Войти
диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шарового скопления M5. Ветвь красных гигантов проходит от тонкой горизонтальной ветви субгигантов вправо вверху, при этом ряд наиболее ярких звезд RGB отмечен красным цветом. Ветвь красных гигантов (RGB), иногда называемая первой гигантской ветвью, представляет собой часть гигантской ветви перед тем, как в ходе звездной эволюции происходит воспламенение гелия. Эта стадия следует за главной последовательностью для звезд с низкой и средней массой. Звезды-ветви красных гигантов имеют инертное ядро гелия, окруженное оболочкой из водорода, сливающейся через цикл CNO. Это звезды K- и M-классов, которые намного больше и ярче, чем звезды главной последовательности той же температуры.
Самые яркие звезды в шаровых скоплениях, например NGC 288 - красные гиганты Красные гиганты были идентифицированы в начале 20 века, когда использование диаграммы Герцшпрунга – Рассела показало, что существует два различных типа холодных звезды с очень разными размерами: карлики, теперь официально известные как главная последовательность ; и гиганты.
Термин ветвь красных гигантов вошел в употребление в 1940-х и 1950-х годах, хотя первоначально как общий термин для обозначения области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Хотя основа термоядерной жизни на главной последовательности, за которой следует фаза термодинамического сжатия до белого карлика, была понята к 1940 году, внутренние детали различных типов гигантских звезд не были известны.
В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов (AGB) использовалось для ветви звезд, несколько более яркой, чем основная масса красных гигантов, и более нестабильных, часто с большой амплитудой переменных звезд например Мира. Наблюдения за раздвоенной гигантской ветвью были сделаны несколько лет назад, но было неясно, как связаны разные последовательности. К 1970 году область красных гигантов была хорошо известна как состоящая из субгигантов, самой RGB, горизонтальной ветви и AGB, а также эволюционного состояния звезд в эти регионы были широко поняты. Ветвь красных гигантов была описана как первая ветвь гигантов в 1967 году, чтобы отличить ее от второй или асимптотической ветви гигантов, и эта терминология все еще часто используется сегодня.
Современная физика звезд смоделировала внутренние процессы, которые производят различные фазы жизни звезд средней массы после главной последовательности со все возрастающей сложностью и точностью. Результаты исследований RGB сами по себе используются в качестве основы для исследований в других областях.
Эволюционные треки для звезд разной массы: Когда звезда с массой примерно от 0,4 M☉(солнечной массы ) до 12 M☉(8 M☉для звезд с низкой металличностью) истощает свой водород, она вступает в фазу горения водородной оболочки, во время которой он становится красным гигантом, больше и круче, чем на главной сцене. Во время горения водородной оболочки внутреннее пространство звезды проходит несколько отчетливых стадий, которые отражаются во внешнем виде. Этапы эволюции различаются, прежде всего, в зависимости от массы звезды, но также и от ее металличности.
После того, как звезда главной последовательности исчерпает водород в ядре, она начинает плавить водород толстая оболочка вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Масса гелиевого ядра ниже предела Шенберга – Чандрасекара и находится в тепловом равновесии, а звезда является субгигантом. Любое дополнительное производство энергии от слияния оболочек расходуется на раздувание оболочки, и звезда охлаждается, но не увеличивает яркость.
Слияние водорода с оболочкой продолжается в звездах с массой примерно солнечной до тех пор, пока масса гелиевого ядра не увеличится настолько, что он становится вырожденным. Затем сердечник сжимается, нагревается и образует сильный температурный градиент. Водородная оболочка, плавящаяся через чувствительный к температуре цикл CNO, значительно увеличивает скорость производства энергии, и звезды, как полагают, находятся у подножия ветви красных гигантов. Для звезды той же массы, что и Солнце, это занимает примерно 2 миллиарда лет с того времени, когда водород был исчерпан в ядре.
Субгиганты более чем примерно 2 M☉относительно быстро достигают предела Шёнберга-Чандрасекара, прежде чем ядро становится вырожденным. Ядро все еще поддерживает свой собственный вес термодинамически с помощью энергии водородной оболочки, но больше не находится в тепловом равновесии. Он сжимается и нагревается, в результате чего водородная оболочка становится тоньше, а звездная оболочка надувается. Эта комбинация снижает яркость по мере того, как звезда остывает к подножию RGB. Прежде чем ядро станет вырожденным, внешняя водородная оболочка становится непрозрачной, что заставляет звезду перестать охлаждаться, увеличивает скорость синтеза в оболочке, и звезда входит в RGB. У этих звезд фаза субгигантов наступает в течение нескольких миллионов лет, вызывая очевидный разрыв в диаграмме Герцшпрунга-Рассела между звездами главной последовательности B-типа и RGB, наблюдаемым в молодых рассеянных скоплениях, например Презеп. Это промежуток Герцшпрунга, и на самом деле он редко заселен субгигантами, быстро эволюционирующими в сторону красных гигантов, в отличие от короткой густонаселенной ветви маломассивных субгигантов, наблюдаемой в более старых скоплениях, таких как ω Центавра.
