Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ

КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ

КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ - относительно холодные звёзды высокой светимости с протяжёнными оболочками. Из-за низкой эффективной температуры этих звёзд ( Т _э3000-5000 К) поток энергии с единицы площади их поверхности мал - в 2 - 10 раз меньше, чем у Солнца. Однако светимость таких звёзд может достигать 10⁵, т. к. красные гиганты (к. г.) и красные сверхгиганты (к. с.) имеют очень большие радиусы (до 1000) и соответственно огромные излучающие поверхности. Максимум излучения этих звёзд приходится на красную и ИК-области спектра. К. г. и к. с. относятся к звёздам спектральных классов К и М, III и I светимости классов соответственно. Абс. звёздные величины к. г. заключены в пределах , у к. с. . Характерная особенность спектров к. г. и к. с.- наличие молекулярных полос поглощения. Типичные к. г.- Арктур (ок. 130, 26) и Альдебаран (190,25), к. с.- Бетельгейзе (7*10⁴,600) и Антарес (5*10⁴,700).

Традиционное деление звёзд на к. г. н к. с. условно, поскольку оно отражает только различие в радиусах и светимостях звёзд при сходном внутр. строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную протяжённую оболочку. Согласно совр. теории эволюции звёзд, звезда попадает в область Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, занимаемую к. г. и к. с., дважды. Первый раз - на время от 10³ лет (для звёзд с массой ) до 10⁸ лет (для звёзд с ) на стадии гравитац. сжатия, когда в звезде ещё не идут ядерные реакции (см. Звездообразование). Второй раз - после термоядерного сгорания в её ядре водорода, на время, к-рое составляет 10% времени жизни звезды. Звёзды с массами превращаются сначала в к. г., а затем в к. с.; звёзды с - непосредственно в к. с.

К. г. или к. с. имеют гелиевое ядро, окружённое тонким слоевым источником энерговыделения, в к-ром горит водород, или углеродно-кислородное ядро, окружённое двумя слоями горения - водородным и гелиевым. Ядро почти изотермично. К. с. с >8-10 могут иметь ядра из более тяжёлых, чем кислород, элементов, вплоть до железа, но время жизни таких звёзд крайне мало - всего 10³ лет. Плотность вещества в ядрах к. г. и к. с. может достигать 10⁸-10⁹ г/см ³, темп-pa 10⁸-10⁹ К. Радиусы ядер при этом составляют сотые доли . Перенос энергии в протяжённых холодных оболочках к. г. и к. с. осуществляется конвекцией. Конвекция может выносить в атмосферу звёзды продукты ядерного горения из неустойчивых тонких слоевых источников. Поэтому у многих к. г. и к. с. наблюдаются аномалии хим. состава, в частности повышенное содержание углерода. Для к. г. и к. с. характерна заметная потеря вещества за счёт истечения его в межзвёздное пространство (см. Звёздный ветер). Потери достигают 10^-5-10^-6 в год. Причиной истечения вещества может быть: давление излучения на пыль и (или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах (см. Давление света);. пульсационная неустойчивость (см. Пульсации звёзд), ударные волны в звёздных коронах. Пыль, образующаяся в атмосферах к. г. и к. с., выносится в межзвёздную среду (см. Межзвёздная пыль). Если скорость потери вещества очень велика, то пыль в истекающем веществе может полностью экранировать звезду (не пропускать видимое излучение). Такую звезду можно наблюдать в ИК-диапазоне. Потеря вещества у звёзд с приводит к тому, что массы их ядер оказываются недостаточными, чтобы в них начались термоядерные реакции горения углерода. Такие звёзды превращаются в белые карлики, проходя перед этим стадию планетарных туманностей. Более массивные звёзды взрываются как сверхновые звёзды. В ядрах звёзд с за время жизни Галактики водород не выгорел, и они ещё не превратились в к. г.

Протяжённые истекающие оболочки, подобные оболочкам к. с., могут иметь звёзды с двойными ядрами, к-рые, вероятно, образуются в ходе эволюции тесных двойных звезд.

Лит.: Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ., М., 1984. Л. Р. Юнгелъсон.