Какая температура красных гигантах
![original[1]](https://aboutspacejornal.net/wp-content/uploads/2016/01/original1.jpg)
Красный гигант (иллюстрация)
Красный гигант — звезда поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира A.
![800px-Stellar_evolutionary_tracks-rus.svg[1]](https://aboutspacejornal.net/wp-content/uploads/2016/01/800px-Stellar_evolutionary_tracks-rus.svg1_.png)
Эволюционные треки звезд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела
Наиболее распространенными красными гигантами являются звезды, находящиеся на диаграмме Герцшпрунга — Рассела вблизи конца так называемой ветви красных гигантов (в английской терминологии: RGB, red giant branch), но продолжающие процесс слияния водорода в гелий в оболочке, окружающей вырожденное гелиевое ядро. Другие красные гиганты: звёзды красного сгущения в холодной половине горизонтальной ветви, в ядрах которых происходит слияние гелия-4 в углерод-12 посредством тройной альфа-реакции; и звёзды асимптотической ветви гигантов, в которых термоядерное горение гелия происходит во внешней оболочке вырожденного углерод-кислородного ядра (иногда и с горением водорода в более внешней оболочке ядра).
К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106 L☉, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной.
Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.
Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.
Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 103 лет для массивных звёзд с массами М ≈ 10 M☉ и до ~ 108 лет для маломассивных звёзд с М ≈ 0,5 M☉. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.
На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10 % от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами М < 10 M☉ превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с М > 10 M☉ — непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как гелиевое ядро недостаточно разогрето.
В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами или по конкретному типу, например, звёзды типа T Тельца.
![Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large[1]](https://aboutspacejornal.net/wp-content/uploads/2016/01/Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large1_.jpg)
Протопланетарная туманность Красный Прямоугольник: асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом
И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку (англ. envelope). Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 10−6—10−5 M☉ в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов:
Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в 102—103 R☉) приводит к тому, что на границах их фотосфер давление излучения на газовую и пылевую компоненты их оболочек становится соизмеримым с силами тяготения, что вызывает вынос вещества.
Ионизация областей оболочек, лежащих ниже фотосферы, делает их существенно непрозрачными для электромагнитного излучения, что приводит к конвекционному механизму переноса энергии. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными, переменными являются также и некоторые «молодые красные гиганты» типа T Тельца. Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.
Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:108 (у Солнца примерно 1:50). Около 10% массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.
На поверхности красных гигантов ускорение свободного падения очень невелико. Так, если звезда с массой, равной массе Солнца, превращается в красный гигант и увеличивает свой радиус до размеров орбиты Земли (1 а. е.), то ускорение свободного падения на её поверхности будет равно центростремительному орбитальному ускорению Земли, т. е. 0,6 см/с2, или 0,0006 g; для сравнения, ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 27,8 g. Низкая поверхностная гравитация и высокая светимость звезды способствуют потере вещества из её оболочки.
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 108 К 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 всего6,7×10−17 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.
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.
![728px-Solar_Life_Cycle.svg[1]](https://aboutspacejornal.net/wp-content/uploads/2016/01/728px-Solar_Life_Cycle.svg1_.png)
Жизненный цикл Солнца
В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, и возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.
После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.) Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Земля, если не разделит их судьбу, будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет.
На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение многих миллиардов лет.
![200px-Mira_1997_UV[1]](https://aboutspacejornal.net/wp-content/uploads/2016/01/200px-Mira_1997_UV1.jpg)
Фотография Миры в ультрафиолете. «Хвост» звёздной атмосферы обусловлен влиянием звезды-компаньона
Мириды (радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — Омикрона Кита) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2,5m до 11m, в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска ~ 3m (пример: Z Большой Медведицы).
SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска ~ 1m (примеры: TZ Cas).
По материалам Wikipedia
Источник
Даже звезды умирают, но умирают красиво. Какие-то звезды взрываются (взрыв сверхновой), какие-то раздуваются, как воздушные шары, а какие-то превращаются в черные дыры.
Эта статья посвящена красным гигантам, которые раздуваются словно воздушные шары.
Звезды, размером с наше собственное Солнце заканчивают свою жизнь, как Красные Гиганты в конце своей эволюции. Что касается судьбы нашего Солнца, оно не умрет раньше, чем через 5 миллиардов лет. Таким образом, мы в значительной степени в безопасности, если, конечно, опасный астероид не упадет на Землю и вызовет катастрофический удар, что приведет к массовому вымиранию.
Звезды обычно состоят из газа, называемого водородом. В ядре звезды каждые два атома водорода сливаются воедино, образуя один атом гелия – более тяжелый газ, чем водород. Этот синтез называется реакцией ядерного синтеза.
