Червоні гіганти

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Червоні гіганти – це величезні холодні зорі. Вони перевищують Сонце по діаметру в десятки і сотні разів, а по масі – від 1,5 до 15 (надгіганти – до 50) разів. Температура їх поверхні складає 3-4 тисячі градусів Кельвіна. Червоні гіганти мають складну внутрішню будову. Їх ядро багате гелієм з невеликою кількістю домішок важких елементів, але не є джерелом ядерної енергії, оскільки в ньому не відбувається ядерних реакцій.

Щільність речовини в ядрі червоного гіганта настільки велика, що воно по своїй будові близьке до білого карлика. Навколо ядра розташований тонкий енерговиділяючий шар, де і протікають термоядерні реакції перетворення водню в гелій. Потім йде дуже протяжна оболонка, що займає близько 90 відсотків радіусу зірки. У цій оболонці поміщена більша половини маси червоного гіганта. Не дивлячись на високу щільність в ядрі, середня щільність червоного гіганта набагато нижча від сонячного і, як правило, не перевищує одного міліграма на кубічний сантиметр. Так, середня щільність червоного надгіганта Бетельгейзе складає всього шість десятитисячних міліграма на кубічний сантиметр, або 1/2000 щільності повітря при нормальному атмосферному тиску.

Помаранчеві гіганти спектрального класу K[ред.ред. код]

Карлики, гіганти і головна послідовність[ред.ред. код]

Коли люди навчилися вимірювати розміри зірок, виявилося, що ці самі розміри дуже різноманітні. У зв'язку з цим з'явилася потреба якось класифікувати зірки за розмірами. Було це задовго до появи теорії еволюції зірок і навіть ще до теореми Герцшпрунга-Рассела, тобто приблизно друга половина дев'ятнадцятого століття. Так от, ще в цій сивій астрономічній давнині з'ясувалося, що для ряду спектральних класів існують дві великі групи зірок цього класу, і в одній групі зірки помітно більші ніж в іншій. Анітрохи не вагаючись, маленькі зірки назвали "карликами", а великі "гігантами". Так виникла термінологія яка дожила і до наших днів: червоні карлики і червоні гіганти, помаранчеві карлики і помаранчеві гіганти, жовті карлики і жовті гіганти ... Стоп. Тому що з білими зірками все виявилося набагато складніше: різкої різниці в розмірах серед білих зірок не спостерігалося. Потім Герцшпрунг і Рассел намалювали свою діаграму, і виявилося, що червоні, помаранчеві та жовті карлики знаходяться на головній послідовності, а саме в правій нижній її частині. Гіганти і надгіганти затишно влаштувалися на кількох горизонтальних послідовностях в правому верхньому куті діаграми. Звичайно, на діаграмі Герцшпрунга-Рассела відкладається світимість, а не розмір, але, як ми пам'ятаємо, для зірок однієї і тієї ж температури (кольору) світимість зростає з площею поверхні зірки. На діаграмі легко помітна різниця в світимості (а значить, і в розмірах) між карликами і гігантами спектральних класів G, K, M.

А от з білими зірками так не вийшло. Якщо ви подивитеся на діаграму, то побачите, що в області білих і блакитних зірок головна послідовність піднімається на один рівень світимості з послідовностями гігантів і майже досягає рівня світимості надгігантів. Білі та блакитні зірки головної послідовності настільки великі і потужні, що назвати їх карликами ну ніяк не виходить!

Тому білі і блакитні зірки головної послідовності так і називаються - зірки головної послідовності. Довгий термін, але нічого кращого не придумали.

Хоча про зірок головної послідовності в сукупності іноді кажуть "карлики". Але таке використання терміна все-таки незграбне і некоректне, по-перше через великі білі і блакитні зірки, а по-друге тому, що є зірки-карлики, які не перебувають на головній послідовності.

