Красный гигант или как стареют небесные звезды

Содержание:

Субгиганты на диаграмме Герцшпрунга — Рассела
Взаимопревращение сверхгигантов
Примечания
Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов
Виды сверхгигантов
- Сверхгигант как стадия эволюции
- Другие звёзды с похожими характеристиками
Виды звезд в наблюдаемой Вселенной
Факты о красном гиганте
- В культуре народов мира
- В произведениях и фильмах
Образование и эволюция
Образование и эволюция
Общие сведения

Субгиганты на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела всего каталога миссии Hipparcos

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела представляет собой диаграмму рассеяния звёзд по температурным или спектральным типам на оси X и по абсолютной величине или светимости на оси Y. Диаграммы Герцшпрунга — Рассела всех звёзд показывают чёткую диагональную полосу главной последовательности, содержащую большинство звёзд, также значительное количество красных гигантов (и белых карликов, если наблюдаются достаточно слабые звезды) с относительно небольшим количеством звёзд в других частях диаграммы.

Субгиганты занимают область выше, то есть более яркую, чем звёзды главной последовательности и ниже звёзд-гигантов. На большинстве диаграмм Герцшпрунга — Рассела их относительно немного, потому что время, проведённое в качестве субгиганта, намного меньше, чем время, проведённое на главной последовательности или в виде гигантской звезды. Горячие субгиганты спектральные класса B едва отличимы от звёзд главной последовательности, в то время как более холодные субгиганты заполняют относительно большой промежуток между холодными звёздами главной последовательности и красными гигантами. Ниже, начиная с, приблизительно, спектрального типа K3 существует область между главной последовательностью и красными гигантами, которая полностью пуста, без субгигантов.

Сравнение старого шарового звёздного скопления NGS 188, в котором показана ветвь субгигантов между точкой поворота на главной последовательности и ветвью красных гигантов (голубой цвет) с точкой поворота в более молодом рассеянном звёздном скопление M67 (жёлтый цвет)

Звёздные эволюционные треки могут быть нанесены на диаграмму Герцшпрунга — Рассела. Для определённой массы они отслеживают положение звезды на протяжении всей её жизни и показывают путь от начальной позиции звезды главной последовательности вдоль ветви субгигантов до ветви гигантов. Когда диаграмма Герцшпрунга — Рассела строится для группы звёзд, имеющих одинаковый возраст, таких как шаровые звёздные скопления, ветвь субгигантов может быть видна как полоса звёзд между точкой поворота от главной последовательности к ветви красных гигантов. Ветвь субгигантов видна только в том случае, если скопление достаточно старое, чтобы звезды с массой 1-8 M⨀{\displaystyle M_{\bigodot }} эволюционировали вдали от главной последовательности, что требует нескольких миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра, и старые рассеянные звёздные скопления, такие как M67, достаточно стары, чтобы иметь ярко выраженную ветвь субгигантов на диаграмме цвет-величина. ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые все ещё не до конца поняты, но, по-видимому, представляют звёздные популяции разных возрастов внутри скопления.

Взаимопревращение сверхгигантов

Иван 2 красный

Гамма Ориона, Алгол B и Солнце (в центре).

Голубые сверхгиганты — это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс — превращения голубого сверхгиганта в красный.

В то время как звёздный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.

По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом сверхновой, но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые белые карлики. Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.

Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.

Примечания

Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
↑
Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
↑ giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
↑ Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.

Самые большие звезды во вселенной

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

Субгигант

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 108К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.

Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2·108 К энерговыделение

ε3α=108ρ2Y3⋅(T108K)30,{\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}\mathrm {K} }}\right)^{30},}

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M_☉) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.

Виды сверхгигантов

Сверхгигант на поздних стадиях эволюции (не в масштабе)

Несмотря на то, что все сверхгиганты проявляются как звёзды очень большой светимости, их происхождения и внутренние характеристики различаются.

Сверхгигант как стадия эволюции

Перед тем, как стать сверхгигантами, звёзды проходят стадию главной последовательности. Сверхгигантами становятся самые массивные звёзды, которые на главной последовательности имели спектральный класс O или ранний B и массу более 10 M_☉. Эти звёзды выделяют много энергии, синтезируя гелий из водорода в ядре, и эта стадия длится несколько или несколько десятков миллионов лет. В определённый момент давление в ядре увеличивается настолько, что в нём начинается тройная гелиевая реакция — синтез ядер углерода из трёх ядер гелия. Сама звезда увеличивается в размере и охлаждается, переходя на стадию сверхгигантов.