Звезды синтезируют водород в гелий в своем ядре (самом центре) и, следовательно, гелию некуда идти. После миллиардов лет реакции синтеза звезды накапливают огромное количество гелия в своих ядрах, и постепенно водород, составляющий звезду, медленно выгорает (мы имеем в виду, что он превращается в гелий).
Этапы эволюции звезды
Водород – это топливо, которое поддерживает жизнь звезд. Когда водород исчезает, звезды заканчивают свою жизнь. В течение всего этого срока, то есть, когда водород сливается с гелием, создается внешнее давление из-за реакции синтеза. Именно это внешнее давление удерживает звезды от коллапса из-за огромного притяжения в ядре звезд.
При отсутствии внешнего давления, звезды поддаются гравитационному притяжению своих ядер. С сильной гравитацией, звезды начинают сокращаться в своем собственном ядре. Итак, звезды становятся все плотнее и меньше.
С начала сжатия звезды постепенно нагреваются, потому что все больше и больше массы упаковывается во все меньшее и меньшее пространство. Постепенное повышение температуры в конечном итоге достигает точки, когда гелий, присутствующий в звездах, теперь может начать синтезироваться в атомы углерода и атомы кислорода.
Этот синтез гелия может начаться со внезапной и взрывной вспышки или может начаться постепенно и медленно. Как именно начнется синтез гелия зависит от массы звезды.
Опять же, реакция синтеза высвобождает энергию. Это огромное количество энергии, получаемой из-за слияния гелия с углеродом задерживается внутри и пытается выйти наружу. Это приводит к огромному повышению давления, которое, в свою очередь, начинает выталкивать наружу, что приводит к расширению звезд.
От размера звезды зависит ее состав и процессы, протекающие в его ядре
На этом этапе расширения – звезды начинают набухать. Они расширяются и расширяются, пока не станут массивными, их диаметр варьируется от 100 миллионов до 1 миллиарда километров. Другими словами, они увеличились в размерах примерно в 100-1000 раз в сравнении с их первоначальным размером.
После огромного набухания, энергия, которая создается из-за слияния гелия в углероде, теперь распространяется по большей площади поверхности. Поскольку давление больше не концентрируется на меньшей площади поверхности, то температура поверхности образованных гигантов равна более низкой.
Температура поверхности образовавшихся гигантов намного ниже, чем температура поверхности, которая была первоначально, когда они превращали водород в гелий. Фактически, теперь температура падает примерно до половины первоначальной температуры.
Водород и гелий – основной состав всех звезд нашей Вселенной и источник их энергии
У красных гигантов температура поверхности в диапазоне от 2200 ° C (или 4000 ° F) до 3200 ° C (или 5800 ° F). В этом температурном диапазоне звезды кажутся желто-оранжевыми или ярко-красными по цвету и, следовательно, называются красными гигантами.
Некоторым красным гигантам все же удается оставить немного водорода во внешней оболочке, который продолжает плавиться в гелий, в то время как гелий в ядре продолжает синтезироваться в углерод.
Они продолжают синтезировать гелий в углерод еще около 1 миллиарда лет. Во время этого процесса гелий в своих ядрах продолжает сливаться с углеродом. Когда гелия больше не осталось для синтеза, звезды снова начинают сокращаться. Когда гелий внешней оболочки достигает ядра и воспламеняется, внешние слои в конечном счете раздуваются, как газовые облака.
Эти газовые облака известны, как планетарные туманности. Однако, несмотря на то, что внешние слои взрываются как планетарные туманности, их ядро продолжает разрушаться, образуя в итоге белые карликовые звезды.
Туманность Эскимоса – один из последних этапов эволюции небольшой звезды
Однако, в случае очень больших звезд, окончательный коллапс может в конечном итоге привести к появлению сверхновой, где ядро встречает насильственную и огненную взрывную смерть. Однако звезды размером с Солнце становятся белыми карликами. Это просто звезды среднего размера, которые больше не горят, и ядро, которое все еще светится, оставлено для охлаждения на просторах Вселенной на вечность.
Что будет с нашим Солнцем? Неизбежное!
Оно превратится в красного гиганта. После чего поглотит и Меркурий, и Венеру. Некоторые ученые говорят, что на этом этапе Солнце может даже поглотить Землю. Другие говорят, что Солнце не поглотит нашу планету, но приблизится к нему близко и очень опасно. Как бы то ни было, жизни на Земле больше не будет.
