Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Ветвь красных гигантов
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Ветвь красных гигантов.

         Ветвь красных гигантов одна из наиболее заметных и хорошо населенных последовательностей диаграммы цвет-величина для скоплений звезд возрастом старше 1.5-2 млрд лет. Красные гиганты имеют массу меньше 2 масс Солнца (точное значение зависит от начального химического состава), являются холодными звездами, достигают большой светимости, сама эволюционная стадия красного гиганта занимает несколько процентов от времени жизни звезды, проведенной на главной последовательности. Внутри такой звезды вырожденное гелиевое ядро, окруженное толстой оболочкой горящего водорода, массой порядка 0.1 массы Солнца, и конвективной оболочкой.
         Пока звезда находится на главной последовательности, в ее недрах происходят реакции горения водорода с образованием гелия. Когда водород в центре звезды выгорает, она уходит с главной последовательности на ветвь субгигантов - температура звезды начинает падать, она становится "краснее". Температура самого гелиевого ядра пока недостаточна для начала реакций горения, поскольку гелий горит при более высоких температурах, нежели водород. С потерей источника энергии, ядро теряет гидростатическое равновесие и начинает быстро сжиматься, при этом происходит увеличение плотности ядра и повышение температуры под действием сил гравитации. Нагревающееся гелиевое ядро поджигает водород в окружающем ядро тонком слое, толщина которого постепенно увеличивается и достигает порядка 0.1 массы Солнца. Эволюция звезды на стадии красного гиганта
         Энергия горения водорода в слоевом источнике заставляет расширятся внешнюю оболочку звезды, при этом радиус звезды значительно увеличивается, возрастает ее светимость, а температура внешних слоев падает. Перенос энергии во внешних холодных слоях начинает происходить с помощью конвекции. Конвекция охватывает все более глубокие слои, достигая слоев, где горит водород (first dredge-up). Из-за перемешивания вещества на поверхность звезды выносятся продукты ядерных реакций, поэтому у красных гигантов наблюдаются аномалии химического состава - повышенное содержание гелия, углерода, азота. Конвективная зона максимальна по массе у звезд, находящихся у подножия ветви гигантов, затем постепенно эта зона уходит в более внешние слои. На диаграмме цвет-величина звезда начинает двигаться вправо и вверх по ветви красных гигантов (рис.1). Во время жизни звезды на стадии красного гиганта ее температура постепенно уменьшается на 1000-1200 градусов Кельвина, а светимость увеличивается в сотни раз. Когда температура ядра достигает примерно 100 миллионов градусов Кельвина, масса гелиевого ядра примерно 0.5 массы Солнца, происходит геливая вспышка, в центре звезды начинается горение гелия, звезда переходит на горизонтальную ветвь.
         В течение жизни звезды на стадии красного гиганта происходит потеря массы, которая может достигать 0,2 массы Солнца (это следует из наблюдаемого распределения цвета звезд на горизонтальной ветви). Причем основная потеря массы звезды происхдит вблизи верхушки ветви гигантов. Точное значение величины потери массы имеет ключевое значение в дальнейшей эволюции звезды, определяет цвет и протяженность горизонтальной ветви скопления, наличие перемнных типа RR Lyr, изменение строения горизонтальной ветви с металличностью. Звезды, потерявшие больше массы на стадии RGB окажутся на голубой части горизонтальной ветви, тогда как меньшая потеря массы приведет звезду на красный конец горизонтальной ветви. Потеря массы звезды на стадии красного гиганта
         На рис.2 показаны зависимости потери массы красных гигантов от металличности согласно разным моделям.
         Взрывообразный характер загорания гелия в вырожденном ядре красных гигантов характерен только для звезд с массами меньше 3 солнечных, так как только в них развивается гелиевое ядро состоящее из вырожденного электронного газ (масса ядра не должна превышать 1.4 массы Солнца, так называемый предел Чандрасекара). Для вырожденного газа характерна почти полная независимость давления от температуры. Так как давление не растет, хотя ядро и нагревается, то не происходит расширения, а следовательно и охлаждения материи. Масса гелиевого ядра увеличивается, радиус остается практически неизменным, увеличивается плотность ядра и возрастает температура. Кроме того со временем увеличивается температура слоя, в котором горит водород. Потери энергии в вырожденном ядре происходят за счет вылета нейтрино, температура в центре понижается и максимальных значений достигает на некотором расстоянии от центра. Ядро становится все горячее и горячее пока взрывообразным характером не загорится гелий - это и называется гелиевой вспышкой.
         Длительность вспышки 5 х 104 лет, и в ней сгорает не более 1% гелия. Газ остается вырожденным до тех пор пока температура не поднимется при вспышке, при новой температуре у электронов будет больше степеней свободы и вырождение газа снимается. Результатом будет новое равновесие звезды, спокойное горение гелия в ядре и ее перемещение на горизонтальную ветвь. Эволюция звезды на стадии красного гиганта
         Характерная особенность ветви красных гигантов - RGB bump - увеличение числа звезд в определенном месте на ветви (рис. 3). Изначально RGB bump был предсказан теоретически Iben (1968, Nat 220,143), и только много позднее подтвержден наблюдениями (на примере скопления 47Tuc - King, Da Costa & Demarque 1985, ApJ, 299, 674). В ходе эволюции красного гиганта, конвекция из внешних слоев звезды проникает глубоко внутрь, достигая слоев, где идут реакции горения водорода, перемешивая образовавшиеся в результате горения водорода гелий, углерод, азот со внешними слоями водорода. Затем конвективная зона начинает опять перемещаться в верхние слои. В это время движение звезды вверх по ветви красных гигантов приостанавливается, поскольку оболочка горящего водорода проходит через неоднородный слой с пониженным содержанием водорода, оставшийся после конвективного перемешивания. При этом температура оболочки падает, расширение внешних слоев звезды замедляется.
         bump располагается на ветви красных гигантов при светимости, которая зависит от металличности, содержания гелия и возраста скопления, в целом, это не очень заметная деталь на диаграмме. Iben предсказал, что отношение времени жизни на стадии bump и горизонтальной ветви tbump / thb = 0.025, а на стадии красного гиганта tbump / trgb = 0.035 для значений металличности Y = 0.35 и Z =0.0002. Т.е. на каждые 100 звезд ветви красных гигантов приходится около 4 звезд bump (немного большее значение получается для меньших величин Y). Кроме того, в скоплениях бедных металлами, bump располагается в яркой части RGB где количество звезд не велико и обнаружить звезды bump статистически трудно. Так же нужно помнить, что светимость RGB bump при фиксированной металличности зависит от возраста. Чем меньше возраст скопления, тем большие массы у красных гигантов, а значит и большая светимость.
         Время, которое звезда проводит в стадии красного гиганта, играет фундаментальную роль в определении начального содержания гелия в звездах шарового скопления. Для этого используется параметр R, равный отношению числа звезд на горизонтальной ветви и числа красных гигантов ярче, чем уровень звезд типа RR Lyr горизонтальной ветви.
         Сравнение ветвей красных гигантов различных скоплений показывает, что металличные скопления имеют более пологую и красную ветвь гигантов, нежели мало металличные скопления.
         Яркость звезд на вершине ветви гигантов в полосе I не зависит от возраста звезд и их химического состава, поэтому может использоваться для надежного определения расстояния до скопления (до 10 Мпс, по наблюдениям HST).
© 2010-2012 Шаровые скопления