Гигантские звёзды: характеристики и эволюция

Введение

Тип звезды, больше и ярче Солнца.

Гигантская звезда имеет значительно больший радиус и светимость, чем звезда главной последовательности (или карлик) с той же температурой поверхности. Они располагаются выше главной последовательности (класс светимости V в спектральной классификации Йеркеса) на диаграмме Герцспрунга — Расселла и соответствуют классам светимости II и III. Термины «гигант» и «карлик» были введены Эйнаром Герцспрунгом около 1905 года для обозначения звезд с существенно разной светимостью, несмотря на схожую температуру или спектральный тип. Радиусы гигантских звезд могут достигать нескольких сотен радиусов Солнца, а светимость — от 10 до нескольких тысяч светимостей Солнца. Звезды, превосходящие гиганты по светимости, называются сверхгигантами и гипергигантами. Горячую и яркую звезду главной последовательности также могут называть гигантом, однако любую звезду главной последовательности корректно называть карликом, независимо от её размера и светимости.

Формирование

Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для термоядерного синтеза в ее ядре, исчерпан и, как следствие, покидает главную последовательность. Если масса звезды, находясь на главной последовательности, была ниже приблизительно , она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия. Поэтому она останется красным гигантом, в котором происходит синтез водорода, пока не исчерпает запасы водорода, после чего превратится в гелиевый белый карлик. Когда гелий в ядре исчерпан, звезда массой до около имеет углеродно-кислородное ядро, которое вырождается и начинает синтез гелия в оболочке. Как и в случае с предыдущим коллапсом гелиевого ядра, это запускает конвекцию во внешних слоях, вызывает второй подъём вещества из недр звезды и приводит к резкому увеличению размера и светимости. Это асимптотическая ветвь гигантов (AGB), аналогичная ветви красных гигантов, но более яркая, при этом основную часть энергии обеспечивает оболочка, в которой происходит синтез водорода. Звезды остаются на AGB лишь около миллиона лет, становясь всё более нестабильными, пока не исчерпают своё топливо, не пройдут через стадию планетарной туманности, а затем не превратятся в углеродно-кислородный белый карлик. Они в основном следуют путям менее массивных звёзд через фазы RGB, HB и AGB, но обладают достаточной массой для инициирования синтеза углерода в ядре и даже некоторого синтеза неона. Они формируют кислородно-магниево-неоновые ядра, которые могут коллапсировать в сверхновую с захватом электронов или оставить после себя кислородно-неоновый белый карлик. Звезды класса О главной последовательности уже обладают высокой светимостью. Гигантская фаза для таких звёзд – это кратковременный этап незначительного увеличения размера и светимости перед переходом к классу сверхгигантской спектральной светимости. Гиганты типа О могут быть более чем в сто тысяч раз ярче Солнца, превосходя по яркости многие сверхгиганты. Классификация сложна и затруднительна из-за небольших различий между классами светимости и непрерывного диапазона промежуточных форм. Самые массивные звёзды проявляют гигантские или сверхгигантские спектральные признаки, даже продолжая синтезировать водород в своих ядрах, из-за перемешивания тяжёлых элементов к поверхности и высокой светимости, которая создаёт мощный звёздный ветер и приводит к расширению атмосферы звезды.

A star becomes a giant after all the hydrogen available for fusion at its core has been depleted and, as a result, leaves the main sequence., § 5.9. If the star's mass, when on the main sequence, was below approximately , it will never reach the central temperatures necessary to fuse helium., p. 169. It will therefore remain a hydrogen fusing red giant until it runs out of hydrogen, at which point it will become a helium white dwarf., chapter 6. When the core helium is exhausted, a star with up to about has a carbon–oxygen core that becomes degenerate and starts helium burning in a shell. As with the earlier collapse of the helium core, this starts convection in the outer layers, triggers a second dredge up, and causes a dramatic increase in size and luminosity. This is the asymptotic giant branch (AGB) analogous to the red giant branch but more luminous, with a hydrogen burning shell contributing most of the energy. Stars only remain on the AGB for around a million years, becoming increasingly unstable until they exhaust their fuel, go through a planetary nebula phase, and then become a carbon–oxygen white dwarf. They largely follow the tracks of lighter stars through RGB, HB, and AGB phases, but are massive enough to initiate core carbon burning and even some neon burning. They form oxygen–magnesium–neon cores, which may collapse in an electron capture supernova, or they may leave behind an oxygen–neon white dwarf. O class main sequence stars are already highly luminous. The giant phase for such stars is a brief phase of slightly increased size and luminosity before developing a supergiant spectral luminosity class. Type O giants may be more than a hundred thousand times as luminous as the sun, brighter than many supergiants. Classification is complex and difficult with small differences between luminosity classes and a continuous range of intermediate forms. The most massive stars develop giant or supergiant spectral features while still burning hydrogen in their cores, due to mixing of heavy elements to the surface and high luminosity which produces a powerful stellar wind and causes the star's atmosphere to expand.

Маломассивные звезды

Звезда, начальная масса которой меньше приблизительно 0,8 массы Солнца, не станет звездой-гигантом. На протяжении большей части своей жизни внутренние области таких звезд полностью перемешиваются конвекцией, что позволяет им продолжать синтезировать водород в течение времени, превышающего e=12 лет – значительно дольше текущего возраста Вселенной. В течение этого времени они постепенно становятся горячее и ярче. В конечном итоге у них формируется радиационное ядро, после чего водород в ядре исчерпывается и начинается синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. (Звезды с массой, превышающей 100 масс Солнца, могут расширяться на этой стадии, но никогда не становятся очень большими.) Вскоре после этого запас водорода звезды будет полностью истощен, и ожидается, что она превратится в гелиевый белый карлик, хотя Вселенная слишком молода, чтобы такие звезды успели сформироваться, поэтому ни одна звезда с подобной историей еще не наблюдалась.

Подклассы

Существует широкий спектр звезд класса гигантов, и для идентификации более мелких групп звезд обычно используются несколько подклассов.