Відгалуження червоних гігантів

Послідовність на діаграмі Герцшпрунга-Рассела
Версія від 15:36, 17 листопада 2015, створена Olvin (обговорення | внесок) (доповнення)

Відгалу́ження черво́них гіга́нтів (ВЧГ) - послідовність на діаграмі Герцшпрунга—Рассела, що утворена зорями малої та проміжної маси, які перебувають на стадії горіння гідрогену у сферичному шарі навколо ізотермічного гелієвого ядра[1][2]. Іноді його називають також першим відгалуженням гігантів (на відміну від асимптотичного відгалуження гігантів — АВГ).

Еволюційні треки зір різної маси на стадіях після стадії головної послідовності

Еволюція

Перебування зорі на головній послідовності завершується, коли більша частина гідрогену в ядрі перетворюється на гелій. Термоядерні реакції в такому ядрі майже припиняються й воно починає стискатися. На відгалуження червоних гігантів зорі потрапляють через порівняно коротку стадію субгіганта. На цьому шляху ядро зорі переходить у вироджений стан, а її оболонка починає охолоджуватися й розширюватися [2].

Коли температура зовнішніх шарів упаде нижче приблизно 5000 К, оболонка стає повністю конвективною. Це призводить до збільшення світності й еволюційний трек зорі починає прямувати вгору, майже вертикально. Фактично, зоря повторює шлях, яким свого часу потрапила на головну послідовність, але долає його у зворотному напрямку. Спалений у шарі гідроген перетворюється на гелій та збільшує інертне ядро. Для зорі з масою 1 M ця стадія триватиме близько півмільярда років. Рух зорі на діаграмі поступово прискорюється[2].

На вершині відгалуження, коли маса гелієвого ядра сягає 0,4 — 0,5 M в ядрі починається загоряння гелію . Внаслідок цього температура зовнішніх шарів дещо зростає й на діаграмі зоря пересувається вліво, у напрямку горизонтального відгалуження[1].

Особливості зір ВЧГ

Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, в якому відбуваються термоядерні реакції гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра. Наближено її можна подати формулою  [3]. Світність майже не залежить від металічності. Це зумовлено тим фактом, що перенесенням енергії із надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає непрозорість зоряної речовини[4]. На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного зоряного вітру (v ~ 5-30 км/с) зі швидкістю   на рік[5].

Див. також

Джерела

  1. а б Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X.
  2. а б в M. Pettini (2014). 13.2 The Red Giant Branch. Structure and Evolution of Stars (Advanced astrophysics course at Cambridge University). Процитовано 23.02.2015. (англ.)
  3. Pettini, 2014, с. 3.
  4. Pettini, 2014, с. 4—5.
  5. Pettini, 2014, с. 5—6.