- КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ
- КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ
-
- относительно холодные звёзды высокой светимости с протяжёнными оболочками. Из-за низкой эффективной температуры этих звёзд ( Т э
3000-5000 К) поток энергии с единицы площади их поверхности мал - в 2 - 10 раз меньше, чем у Солнца. Однако светимость таких звёзд может достигать 105
, т. к. красные гиганты (к. г.) и красные сверхгиганты (к. с.) имеют очень большие радиусы (до
1000
) и соответственно огромные излучающие поверхности. Максимум излучения этих звёзд приходится на красную и ИК-области спектра. К. г. и к. с. относятся к звёздам спектральных классов К и М, III и I светимости классов соответственно. Абс. звёздные величины к. г. заключены в пределах
, у к. с.
. Характерная особенность спектров к. г. и к. с.- наличие молекулярных полос поглощения. Типичные к. г.- Арктур (ок. 130
, 26
) и Альдебаран (190
,25
), к. с.- Бетельгейзе (7*104
,600
) и Антарес (5*104
,700
).
Традиционное деление звёзд на к. г. н к. с. условно, поскольку оно отражает только различие в радиусах и светимостях звёзд при сходном внутр. строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную протяжённую оболочку. Согласно совр. теории эволюции звёзд, звезда попадает в область Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, занимаемую к. г. и к. с., дважды. Первый раз - на время от
103 лет (для звёзд с массой
) до
108 лет (для звёзд с
) на стадии гравитац. сжатия, когда в звезде ещё не идут ядерные реакции (см. Звездообразование). Второй раз - после термоядерного сгорания в её ядре водорода, на время, к-рое составляет
10% времени жизни звезды. Звёзды с массами
превращаются сначала в к. г., а затем в к. с.; звёзды с
- непосредственно в к. с.
К. г. или к. с. имеют гелиевое ядро, окружённое тонким слоевым источником энерговыделения, в к-ром горит водород, или углеродно-кислородное ядро, окружённое двумя слоями горения - водородным и гелиевым. Ядро почти изотермично. К. с. с
>8-10
могут иметь ядра из более тяжёлых, чем кислород, элементов, вплоть до железа, но время жизни таких звёзд крайне мало - всего
103 лет. Плотность вещества в ядрах к. г. и к. с. может достигать 108-109 г/см 3, темп-pa 108-109 К. Радиусы ядер при этом составляют сотые доли
. Перенос энергии в протяжённых холодных оболочках к. г. и к. с. осуществляется конвекцией. Конвекция может выносить в атмосферу звёзды продукты ядерного горения из неустойчивых тонких слоевых источников. Поэтому у многих к. г. и к. с. наблюдаются аномалии хим. состава, в частности повышенное содержание углерода. Для к. г. и к. с. характерна заметная потеря вещества за счёт истечения его в межзвёздное пространство (см. Звёздный ветер). Потери достигают 10-5-10-6
в год. Причиной истечения вещества может быть: давление излучения на пыль и (или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах (см. Давление света);. пульсационная неустойчивость (см. Пульсации звёзд), ударные волны в звёздных коронах. Пыль, образующаяся в атмосферах к. г. и к. с., выносится в межзвёздную среду (см. Межзвёздная пыль). Если скорость потери вещества очень велика, то пыль в истекающем веществе может полностью экранировать звезду (не пропускать видимое излучение). Такую звезду можно наблюдать в ИК-диапазоне. Потеря вещества у звёзд с
приводит к тому, что массы их ядер оказываются недостаточными, чтобы в них начались термоядерные реакции горения углерода. Такие звёзды превращаются в белые карлики, проходя перед этим стадию планетарных туманностей. Более массивные звёзды взрываются как сверхновые звёзды. В ядрах звёзд с
за время жизни Галактики водород не выгорел, и они ещё не превратились в к. г.
Протяжённые истекающие оболочки, подобные оболочкам к. с., могут иметь звёзды с двойными ядрами, к-рые, вероятно, образуются в ходе эволюции тесных двойных звезд.
Лит.: Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ., М., 1984. Л. Р. Юнгелъсон.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
.