Введение

Часть гигантской ветви до зажигания гелия

Красная гигантская ветвь (RGB), иногда называемая первой гигантской ветвью, — это участок гигантской ветви, предшествующий зажиганию гелия в процессе звёздной эволюции. Это стадия, следующая за главной последовательностью для звёзд с низкой и средней массой. Звёзды красной гигантской ветви имеют инертное гелиевое ядро, окружённое оболочкой водорода, в которой происходит синтез посредством CNO-цикла. Это звёзды класса K и M, значительно больше и ярче звёзд главной последовательности той же температуры.

Открытие

Красные гиганты были идентифицированы в начале XX века, когда использование диаграммы Герцшпрунга — Рассела показало, что существуют два различных типа холодных звёзд с очень разными размерами: карлики, теперь официально известные как главная последовательность, и гиганты. Термин «ветвь красных гигантов» вошёл в употребление в 1940-х и 1950-х годах, хотя изначально он был просто общим обозначением области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Хотя к 1940 году была понятна основа термоядерного существования звёзд на главной последовательности, за которым следует фаза термодинамического сжатия до белого карлика, внутренние детали различных типов гигантских звёзд оставались неизвестными. В 1968 году название «асимптотическая ветвь гигантов» (AGB) было использовано для обозначения ветви звёзд, несколько более ярких и неустойчивых, чем большинство красных гигантов, часто представляющих собой большие переменные звёзды с большой амплитудой, такие как Мира. Наблюдения за раздвоенной гигантской ветвью были сделаны за несколько лет до этого, но было неясно, как связаны различные последовательности. К 1970 году область красных гигантов была хорошо изучена и понималась как состоящая из субгигантов, самой ветви красных гигантов (RGB), горизонтальной ветви и AGB, а эволюционное состояние звёзд в этих областях было в целом понятно. В 1967 году ветвь красных гигантов была описана как первая гигантская ветвь, чтобы отличить её от второй, или асимптотической ветви гигантов, и эта терминология до сих пор часто используется, постоянно усложняясь и становясь точнее. Результаты исследований RGB сами используются в качестве основы для исследований в других областях.

Эволюция

Когда звезда с массой от (массы Солнца) до (для звёзд с низкой металличностью) исчерпывает водород в ядре, она переходит в фазу горения водорода в оболочке, в ходе которой становится красным гигантом, большего размера и с более низкой температурой поверхности, чем на главной последовательности. Во время горения водорода в оболочке, внутренние области звезды проходят через несколько чётко выраженных стадий, которые проявляются во внешнем виде. Эволюционные стадии зависят главным образом от массы звезды, но также и от её металличности.

Фаза субгиганта

После того, как звезда главной последовательности исчерпала водород в ядре, она начинает синтезировать водород в плотной оболочке вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Масса гелиевого ядра ниже предела Шёнберга — Чандрасекара и находится в тепловом равновесии, поэтому звезда является субгигантом. Любая дополнительная энергия, выделяющаяся при синтезе в оболочке, расходуется на расширение оболочки, звезда остывает, но её светимость не увеличивается. Синтез водорода в оболочке продолжается в звёздах, близких по массе к Солнцу, до тех пор, пока масса гелиевого ядра не возрастёт настолько, что оно станет вырожденным. Затем ядро сжимается, нагревается и в нём возникает значительный температурный градиент. Водородная оболочка, синтезирующая водород посредством чувствительного к температуре CNO-цикла, резко увеличивает скорость выработки энергии, и звезда считается достигшей основания ветви красных гигантов. Для звезды с массой, равной солнечной, это занимает около 2 миллиардов лет с момента исчерпания водорода в ядре. Субгиганты с массой, превышающей определённое значение, относительно быстро достигают предела Шёнберга — Чандрасекара, прежде чем ядро станет вырожденным. Ядро всё ещё поддерживает собственный вес термодинамически за счёт энергии, выделяющейся в водородной оболочке, но уже не находится в тепловом равновесии. Оно сжимается и нагревается, что приводит к утонению водородной оболочки и расширению звёздной оболочки. Эта комбинация факторов уменьшает светимость по мере охлаждения звезды к основанию ветви красных гигантов. Прежде чем ядро станет вырожденным, внешняя водородная оболочка становится непрозрачной, что останавливает охлаждение звезды, увеличивает скорость синтеза в оболочке, и звезда переходит на ветвь красных гигантов. У этих звёзд субгигантская фаза длится всего несколько миллионов лет, что создаёт заметный разрыв в диаграмме Герцшпрунга — Рассела между звёздами главной последовательности типа B и ветвью красных гигантов, наблюдаемый в молодых рассеянных скоплениях, таких как Плеяды. Этот разрыв называется разрывом Герцшпрунга и на самом деле слабо заселён субгигантами, быстро эволюционирующими в красные гиганты, в отличие от короткой, густонаселённой ветви субгигантов с малой массой, наблюдаемой в старых скоплениях, таких как ω Центавра.