В этот момент отличие от менее массивных звёзд заключается в том, что ядро звезды не становится вырожденным (из-за чего гелий загорается постепенно, а не в результате гелиевой вспышки), а также в том, что светимость при переходе практически не возрастает.

У этих звёзд в некоторый момент начинаются термоядерные реакции с участием углерода, а затем и более тяжёлых элементов, вплоть до железа: дальнейший синтез энергетически невыгоден, так как удельная энергия связи ядра для него максимальна. Области синтеза более лёгких элементов начинают перемещаться наружу, и в итоге звезда по своему строению начинает напоминать луковицу: она состоит из множества слоёв разных химических элементов. В ядре начинает накапливаться железо, в определённый момент железное ядро достигает таких размеров, что его давления уже не может компенсировать вес внешних слоёв и собственный, и коллапсирует с нейтронизацией вещества. В результате образуется сверхновая, и от массы зависит, останется ли на её месте нейтронная звезда или чёрная дыра.

Сама стадия сверхгигантов длится примерно в 10 раз меньше, чем стадия главной последовательности. Из-за того, что такие звёзды живут недолго — их присутствие показывает области звездообразования, например, в спиральных галактиках и в неправильных, так как они не успевают переместиться в другие области, а когда звездообразование прекращается — спустя небольшое время их уже не остаётся. Напротив, их отсутствие в балджах, шаровых скоплениях и в эллиптических галактиках указывает на то, что это старые объекты.

Другие звёзды с похожими характеристиками

Есть также несколько классов звёзд, которые находятся на другой стадии эволюции, но также могут иметь очень высокую светимость.

Звёзды асимптотической ветви гигантов и после неё находятся на диаграмме Герцшпрунга — Рассела примерно там же, где и красные сверхгиганты, но в них происходит только горение гелия, а в конце жизни они становятся белыми карликами. И хотя у звёзд с массами 8-10 M_☉ условия в ядре тоже со временем становятся достаточными для того, чтобы синтезировать элементы тяжелее углерода — вплоть до неона и магния, они не могут синтезировать железо. Кроме того, в определённый момент вещество становится вырожденным, и поэтому эти звёзды чаще всего становятся кислородно-неоновыми белыми карликами. И хотя во время горения гелия эти звёзды достигают высоких светимостей, астрофизики классифицируют их как яркие звёзды асимптотической ветви гигантов, а не как сверхгиганты.
Классические цефеиды — звёзды, проходящие полосу нестабильности и ещё не дошедшие до асимптотической ветви гигантов — звёзды промежуточных масс, в ядрах которых происходит горение гелия. Например, Дельта Цефея, давшая название всему классу звёзд, имеет массу в 4,5 M_☉ и среднюю абсолютную звёздную величину −3,5m. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся примерно там же, где и жёлтые сверхгиганты.
Звёзды Вольфа — Райе — звёзды с очень высокой температурой поверхности, которая может достигать 105 K и более, состоящие в основном из гелия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся примерно там же, где и голубые сверхгиганты.
Звёзды главной последовательности самых ранних спектральных классов, как уже говорилось, практически не отличаются от голубых сверхгигантов по светимости. Для того, чтобы различить эти звёзды, используют спектральный анализ.
Яркие голубые переменные на диаграмме находятся там же, где и голубые сверхгиганты. Считается, что это стадия эволюции очень массивных звёзд, которая позволяет им выбросить часть массы в космическое пространство и стать стабильнее.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
Черный карлик. Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Факты о красном гиганте

Радиус Бетельгейзе непостоянен. Она время от времени меняет форму и имеет ассиметричную оболочку с небольшой выпуклостью. Это говорит о двух вещах:

Звезда с каждым годом теряет собственную массу, из-за струй газа вырывающихся из поверхности.
Внутри нее есть компаньон, который заставляет вести себя эксцентрично.

Было найдено около 5 оболочек вокруг гиганта. А уже в девятом году двадцать первого был обнаружен еще один выброс в 30 астрономических единиц.

Астрономы в 2012 году предсказали, что гигант сможет войти в межзвездную пыль через двенадцать тысяч лет. А также за год до этого один из ученых включил ее в меню катастроф, которые она может спровоцировать в 2012 году.

