Черво́ний гіга́нт — пізня стадія еволюції зорі невеликої маси (до ), яка характеризується низькою температурою поверхні (тому «червоний»), великим розміром і високою світністю (тому «гігант»). На діаграмі Герцшпрунга — Рассела такі зорі розташовані в правій верхній частині. Радіуси таких зір становлять 10—200 , світності — 102 до 104 , а температури — 3000—5000 К. Вони мають протяжні розріджені оболонки, створюють потужний зоряний вітер і часто виявляють змінність.

У процесі еволюції після головної послідовності зорі малої та середньої маси стають червоними гігантами: спочатку вони переходять на гілку червоних гігантів, після сходження з неї — до червоного згущення (залишаючись червоними гігантами) на горизонтальну гілку та блакитну петлю (перестають бути червоними гігантами). Згодом зорі знову стають червоними гігантами, переходячи на асимптотичну гілку гігантів. Після цього вони скидають оболонки й перетворюються на білі карлики. Загальна тривалість стадії червоного гіганта не перевищує 10 % життя зорі; при цьому червоними гігантами стають зорі масою від 0,2 до 10 .

Історія вивчення Термін «червоний гігант» з'явився на початку XX століття, коли Ейнар Герцшпрунг виявив, що зорі одного й того самого спектрального класу можуть мати різну світність, причому ця різниця особливо помітна для пізніх спектральних класів. Окремі підгрупи червоних гігантів відкрили пізніше: до 1952 року виявили горизонтальну гілку, а згодом у праці Гелтона Арпа 1955 року розмежували асимптотичну гілку гігантів і гілку червоних гігантів.

Паралельно розвивалася теорія будови й еволюції зір. У 1954 році Елан Сендидж показав, що зорі стають червоними гігантами після сходження з головної послідовності, після чого моделі еволюції поступово уточнювали й доповнювали.

Характеристики

Червоні гіганти — це зорі пізніх спектральних класів K і M з низькими температурами — 3000—5000 К, тому вони випромінюють переважно в червоному й інфрачервоному діапазонах. Водночас вони мають великі радіуси — приблизно 10—200 , і, як наслідок, високу світність — від 102 до 104 , а їхні абсолютні зоряні величини зазвичай лежать у межах від 0m до −3m. Вони належать до класу світності III і займають верхню праву частину діаграми Герцшпрунга — Рассела. У ході еволюції червоними гігантами стають зорі масою не менш як 0,2 і не більш як 10 .

Внутрішня будова червоних гігантів різниться залежно від стадії еволюції, але в усіх випадках у їхніх ядрах уже вичерпано водень, а термоядерне горіння водню відбувається в оболонці. Спочатку ядро складається з гелію і є інертним, згодом у ньому починається ядерне горіння гелію, під час якого синтезуються вуглець і кисень. Коли гелій вичерпується, ядро знову стає інертним і складається з вуглецю та кисню. Оболонки червоних гігантів конвективні, і в деяких випадках конвекція може виносити продукти ядерного синтезу на поверхню зорі, що призводить до аномалій хімічного складу.

Зовнішні шари червоних гігантів протяжні й сильно розріджені, середня густина таких зір становить приблизно 10–4—10–3 г/см3, але їхні ядра дуже щільні: на певному етапі еволюції маса ядра може становити чверть маси зорі при радіусі, у 1000 разів меншому за радіус зорі — тоді густина ядра досягає 3,5  г/см3. Для червоних гігантів характерний потужний зоряний вітер — на пізніх стадіях швидкість втрати маси може сягати 10–4 на рік. Часто спостерігається змінність різних типів, зокрема з великою амплітудою, особливо у найяскравіших з них: вони можуть бути міридами, напівправильними змінними та іншими типами змінних зір.

Червоні гіганти часто розглядають разом із червоними надгігантами: останні більші й яскравіші, але обидва типи належать до пізніх спектральних класів, а в їхніх спектрах спостерігаються смуги поглинання молекул. І червоні гіганти, і надгіганти мають дуже щільні компактні ядра та розріджені конвективні оболонки.

