Відмінності між версіями «Відгалуження червоних гігантів»

Вікіпедія:Стиль Вікіпедія:Посилання на джерела
(Скасовано останнє редагування (Бучач-Львів) і відновлено версію 18735510 Olvin)
(Вікіпедія:Стиль Вікіпедія:Посилання на джерела)
{{Не плутати|асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичним відгалуженням гігантів}}
[[Файл:Stellar evolutionary tracks-ukr.svg|міні||350пкс|[[Еволюція зір|Еволюційні треки]] зір різної маси на стадіях після стадії головної послідовності]]
'''Відгалу́ження черво́них гіга́нтів'''&nbsp;(ВЧГ) -&nbsp;— послідовність на [[Діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга—Рассела]], що утворена [[еволюція зір#Classify stars by mass|зорями малої та проміжної маси]], які перебувають на стадії горіння [[Гідроген]]у у сферичному шарі навколо ізотермічного [[гелій|гелієвого]] ядра<ref name="aes-evo"></ref><ref name="Pettini"/>. Іноді його називають також ''першим відгалуженням гігантів'' (на відміну від [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичного відгалуження гігантів]]&nbsp;— АВГ).
 
== Еволюція ==
У зір проміжної маси виродження ядра не відбувається<ref name="aes-177"/>.
 
Коли температура зовнішніх шарів упаде нижче приблизно 5000 [[Кельвін|К]], оболонка стає повністю конвективною. Це призводить до збільшення [[світність|світності]] й еволюційний трек зорі починає прямувати вгору, майже вертикально. Фактично, зоря повторює [[трек Хаяші|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&nbsp;[[Маса Сонця|M<sub>☉</sub>]] ця стадія триватиме близько півмільярда років. Рух зорі на діаграмі поступово прискорюється<ref name="Pettini"/>.
 
На вершині відгалуження, коли маса гелієвого ядра сягає 0,4&nbsp;— 0,5&nbsp;[[Маса Сонця|M<sub>☉</sub>]] в ядрі починається загоряння гелію. Внаслідок цього температура зовнішніх шарів зростає й на діаграмі зоря пересувається вліво, у напрямку [[горизонтальне відгалуження|горизонтального відгалуження]]<ref name="aes-evo"/>.
 
== Особливості зір ВЧГ ==
<!-- подібність характеристик для різних мас
-->
 
Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, у якому відбуваються термоядерні реакції за участі Гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра. Наближено її можна подати формулою
<math>L \simeq 2 , 3 \times 10^5 \left ( \frac{ M_c} {M_{\odot}} \right)^6 L_{\odot}</math>{{sfn|Pettini|2014|p=3}}.
Світність майже не залежить від [[металічність|металічності]]. Це зумовлено тим фактом, що перенесення енергії з надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає [[Прозорість середовища|непрозорість зоряної речовини]]{{sfn|Pettini|2014|pp=4—5}}.
На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного [[зоряний вітер|зоряного вітру]] (v ~ 5-30 км/с) зі швидкістю <math>\dot M \simeq 10^{-8} M_{\odot}</math> на рік{{sfn|Pettini|2014|pp=5—6}}.
 
Унаслідок конвекції відбувається винесення на поверхню зорі речовини, яка зазнала змін [[ізотоп]]ного складу внаслідок ядерних реакцій. Це явище має назву {{нп|зачерпування|||Dredge-up}}<ref name="aes-165"/>.
 
== Див. такожПримітки ==
 
 
== Джерела ==
{{reflist|refs=
<ref name="Pettini">{{cite book
157 397

редагувань