Червоні гіганти

(Перенаправлено з Червоний гігант)

Червоні гіганти — зорі пізніх спектральних класів (із температурою поверхні 3000—5000 К), що мають великий розмір (10—200 R) та високу світність (L=102—104 L)[1]. Являють собою пізній етап еволюції маломасивних зір (до 10 M), після вигоряння в їх ядрі водню та залишення ними головної послідовності[2]. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела потрапляють у праву верхню частину.

Складаються з невеликого ядра, в якому «вигорів» водень, тонкого шару навколо ядра, в якому горіння водню продовжується, та протяжної, переважно водневої конвективної оболонки[1].

Карлики, гіганти й головна послідовністьРедагувати

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:[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.

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).

Гіганти спектрального класу KРедагувати

Фізичні параметриРедагувати

У таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] 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 MРедагувати


Фізичні параметриРедагувати

У таблиці подано усереднені значення параметрів[3]. 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

Червоні гіганти як індикатори відстаніРедагувати

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[4]. 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. такожРедагувати

ДжерелаРедагувати

  1. а б В. А. Батурин, И. В. Миронова. Красный гигант. Глоссарий Astronet.ru. Процитовано 14 липня 2022. 
  2. Червоні гіганти // 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. 526. — ISBN 966-613-263-X.
  3. а б David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005 (англ.)
  4. 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. Архів оригіналу за 6 липня 2014. Процитовано 23 січня 2015.  (англ.)