Подъем на ветку красного гиганта

Все звезды у подножия красной ветви гигантов имеют схожую температуру около 5000, что соответствует раннему и среднему спектральному типу K. Их светимости варьируются от нескольких светимостей Солнца для самых маломассивных красных гигантов до нескольких тысяч светимостей для звезд в окрестностях. По мере того как их водородные оболочки продолжают производить больше гелия, ядра звезд RGB увеличиваются в массе и температуре. Это приводит к более быстрому протеканию термоядерных реакций в водородной оболочке. Звезды становятся ярче, больше и несколько холоднее. Их описывают как движущиеся вверх по RGB. На подъеме по RGB происходит ряд внутренних процессов, которые проявляются в наблюдаемых внешних особенностях. Внешняя конвективная оболочка становится все глубже по мере роста звезды и увеличения выработки энергии в оболочке. В конечном итоге она достигает достаточной глубины, чтобы вынести продукты термоядерного синтеза на поверхность из ранее конвективного ядра, что известно как первый подъём. Это изменяет поверхностное содержание гелия, углерода, азота и кислорода. Заметное скопление звезд в одной точке на RGB может быть обнаружено и называется RGB bump (утолщением). Оно вызвано разрывом в распределении водорода, оставленным глубокой конвекцией. Выработка энергии в оболочке временно снижается в этой области, что фактически замедляет движение звезд вверх по RGB и приводит к избытку звезд в этой точке.

Вершина ветви красного гиганта

Для звёзд с вырожденным гелиевым ядром существует предел увеличения их размера и светимости, известный как вершина ветви красных гигантов, где ядро достигает температуры, достаточной для начала гелиевого синтеза. Все звёзды, достигающие этой точки, имеют практически одинаковую массу гелиевого ядра, около , и очень близкие значения звёздной светимости и температуры. Эти яркие звёзды использовались как стандартные свечи для определения расстояний. Визуально вершина ветви красных гигантов наблюдается при абсолютной звёздной величине около −3 и температуре около 3000 К при солнечной металличности, и ближе к 4000 К при очень низкой металличности. Теоретические модели предсказывают светимость на вершине , зависящую от металличности. В современных исследованиях чаще используются инфракрасные величины.

Оставляя красный гигантский веток

Дегенерированное ядро начинает взрывной процесс термоядерного синтеза, известный как гелиевая вспышка, но внешне это проявляется незначительно. Энергия расходуется на снятие вырождения в ядре. В целом звезда становится менее яркой и горячее и переходит на горизонтальную ветвь. Все вырожденные ядра гелия имеют примерно одинаковую массу, независимо от общей массы звезды, поэтому светимость синтеза гелия на горизонтальной ветви одинакова. Термоядерный синтез в водородной оболочке может вызывать изменение общей светимости звезды, но для большинства звезд с металличностью, близкой к солнечной, температура и светимость очень похожи в холодной части горизонтальной ветви. Эти звезды формируют красную группу около 5000 К, а менее массивные водородные оболочки приводят к тому, что звезды занимают более горячее и менее яркое положение на горизонтальной ветви. Этот эффект проявляется легче при низкой металличности, поэтому старые скопления с низкой металличностью демонстрируют наиболее выраженные горизонтальные ветви. Звезды, изначально более массивные, чем [значение массы], имеют невырожденные гелиевые ядра на ветке красных гигантов. Эти звезды становятся достаточно горячими, чтобы начать тройной альфа-процесс, прежде чем достигнут вершины ветви красных гигантов и прежде чем ядро станет вырожденным. Затем они покидают ветвь красных гигантов и совершают синий цикл, прежде чем вернуться и присоединиться к асимптотической ветви гигантов. Звезды, лишь немного массивнее [значение массы], совершают едва заметный синий цикл в несколько сотен [единиц измерения], прежде чем продолжить движение по AGB, практически неотличимое от их положения на ветви красных гигантов. Более массивные звезды проходят расширенные синие циклы, которые могут достигать 10 000 К и более при светимостях [значение светимости]. Эти звезды пересекают полосу нестабильности более одного раза и пульсируют как цефеиды типа I (классические).