Солнцеобразные звезды имеют вырожденное ядро на ветви красных гигантов и восходят к вершине, прежде чем начнется синтез гелия в ядре со вспышкой. 
Звезды более массивные, чем Солнце, не имеют вырождаются ядро и покидают ветвь красных гигантов перед острием, когда гелий в их ядре загорается без вспышки. Все звезды у подножия ветви красных гигантов имеют одинаковую температуру около 5000 K, что соответствует раннему и среднему K-спектру тип. Их светимости колеблются от светимости в несколько раз яркости Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч раз яркости звезд около 8 M☉.
Поскольку их водородные оболочки продолжают производить больше гелия, ядра звезд RGB увеличиваются в массе и температура. Это заставляет водородную оболочку плавиться быстрее. Звезды становятся ярче, крупнее и холоднее. Они описываются как восходящие по RGB.
На подъеме по RGB есть ряд внутренних событий, которые создают наблюдаемые внешние особенности. Внешняя конвективная оболочка становится все глубже и глубже по мере роста звезды и увеличения производства энергии оболочкой. В конце концов, он достигает достаточной глубины, чтобы вывести продукты термоядерного синтеза на поверхность из ранее конвективного ядра, известного как первый выемка грунта. Это изменяет поверхностное содержание гелия, углерода, азота и кислорода. Заметное скопление звезд в одной точке RGB можно обнаружить и известно как выступ RGB. Это вызвано скачком содержания водорода, оставленным глубокой конвекцией. Производство энергии оболочкой временно снижается на этом разрыве, эффективно задерживая подъем RGB и вызывая избыток звезд в этой точке.
Для звезд с вырожденным гелиевое ядро, существует предел этого роста в размере и светимости, известный как вершина ветви красных гигантов, где ядро достигает температуры, достаточной для начала термоядерного синтеза. Все звезды, которые достигают этой точки, имеют одинаковую гелиевую массу ядра почти 0,5 M☉, а также очень похожие звездную светимость и температуру. Эти светящиеся звезды использовались в качестве стандартных индикаторов расстояния до свечей. Визуально вершина ветви красных гигантов имеет абсолютную звездную величину -3 и температуру около 3000 К при солнечной металличности, ближе к 4000 К при очень низкой металличности. Модели предсказывают светимость на вершине 2000–2500 L☉, в зависимости от металличности. В современных исследованиях чаще используются инфракрасные звездные величины.
Вырожденное ядро начинает взрывной синтез в событии, известном как гелиевая вспышка, но внешне это почти не проявляется. Энергия расходуется на снятие вырождения в активной зоне. В целом звезда становится менее яркой, более горячей и мигрирует в горизонтальную ветвь. Все ядра вырожденного гелия имеют приблизительно одинаковую массу, независимо от полной массы звезды, поэтому светимость термоядерного синтеза гелия на горизонтальной ветви одинакова. Слияние водородных оболочек может привести к изменению общей светимости звезды, но для большинства звезд с металличностью, близкой к солнечной, температура и светимость очень похожи на холодном конце горизонтальной ветви. Эти звезды образуют красный сгусток примерно при 5000 К и 50 L☉. Менее массивные водородные оболочки заставляют звезды занимать более горячее и менее яркое положение на горизонтальной ветви, и этот эффект легче проявляется при низкой металличности, так что старые бедные металлом скопления показывают наиболее выраженные горизонтальные ветви.
Звезды, изначально массивные, чем 2 M☉, имеют невырожденные гелиевые ядра на ветви красных гигантов. Эти звезды становятся достаточно горячими, чтобы начать тройной альфа-синтез, прежде чем они достигнут вершины ветви красных гигантов и прежде, чем ядро станет вырожденным. Затем они покидают ветвь красных гигантов и выполняют синюю петлю, прежде чем вернуться, чтобы присоединиться к асимптотической ветви гигантов. Звезды чуть более массивные, чем 2 M☉, совершают едва заметную синюю петлю на нескольких сотнях L☉перед тем, как продолжить движение по AGB, едва отличимому от положения их ветви красного гиганта. Более массивные звезды образуют протяженные синие петли, которые могут достигать 10 000 К и более при светимости в тысячи L☉. Эти звезды будут пересекать полосу нестабильности более одного раза и будут пульсировать как переменные цефеиды типа I (классические).