Учеными допускаются следующие причины уменьшения размеров:

изменение яркости множества участков на поверхности сверхгиганта. Это может вызывать уменьшение с одной стороны и увеличение с другой стороны блеска звезды. На Земле такое может быть принято за изменение диаметра;
высказывают предположения, что большие звезды не сферичны, поэтому Бетельгейзе имеет выпуклость;
третье предположение заключается в том, что астрономы видят не настоящий диаметр звезды. На самом деле это может быть слой плотного газа. А его движения создают видимость изменения размеров Альфы Ориона.

Еще одним интересным фактом является вхождение Бетельгейзе в зимний треугольник, который составляют Процион, Сириус и этот сверхгигант.

Зимний треугольник (иллюстрация из открытых источников)

В культуре народов мира

Звезду Бетельгейзе называли по-разному в разных народах мира. У каждой национальности есть свои поверья и слагаемые мифы далекими предками о возникновении звезды.

Например, в Бразилии ее называют Жилькаваи в честь героя, чью ногу разорвала жена.

В Австралии ей дали имя, состоящее из двух слов, «совиные глаза». В представлении австралийцев две звезды, находящиеся на плечах Ориона, напоминали им глаза этих ночных птиц.

В Южной Африке ее называют львом, который охотится за тремя зебрами.

В произведениях и фильмах

Красный сверхгигант упоминается в произведениях, стихотворениях и фильмах российских и зарубежных авторов. Например, во всем известном фильме «Планета Обезьян» вокруг этой звезды вращается планета Сорора. Именно с нее и прилетели на Землю, обладающие интеллектом, приматы.

Один из героев нашумевшего фильма «Автостопом по Галактике» родился и живет на планете, чьим солнцем является Бетельджуз.

Датский писатель Нильс Нильсен тоже упоминал эту звезду в своих произведениях. Его роман «Продается планета» описывает, как «охотники за планетами» своровали у Альфы Ориона маленький спутник и завезли на Землю.

В далеком 1956 году Варлам Шаламов упомянул звезду в своей «Атомной поэме».

Виктор Некрасов, написавший произведение «В окопах Сталинграда» тоже пишет об этой звезде. Вот так звучат строки: «В двух шагах от нас состав с горючим, днем его хорошо видно отсюда. Все время тонкими струйками из пулевых пробоин в цистерне сочится керосин. Бойцы бегают туда по ночам наполнять лампы. По старой, с детства еще, привычке ищу в небе знакомые созвездия. Орион ― четыре яркие звезды и поясок из трех поменьше. И еще одна―совсем маленькая, почти незаметная. Какая-то из них называется Бетельгейзе, не помню уже какая. Где-то должен быть Альдебаран, но я уже забыл, где он находится. Кто-то кладет мне руку на плечо. Я вздрагиваю».

Упоминается звезда и известном романе Курта Воннегута «Сирены Титана». Герой произведения существует в виде волны, которая пульсирует по спирали вокруг Солнца и Бетельгейзе.

У Роджера Желязны есть роман под названием «Свет угрюмого». Действие данного произведения разыгрывается на одной из планет красного гиганта в момент перед взрывом сверхновой.

Бетельгейзе упоминается в стихотворении Арсения Тарковского «Звездный каталог», написанного в 1998 году.

Упоминания о звезде Битлджус есть в фильме «Бегущий по лезвию бритвы». Когда умирает герой Рой Батти он называет ее плечом Ориона: «Я видел нечто, во что вы, люди, просто не поверите. Горящие боевые корабли на подступах к плечу Ориона. Я видел Си-лучи…мерцающие во тьме близ врат Тангейзера. И все эти мгновения исчезнут во времени как слёзы под дождём. Пора умирать».

Один из писателей носит имя и фамилию Увидеть Бетельгейзе. У него есть стихотворение, посвященное Альфе Ориона.

Украинская рок-группа Табула Раса посвятила красному гиганту песню – «Рандеву на Бетельгейзе».

Образование и эволюция

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звёзды малой массы

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25–0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет.

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом.

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом.

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь.

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью.

Звёзды с большой массой

Основная статья: Сверхгигант

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10–12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой.

Звёзды с массой более 10–12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Образование и эволюция

Звёзды малой массы

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Звёзды с большой массой

Основная статья: Сверхгигант

Общие сведения

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.