З гігантами теж виявилося не все гладко. На відміну від зірок головної послідовності, вони навідріз відмовилися влаштовуватися на одній рівній і гладкій лінії. Спочатку для них довелося намалювати дві послідовності - гіганти і надгіганти, але й цього виявилося мало. Надгіганти теж розділилися на дві групи, так що довелося вводити для них дві підпослідовності (Ia і Ib), а між надгігантами і звичайними гігантами втиснулася гілка "яскравих гігантів" (II). А зовсім недавно відкрили новий клас зірок, які перевищують за розмірами і світимістю надгігантів. Для того, щоб вмалювати їх послідовність (0) в діаграму Герцшпрунга-Рассела, довелося "збільшувати" її зверху - розширювати діапазон подібності.

Крім того, при детальному вивченні космосу з'ясувалося, що існують-таки зірки з проміжними розмірами між карликами і гігантами, хоча і порівняно небагато. Їх назвали субгіганти.

Білі зірки головної послідовності не називають карликами - вони для цього занадто великі. Але тим не менш, як ми знаємо, білі карлики існують. У них є своя послідовність на діаграмі Герцшпрунга-Рассела (VII) і зовсім свої спектральні класи, що не вкладаються в загальну класифікацію.

Щодо блакитних карликів, то це поняття поки гіпотетичне, відноситься до теоретично можливого, але невідкритого поки типу зірок. Отже, підіб'ємо підсумки: для жовтих, помаранчевих і червоних зірок поняття "карлик" і "зірка головної послідовності" збігаються; для білих і блакитних зірок вони дуже і дуже різняться.


Фізичні параметри гігантів класу K[ред.ред. код]

В таблиці подано усереднені значення параметрів.[1] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас B-V V-R b-y MV BC Teff, °K R/RΟ log g Vsin(i),
км/сек.
K0 1.03 0.77 0.60 0.2 −0.37 5282 14 2.5 3.0
K2 1.18 0.84 0.68 0.1 −0.45 5055 17 2.1 2.3
K3 1.29 0.96 0.80 0.1 −0.53 4973 21 2.0
K5 1.44 1.20 0.90 0.0 −0.81 4623 40 -
K7 1.53 0.93 −0.1 −1.15 4380 60 -
Приклади: Альдебаран, Дубге А, Поллукс, Гамаль

Гіганти спектрального класу M[ред.ред. код]


Фізичні параметри гігантів класу M[ред.ред. код]

В таблиці подано усереднені значення параметрів[1]. Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас B-V V-R b-y MV BC Teff, °K R/RΟ log g Vsin(i),
км/сек.
M0 1.57 1.23 0.97 −0.2 −1.36 4212 100 -
M2 1.60 1.34 1.00 −0.2 −1.52 4076 130 -
M5 1.58 2.18 −0.2 3923 -
Приклади: Бета Пегаса

Ідентифікація червоних гігантів[ред.ред. код]

Найяскравіші червоні гіганти мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину (−3.0m±0.2m) і застосовуються як стандартні свічки для вимірювання космічних відстаней. Для ідентифікації червоних гігантів у зоряному складі галактики існує два шляхи:

  • Класичний — метод виділення краю зображень. При цьому зазвичай застосовують Собелівський фільтр. Початок провалу — шукана точка повороту. Іноді замість собелівського фільтра як наближувальну функцію беруть гаусіан, а функція виділення краю залежить від фотометричних похибок спостережень[2]. Однак, у міру ослаблення зорі ростуть і похибки методу. Відтак гранично вимірюваний блиск на дві зоряних величини гірший, ніж дозволяє апаратура.
  • Другий шлях — побудова функції світності методом максимальної вірогідності. Цей спосіб ґрунтується на тому, що функція світності гілки червоних гігантів добре апроксимується степеневою функцією:
    де a — коефіцієнт, близький до 0,3, m — видима зоряна величина.
    Основна проблема методу — розбіжність в деяких випадках рядів, що виникають в результаті роботи методу максимальної вірогідності.


Див. також[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

  1. а б David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005
  2. Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L (1996). Tip of the Red Giant Branch Distances to Galaxies. III. The Dwarf Galaxy Sextans. Astrophysical Journal.