В таблице ниже показаны типичные времена жизни на главной последовательности. (MS), ветвь субгигантов (SB) и ветвь красных гигантов (RGB) для звезд с разными начальными массами, все в солнечной металличности (Z = 0,02). Также показаны масса ядра гелия, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и в конце RGB для каждой звезды. Конец ветви красных гигантов определяется как момент воспламенения гелия в активной зоне.
| Масса. (M☉) | MS (GYrs) | Hook (MYrs) | SB (MYrs) | RGB. (MYrs) | RGB фут. | RGB конец. | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Масса сердечника (M☉) | Teff (K) | Радиус (R☉) | Светимость (L☉) | Масса ядра (M☉) | Teff (K) | Радиус (R☉) | Светимость (L☉) | |||||
| 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 | Н / Д | 2,600 | 760 | 0,13 | 5,034 | 2,0 | 2,2 | 0,48 | 3140 | 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 | 0,83 | 4,737 | 43,8 | 866,0 | 0,84 | 4,034 | 115 | 3,118 |
Звезды средней массы теряют лишь небольшую часть своей массы, как звезды главной последовательности и субгиганты, но теряют Она имеет значительную массу как красные гиганты.
Масса, теряемая звездой, подобной Солнцу, влияет на температуру и светимость звезды, когда она достигает горизонтальной ветви, поэтому свойства звезд с красным сгустком могут быть используется для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Потеря массы от красных гигантов также определяет массу и свойства белых карликов, которые образуются впоследствии. Оценки полной потери массы для звезд, которые достигают вершины ветви красных гигантов, составляют около 0,2–0,25 M☉. Большая часть этого теряется в течение последнего миллиона лет до гелиевой вспышки.
Массу, потерянную более массивными звездами, которые покидают ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, труднее измерить напрямую. Текущая масса переменных цефеид, таких как δ Cephei, может быть измерена точно, потому что существуют либо двойные, либо пульсирующие звезды. По сравнению с эволюционными моделями, такие звезды, похоже, потеряли около 20% своей массы, большую часть которой во время синей петли и особенно во время пульсаций на полосе нестабильности.
Некоторые красные гиганты - переменные с большой амплитудой. Многие из самых ранних известных переменных звезд - это переменные Мира с регулярными периодами и амплитудами нескольких величин, полуправильные переменные с менее очевидными периодами или несколькими периодами и немного более низкими амплитудами, и медленные нерегулярные переменные без очевидной точки. Они долгое время считались звездами асимптотической ветви гигантов (AGB) или сверхгигантами, а сами звезды ветви красных гигантов (RGB) обычно не считались переменными. Несколько очевидных исключений считались звездами AGB с низкой светимостью.
Исследования в конце 20-го века начали показывать, что все гиганты класса M были переменными с амплитудами на 10 милли-звездных величин и более, а поздние K гиганты класса также, вероятно, были переменными с меньшими амплитудами. Такие переменные звезды были среди наиболее ярких красных гигантов, близких к вершине RGB, но трудно было спорить, что все они на самом деле были звездами AGB. Звезды показали взаимосвязь амплитуды периода с переменными большей амплитуды, пульсирующими медленнее.
Обзоры с помощью микролинзирования в 21 веке обеспечили чрезвычайно точную фотометрию тысяч звезд за многие годы. Это позволило открыть множество новых переменных звезд, часто очень малых амплитуд. Были обнаружены множественные отношения период-светимость, сгруппированные в области с гребнями близко расположенных параллельных отношений. Некоторые из них соответствуют известным Мирасам и полурегулярным звездам, но был определен дополнительный класс переменных звезд: OGLE Красные гиганты малой амплитуды или OSARG. OSARG имеют амплитуды в несколько тысячных величины и полурегулярные периоды от 10 до 100 дней. Обзор OGLE опубликовал до трех периодов для каждого OSARG, что указывает на сложную комбинацию пульсаций. Многие тысячи OSARG были быстро обнаружены в Магеллановых облаках, как звезды AGB, так и звезды RGB. С тех пор был опубликован каталог 192 643 OSARG в направлении центральной выпуклости Млечного Пути. Хотя около четверти OSARG Магелланова Облака показывают длинные вторичные периоды, очень немногие из галактических OSARG показывают.
RGB OSARG следуют трем близко расположенным отношениям период-светимость, соответствующим первому, второму и третьему обертоны моделей радиальной пульсации для звезд определенных масс и светимостей, но также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, что приводит к полурегулярному характеру изменений. Основная мода не появляется, и основная причина возбуждения неизвестна. Стохастическая конвекция была предложена как причина, аналогичная солнечным колебаниям.
Два дополнительных типа вариаций были обнаружены в звездах RGB: длинные вторичные периоды, которые связаны с другими вариациями, но может показывать большие амплитуды с периодами в сотни или тысячи дней; и эллипсоидальные вариации. Причина длинных вторичных периодов неизвестна, но было высказано предположение, что они связаны с взаимодействиями с маломассивными спутниками на близких орбитах. Также считается, что эллипсоидальные вариации возникают в двойных системах, в данном случае - в контактных двойных, где искаженные звезды вызывают строго периодические изменения при вращении.