Частка червоних гігантів серед зір невелика — ця стадія триває не більш як 10 % їхнього життя, але завдяки високій світності їх видно на великих відстанях, і серед зір, видимих неозброєним оком, їх близько 10 %. Прикладами червоних гігантів є Арктур і Альдебаран.

Еволюція

Зорі масою понад 0,2 , у ядрах яких припинився термоядерний синтез гелію з водню, залишають головну послідовність і переходять на гілку субгігантів, розширюючись і охолоджуючись. На цій стадії синтез гелію відбувається в шаровому джерелі — оболонці навколо інертного гелієвого ядра. Якщо маса зорі менша за 10 , вона починає збільшувати світність і перетворюється на червоний гігант.

Зі зростанням енерговиділення світність зорі збільшується, а отже, має зрости або температура фотосфери, або її радіус. Механізм перетворення зорі на червоний гігант остаточно не з'ясовано, проте відомі необхідні умови: істотна різниця хімічного складу між ядром і оболонками, а також зростання оптичної товщини фотосфери зі збільшенням температури. Фотосфера має розташовуватися в області малої оптичної товщини, тому якщо оптична товщина зростає разом із температурою, фотосфера зміщується до холодніших шарів.

Для зір масою менше 0,2 ці умови не виконуються: їхня температура недостатньо висока, щоб прозорість зростала разом із нею, крім того, такі зорі повністю конвективні й залишаються хімічно однорідними, тому вони не стають червоними гігантами. Якщо ж маса зорі перевищує 10 , вона перетворюється на надгігант, оскільки ядерне горіння гелію в ядрі починається ще до стадії червоного гіганта. Подальша еволюція таких зір відрізняється: вони стають яскравішими й більшими, тому під час охолодження та розширення переходять не в червоні гіганти, а в червоні надгіганти.

Сонце стане червоним гігантом приблизно через 7,1 мільярда років — у віці 11,6 мільярда років. На початку цієї стадії його радіус становитиме 2,3 , світність — 2,7 , а температура поверхні — близько 4900 К.

Гілка червоних гігантів Спочатку червоні гіганти належать до гілки червоних гігантів — у них відбувається синтез гелію в шаровому джерелі, а ядро є інертним і складається з гелію, але, на відміну від субгігантів, вони мають протяжну конвективну оболонку. Існує якісна відмінність між зорями цієї гілки великої та малої маси: якщо маса зорі перевищує 2,3 , гелієве ядро перебуває в стані, близькому до ідеального газу, а за меншої маси воно стає виродженим. Ця різниця визначає, як саме завершується перебування зорі на гілці червоних гігантів.

Поки зоря перебуває на гілці червоних гігантів, її радіус, світність і маса ядра зростають, а температура дещо зменшується. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вона рухається майже вертикально вгору, причому область високих світностей проходить досить швидко: наприклад, Сонцю із 600 мільйонів років, які воно проведе на цій гілці, приблизно 450 мільйонів років знадобиться, щоб збільшити світність до 17 . За решту 150 мільйонів років світність Сонця зросте до 2350 , радіус досягне 166 , а температура зменшиться до 3100 К. Його маса становитиме 0,72  — основні втрати маси відбуватимуться наприкінці цієї стадії. До цього часу Сонце поглине Меркурій.

Перебування зорі на гілці червоних гігантів завершується початком горіння гелію в ядрі, що супроводжується зменшенням розміру і світності зорі та підвищенням температури поверхні. Якщо ядро не є виродженим (тобто для зір масою понад 2,3 ), гелій загоряється поступово, і зоря переходить на блакитну петлю. Якщо ж маса зорі менша за 2,3 , ядро вироджене, і гелій загоряється вибухово — відбувається гелієвий спалах, після чого зоря швидко переходить на горизонтальну гілку або на її холоднішу частину — червоне згущення. Згідно з деякими моделями, існує також діапазон малих мас, за якого зоря потрапляє на гілку червоних гігантів, але її маси недостатньо для гелієвого спалаху. Такі зорі згодом скидають зовнішні оболонки й залишають після себе гелієвий білий карлик.