Свойства

В таблице ниже показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS), субгигантской ветви (SB) и красной гигантской ветви (RGB) для звезд с разными начальными массами, все при солнечной металличности (Z = 0,02). Также указаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце RGB для каждой звезды. Конец красной гигантской ветви определяется моментом, когда происходит воспламенение гелия в ядре. Масса MS (Гр/млрд лет) Hook (Мр/млрд лет) SB (Мр/млрд лет) RGB (Мр/млрд лет) RGBfoot RGBend Масса ядра Teff (K) Радиус Светимость Масса ядра Teff (K) Радиус Светимость 0,6 58,8 N/A 5100 2500 0,10 4634 1,2 0,6 0,48 2925 207 2809 1,0 9,3 N/A 2600 760 0,13 5034 2,0 2,2 0,48 3140 179 2802 2,0 1,2 10 22 25 0,25 5220 5,4 19,6 0,34 4417 23,5 188 5,0 0,1 0,4 15 0,3 4737 43,8 866,0 0,84 4034 115 3118

Звезды промежуточной массы теряют лишь небольшую долю своей массы на стадии главной последовательности и субгигантов, но теряют значительное количество массы на стадии красных гигантов. Масса, потерянная звездой, подобной Солнцу, влияет на температуру и светимость звезды при достижении горизонтальной ветви, поэтому свойства звезд красного кластера могут быть использованы для определения разницы в массе до и после гелиевой вспышки. Масса, потерянная красными гигантами, также определяет массу и свойства белых карликов, которые формируются впоследствии. Оценки общей потери массы для звезд, достигающих вершины красной гигантской ветви, составляют около. Большая часть этой массы теряется в течение последних миллиона лет перед гелиевой вспышкой. Массу, потерянную более массивными звездами, покидающими красную гигантскую ветвь до гелиевой вспышки, сложнее измерить непосредственно. Текущую массу цефеид, таких как δ Cephei, можно измерить точно, поскольку они являются либо двойными системами, либо пульсирующими звездами. По сравнению с эволюционными моделями, эти звезды, по-видимому, потеряли около 20% своей массы, большая часть которой приходится на стадию синей петли и особенно во время пульсаций в полосе нестабильности.

Изменчивость

Некоторые красные гиганты являются звездами с большой амплитудой изменений блеска. Многие из самых ранних известных переменных звезд – это переменные типа Мира с регулярными периодами и амплитудами в несколько звездных величин, полурегулярные переменные с менее заметными периодами или множественными периодами и несколько меньшими амплитудами, а также медленные нерегулярные переменные без выраженного периода. Долгое время считалось, что они относятся к звездам асимптотической ветви гигантов (AGB) или сверхгигантам, а сами звезды красной гигантской ветви (RGB) обычно не рассматривались как переменные. Лишь немногие очевидные исключения считались звездами AGB с низкой светимостью. Исследования, проведенные в конце 20-го века, показали, что все гиганты класса M являются переменными с амплитудами более 10 милливеличин, а гиганты позднего класса K также, вероятно, переменны, но с меньшими амплитудами. Такие переменные звезды были одними из самых ярких красных гигантов, расположенных близко к концу RGB, однако было сложно доказать, что все они действительно являются звездами AGB. У этих звезд наблюдалась зависимость амплитуды от периода: звезды с большей амплитудой пульсировали медленнее. Микролинзовые обзоры в 21-м веке предоставили чрезвычайно точные фотометрические данные тысяч звезд за многие годы. Это позволило обнаружить множество новых переменных звезд, часто с очень малыми амплитудами. Были выявлены множественные соотношения период-светимость, сгруппированные в области с гребнями близко расположенных параллельных зависимостей. Некоторые из них соответствуют известным Мирам и полурегулярным переменным, но был выделен дополнительный класс переменных звезд: красные гиганты малой амплитуды OGLE, или OSARGs. OSARGs имеют амплитуды в несколько тысячных звездной величины и полурегулярные периоды от 10 до 100 дней. В рамках обзора OGLE были опубликованы до трех периодов для каждой звезды OSARG, что свидетельствует о сложной комбинации пульсаций. Тысячи OSARGs были быстро обнаружены в Магеллановых Облаках, как среди звезд AGB, так и RGB. С тех пор был опубликован каталог, содержащий 192 643 звезды OSARG в направлении центрального балджа Млечного Пути. Хотя около четверти звезд OSARG в Магеллановых Облаках демонстрируют длительные вторичные периоды, очень немногие галактические OSARGs обладают этой характеристикой. Звезды RGB OSARGs следуют трем близко расположенным соотношениям период-светимость, соответствующим первому, второму и третьему обертонам моделей радиальных пульсаций для звезд определенных масс и светимостей, однако также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, приводящие к полурегулярному характеру изменений блеска. Фундаментальный режим не наблюдается, а основная причина возбуждения остается неизвестной. В качестве возможной причины была предложена стохастическая конвекция, аналогичная солнечным колебаниям. Эллипсоидальные изменения блеска, вероятно, возникают в двойных системах, в частности, в контактных двойных системах, где деформированные звезды вызывают строго периодические изменения блеска при вращении вокруг общего центра масс.