөлігіне қарайтын 192 643 OSARG жұлдыздарының каталогы жарияланды. Магеллан бұлттарындағы OSARG жұлдыздарының шамамен төрттен бірінде ұзақ екінші кезеңдер байқалса, Галактикадағы OSARG жұлдыздарында мұндай кезеңдер өте сирек кездеседі. RGB OSARG жұлдыздары белгілі бір массалары мен жарықтығы бар жұлдыздар үшін радиалды пульсация модельдерінің бірінші, екінші және үшінші гармоникаларына сәйкес келетін үш жақын аралықтағы кезең-жарықтық қатынастарын ұстанады, бірақ дипольдік және квадрупольдік емес радиалды пульсациялар да бар, бұл өзгерістердің жартылай тұрақты сипатына әкеледі. Негізгі режим байқалмайды және қозудың себебі белгісіз. Стохастикалық конвекция, күнге ұқсас тербелістерге ұқсас, себеп болуы мүмкін деп ұсынылған. Эллипсоидты өзгерістер екілік жүйелерде де пайда болады деп есептеледі, бұл жағдайда бұрмаланған жұлдыздар орбиталары бойынша қатаң кезеңді өзгерістерге әкелетін жанасқан екілік жүйелерде пайда болады.

Some red giants are large amplitude variables. Many of the earliest known variable stars are Mira variables with regular periods and amplitudes of several magnitudes, semiregular variables with less obvious periods or multiple periods and slightly lower amplitudes, and slow irregular variables with no obvious period. These have long been considered to be asymptotic giant branch (AGB) stars or supergiants and the red giant branch (RGB) stars themselves were not generally considered to be variable. A few apparent exceptions were considered to be low luminosity AGB stars. Studies in the late 20th century began to show that all giants of class M were variable with amplitudes of 10 milli magnitudes of more, and that late K class giants were also likely to be variable with smaller amplitudes. Such variable stars were amongst the more luminous red giants, close to the tip of the RGB, but it was difficult to argue that they were all actually AGB stars. The stars showed a period amplitude relationship with larger amplitude variables pulsating more slowly. Microlensing surveys in the 21st century have provided extremely accurate photometry of thousands of stars over many years. This has allowed for the discovery of many new variable stars, often of very small amplitudes. Multiple period luminosity relationships have been discovered, grouped into regions with ridges of closely spaced parallel relationships. Some of these correspond to the known Miras and semi regulars, but an additional class of variable star has been defined: OGLE Small Amplitude Red Giants, or OSARGs. OSARGs have amplitudes of a few thousandths of a magnitude and semi regular periods of 10 to 100 days. The OGLE survey published up to three periods for each OSARG, indicating a complex combination of pulsations. Many thousands of OSARGs were quickly detected in the Magellanic Clouds, both AGB and RGB stars. A catalog has since been published of 192,643 OSARGs in the direction of the Milky Way central bulge. Although around a quarter of Magellanic Cloud OSARgs show long secondary periods, very few of the galactic OSARGs do. The RGB OSARGs follow three closely spaced period luminosity relations, corresponding to the first, second and third overtones of radial pulsation models for stars of certain masses and luminosities, but that dipole and quadrupole non radial pulsations are also present leading to the semi regular nature of the variations. The fundamental mode does not appear, and the underlying cause of the excitation is not known. Stochastic convection has been suggested as a cause, similar to solar like oscillations. The ellipsoidal variations are also thought to be created in binary systems, in this case contact binaries where distorted stars cause strictly periodic variations as they orbit.