Червоні гіганти

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

Червоні гіганти — це величезні холодні зорі. Вони перевищують Сонце за діаметром у десятки й сотні разів, а за масою — від 1,5 до 15 (надгіганти — до 50) разів[Джерело?]. Температура їх поверхні становить 3–4 тисячі Кельвінів. Червоні гіганти мають складну внутрішню будову. Їх ядро багате гелієм з невеликою домішкою важких елементів, але воно не є джерелом ядерної енергії, оскільки в ньому не відбувається ядерних реакцій[Джерело?].

Густина речовини в ядрі червоного гіганта настільки велика, що воно за своєю будовою подібне до білого карлика. Навколо ядра розташований тонкий енерговидільний шар, де відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій[Джерело?]. Потім йде дуже протяжна оболонка, що займає близько 90 відсотків радіусу зорі. У цій оболонці зосереджена більша частина маси червоного гіганта. Попри високу густину в ядрі, середня густина червоного гіганта набагато нижча від сонячного і, як правило, не перевищує одного міліграма на кубічний сантиметр. Так, середня густина червоного надгіганта Бетельгейзе становить усього шість десятитисячних міліграма на кубічний сантиметр, або 1/2000 густини повітря при нормальному атмосферному тиску[Джерело?].

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

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

Приблизно в другій половині дев'ятнадцятого століття люди навчилися вимірювати розміри зір, виявилося, що ці розміри дуже різноманітні. У зв'язку з цим виникла потреба якось класифікувати зорі за розмірами. Це сталося задовго до появи теорії еволюції зір й до побудови діаграми Герцшпрунга — Рассела. З'ясувалося, що для деяких спектральних класів існують дві великі групи зір цього класу, і в одній групі зорі помітно більші, ніж в іншій. Маленькі зорі назвали «карликами», а великі — «гігантами». Так склалася термінологія, яка дожила і до наших днів: червоні карлики й червоні гіганти, помаранчеві карлики й помаранчеві гіганти, жовті карлики й жовті гіганти. З зорями білого кольору все виявилося набагато складніше: різкої різниці в розмірах серед білих зір не спостерігалося[Джерело?]. Потім Герцшпрунг і Рассел намалювали свою діаграму, і виявилося, що червоні, помаранчеві та жовті карлики лежать на головній послідовності, а саме в правій нижній її частині. Гіганти й надгіганти розташовані на кількох горизонтальних відгалуженнях у верхній частині діаграми. Звісно, на діаграмі Герцшпрунга — Рассела відкладається світність, а не розмір, однак для зір однієї й тієї ж температури (кольору) світність зростає пропорційно площі поверхні зорі. На діаграмі помітна різниця в світності (а значить — і в розмірах) між карликами й гігантами спектральних класів G, K, M.

А от з білими зорями так не вийшло. На ділянках білих і блакитних зір головна послідовність піднімається на один рівень світності з послідовностями гігантів і майже досягає світності надгігантів. Білі та блакитні зорі головної послідовності настільки великі і потужні, що назвати їх карликами не виходить.

Тому білі й блакитні зорі головної послідовності так і називають — зорі головної послідовності[Джерело?].

Іноді зорі головної послідовності (усі разом) називають «карликами». Але таке вживання терміна некоректне, по-перше, через великий розмір білих і блакитних зір головної послідовності, а по-друге, тому, що є білі карлики, які не лежать на головній послідовності.

На відміну від зір головної послідовності, червоні гіганти на діаграмі не лежать на якійсь одній лінії. Спочатку для них визначили дві послідовності — гігантів і надгігантів, але цього виявилося мало. Надгіганти теж розділилися на дві групи, так що довелося запровадити для них дві підпослідовності (Ia і Ib), а між надгігантами й звичайними гігантами втиснулася гілка яскравих гігантів (II-й клас світності). Недавно[Коли?] відкрили новий клас зір, які перевищують надгігантів за розмірами й світністю. Для того, щоб позначити їх на діаграмі Герцшпрунга — Рассела (нульовий клас світності), довелося розширювати її вгору.

При детальному вивченні зір з'ясувалося, що існують зорі проміжного розміру між карликами й гігантами, хоча їх порівняно небагато. Вони отримали назву субгігантів (IV-й клас світності).

Білі зорі головної послідовності не називають карликами — вони для цього занадто великі. Втім, білі карлики існують. У них є своя послідовність на діаграмі Герцшпрунга — Рассела (VII-й клас світності) і свої особливі спектральні класи, що не вкладаються в загальну класифікацію.

Щодо блакитних карликів, то це поняття поки гіпотетичне, відноситься до теоретично можливого, але невідкритого поки типу зір[Джерело?]. Таким чином для жовтих, помаранчевих і червоних зір поняття "карлик" і "зоря головної послідовності" збігаються; для білих і блакитних зір вони різняться.

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

У 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]

У 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 наближену 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 — функції світності методом максимальної вірогідності. Цей спосіб ґрунтується на тому, що функція світності відгалуження 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 (англ.)
  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.  (англ.)