Червоне згущення

Зорі, у ядрах яких відбувся гелієвий спалах, переходять на горизонтальну гілку. Найхолоднішою її частиною є червоне згущення, куди потрапляють зорі населення I — відносно молоді та з високою металічністю. Температура зір червоного згущення становить близько 5000 К, їхні спектральні класи — G8—K0, і їх також відносять до червоних гігантів.

Зорі червоного згущення підтримують горіння гелію в ядрі, доки він не вичерпається, після чого вони починають розширюватися, охолоджуватися й переходять на асимптотичну гілку гігантів. Для Сонця тривалість перебування на горизонтальній гілці становитиме близько 100 мільйонів років, і за цей час його зовнішні характеристики майже не зміняться: світність залишатиметься на рівні приблизно 44 , радіус — 10 , температура — близько 4700 К. Маса під час цієї стадії також майже не зменшиться.

Асимптотична гілка гігантів

Коли в ядрі зорі вичерпується гелій, ядерне горіння гелію триває в оболонці навколо ядра, яке стає інертним і складається з вуглецю та кисню. Зоря розширюється й охолоджується, знову стаючи червоним гігантом, якщо раніше переставала ним бути. Ці процеси подібні до тих, що відбуваються у зір на гілці червоних гігантів, а відповідну еволюційну стадію називають асимптотичною гілкою гігантів. До неї доходять зорі з масою не менш як 0,5 .

Після певного періоду спокійної еволюції — ранньої асимптотичної гілки гігантів — у наймасивніших зір із масами 8—10 відбувається вуглецева детонація, під час якої починається ядерне горіння вуглецю; після цього, якщо зорі не вибухають як наднові зорі, вони еволюціонують як надгіганти.

У менш масивних зір гелій у шаровому джерелі спочатку вичерпується і його горіння припиняється, але згодом він знову накопичується внаслідок горіння водню. Коли накопичується достатня кількість гелію, відбувається шаровий гелієвий спалах. Цей процес багаторазово повторюється; при цьому радіус і світність зорі коливаються, спостерігається потужний зоряний вітер, а внаслідок винесення речовини з надр на поверхню зоря може стати вуглецевою зорею. Цю стадію називають стадією теплових пульсацій.

Стадія ранньої асимптотичної гілки гігантів для Сонця триватиме близько 20 мільйонів років. До її завершення маса Сонця зменшиться до 0,59 , а температура — до 3150 К. Радіус зросте приблизно до 130 , а світність — до 2000 . На стадії теплових пульсацій Сонце перебуватиме лише близько 400 тисяч років; за цей час його маса зменшиться до 0,54 , радіус коливатиметься в межах 50—200 , а світність — від 500 до 5000 . Максимальний радіус Сонця становитиме 0,99 а. о., що перевищує сучасну орбіту Венери, але через втрату маси Сонцем Венера на той момент перейде на віддаленішу орбіту і уникне поглинання зорею.

Час, який зоря проводить на стадії теплових пульсацій, обмежується масою водневої оболонки, що поступово зменшується через сильний зоряний вітер і горіння водню в шаровому джерелі. Коли водню залишається надто мало, синтез гелію припиняється, оболонки з водню та гелію швидко стискаються, і зоря залишає асимптотичну гілку гігантів. При цьому температура її поверхні зростає, а світність залишається майже сталою. Зоря разом із викинутою речовиною утворює протопланетарну туманність, а згодом — планетарну туманність, яка з часом розсіюється, і від червоного гіганта залишається білий карлик.

Гіганти спектрального класу K

Фізичні параметри

У таблиці подано усереднені значення параметрівDavid F. Gray «The observations and analysis of Stellar Photospheres», Cambridge University Press 2005 . Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас B-V V-R b-y MV BC Teff, К R/RΟ log g Vsin(i), км/с 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

Фізичні параметри

У таблиці подано усереднені значення параметрів. Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.