Интересный факт:
Когда звезда увеличивается, чтобы стать красным гигантом, ее обитаемая зона также изменяется. Это означает, что область, где может существовать жидкая вода, со временем меняется. Поскольку продолжительность жизни красных гигантов составляет около миллиарда лет, жизнь может процветать в течение этого периода времени. Однако, когда наше Солнце в конце концов снова начнет разрушаться, новая обитаемая зона снова станет бесплодной, как животворящая сила – свет солнца больше не достигнет места, превратив его обратно в ледяную могилу всех форм жизни.
Источник
22.07.2019
Красный гигант. На самом деле, их свет ближе к желтому или охристому цвету
Наблюдателю с Земли все звезды кажутся одинаковыми мерцающими точками, которые отличаются друг от друга только своей яркостью. В действительности небо устроено гораздо сложнее. Сегодня ученым известно множество типов звезд, отличающихся размером, температурой и излучаемым светом. Они рождаются, проживают интересную и долгую жизнь, длящуюся миллиарды лет, а затем умирают или превращаются в черные дыры. Однако перед окончательным угасанием светила, проходят удивительные метаморфозы — они кардинально меняют свой облик.
На завершающих стадиях своей эволюции звезды превращаются в красных гигантов или сверхгигантов — объекты, чей радиус в сотни раз превышает солнечный. Примерами таких «престарелых» звезд могут служить Мира, Арктур, Альдебаран и Гакрукс. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела большинство звезд данного класса находятся на ветви красных гигантов. Они имеют значительную светимость, а также очень протяженные и обширные оболочки.
Солнце также превратится в красного гиганта, после чего жизнь на нашей планете станет невозможной. Но произойдет это через несколько миллиардов лет, так что у человечества есть время основательно подготовиться и найти себе новый дом во Вселенной.
Как появляются звезды-гиганты или немного о небесной эволюции
Астрономам известно множество звезд различных типов: горячих и холодных, больших и маленьких. Для классификации этих небесных объектов используются их абсолютные величины и спектральные характеристики. Спектр дает представление не только о температуре, но и о химическом составе небесного объекта.
В 1910 году ученые Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел, независимо друг от друга разработали диаграмму, значительно упрощающую классификацию звездных объектов и дающую четкое представление об этапах их развития. Кроме того, она наглядно демонстрирует взаимную зависимость спектрального класса, звездной величины и светимости.
Звезды расположены на данной диаграмме не хаотично, а образуют четко выраженные участки. 90% от их общего количества находятся в области, которую называют главной последовательностью. Кроме нее, на диаграмме существует область красных гигантов и сверхгигантов, в которой расположены светила, находящиеся на завершающем этапе своей эволюции.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела. Большинство звезд образуют главную последовательность
Данный феномен очень просто объяснить: большую часть жизни звезда получает энергию от реакций, протекающих в ее центральной области. Это протон-протонный цикл, а для массивных звезд — CNO-цикл. После прекращения термоядерных реакций формируется гелиевое ядро, и звезда становится красным гигантом.
Дальнейшая судьба светила зависит от его массы. Если она меньше десяти солнечных, то звезда превращается в красного гиганта, а затем в сверхгиганта, но если больше, то сразу в сверхгиганта. Существует и промежуточный этап – стадия субгиганта, во время которой горение гелия еще не началось, а слияние в ядре водорода уже не происходит.
На этом изображении диаграммы указаны области красных гигантов и сверхгигантов
Но и это еще не финал. Стадия красного гиганта относительно коротка: она занимает примерно десятую часть от общего времени существования светила.
«Юные» гиганты
Объекты в процессе звездной эволюции могут достигать поздних спектральных классов не только на завершающих этапах своей жизни. Образование красного гиганта возможно и в начальный период звездообразования. На этом этапе излучение происходит за счет энергии гравитации, которая образуется при сжатии объекта. Продолжительность данной фазы находится в прямой зависимости от размера и массы звезды: если она больше десяти солнечных масс, то стадия красного гиганта продолжается примерно 103 лет, а для небольших звезд он составляет приблизительно 108 года.
Сжатие уменьшает площадь и повышает ее температуру, что существенно снижает светимость. В конце концов, в недрах объекта зажигаются термоядерные реакции, и молодая звезда выходит на главную последовательность. Несмотря на большое сходство между «юными» и «пожилыми» гигантами, астрономы обычно применяют подобное обозначение для объектов, которые в процессе своей эволюции дошли до поздних этапов. Объекты в период звездообразования обобщенно называются протозвездами. Примером может служить Т Тельца.
Описание и общие характеристики
Красные гиганты – это звезды, относящиеся к спектральным классам К и М, с классом светимости III. Их абсолютная звездная величина составляет 0m ≥ Mv ≥ -3m. Температура поверхности подобных объектов невелика – она не превышает 5 тыс. K, однако, внушительные размеры делают их весьма заметными на небосклоне. Характерный радиус подобных объектов в 100-800 раз превосходит солнечный, по площади поверхности они в 104-106 раза больше нашей звезды. Именно сочетание большой светимости и невысокой температуры является основной характеристикой красных гигантов.
Температура оболочки звезд этого класса приблизительно равна уровню нагрева нити лампы накаливания, поэтому их свет ближе не к красному, а к желтому или охристому цвету. Характерной особенностью является присутствие в спектре излучений металлов и молекулярных полос: сравнительно небольшая температура фотосферы позволяет молекулам сохранять устойчивость.
Солнце по сравнению с красным гигантом
Плотность красных гигантов относительно мала – иногда она меньше в несколько миллионов раз, чем у солнечного вещества. Звезды этого класса имеют горячее плотное ядро и очень обширную оболочку. На небольшое ядро приходится приблизительно 10% от общего веса объекта. Такое строение приводит к значительному истечению вещества и стремительному уменьшению массы. В год она может достигать 10−6—10−5 M☉.
Данному процессу способствует ряд обстоятельств:
- Значительная протяженность оболочек гигантов и их высокая светимость практически выравнивает силу тяготения и давление в фотосфере, что приводит к истечению вещества;
- Оболочки, которые лежат ниже, слабо прозрачны для электромагнитного излучения, что запускает механизм энергопереноса, основанный на конвекции;
- Из-за большой протяженности начинаются колебательные процессы, которые нередко изменяют тепловой режим. Сегодня астрономы имеют фотографии туманностей, доказывающие наличие подобных колебаний.
На первом этапе после исчерпания водорода формируется гелиевое ядро, которое не принимает участия в термоядерных реакциях – горение водорода продолжается в слое, окружающем его. Когда температура достигает значения 2*108 К, стартует слияние гелия (тройной альфа-процесс) с образованием углерода. После выгорания гелия, в недрах звезды формируется кислородно-углеродное ядро с вырожденным веществом и двумя неустойчивыми слоями горения: гелия, который находится ближе к центру, и водорода, расположенного в более внешней оболочке ядра. У небольших звезд горение гелия может происходить очень активно.
В результате вышеописанных метаморфоз масса звездного ядра увеличивается, повышается его температура, оно сжимается. У красных гигантов с небольшими массами, ядра не доходят до стадии возгорания углерода, и в конце своей эволюции они превращаются в белые карлики. В ядрах более тяжелых объектов проходят стадии выгорания целого ряда элементов. У них процессы нуклеосинтеза завершаются формированием ядер из железа.
Среди красных гигантов и сверхгигантов имеются переменные звезды, которые под действием тех или иных физических процессов меняют яркость. Причем эти изменения могут носить как периодический, так и непериодический характер. В качестве примера можно привести мириды, период пульсаций которых составляет от нескольких суток до двух-трех лет.
Что будет, когда Солнце превратится в красного гиганта
А что ожидает нашу звезду? Когда Солнце станет красным гигантом, и какие последствия это будет иметь для Земли и остальных планет?
Сейчас Солнце находится в «расцвете лет» – его возраст можно назвать средним. Он составляет примерно 4,57 млрд лет, и до финальной стадии нашей звезде еще очень далеко. Еще минимум 5 млрд лет она будет радовать нас теплом и светом, постепенно выжигая водородное топливо.
Каждые 100 миллионов лет его светимость будет увеличиваться на один процент. В будущем это, скорее всего, станет серьезной проблемой, так как вместе со светимостью будет расти и поток тепловой энергии, выделяемый нашим светилом. Вероятно, перед нашими далекими потомками встанет проблема парникового эффекта, аналогичного тому, что действует на Венере в наши дни.
Превращение Солнца в красный гигант приведет к гибели Земли
После выгорания водорода, в центре звезды образуется ядро из гелия, который позже начнет сливаться в углерод. Для планет и других объектов нашей системы эти метаморфозы будут иметь самые печальные последствия: звезда увеличится практически до орбиты нашей планеты (в двести раз), поглотив Венеру и Меркурий. Астероиды оплавятся и потеряют свои летучие компоненты. В момент своего максимального расширения Солнце будет иметь радиус в 256 раз больше, чем сегодня. При этом оно будет стремительно терять массу из-за «звездного ветра». К моменту достижения земной орбиты наша звезда ежегодно будет лишаться 4,9 х 1020 тонн всего веса. За счет этого вещества могут значительно «набрать вес» планеты — газовые гиганты: Юпитер, Нептун и Сатурн. Правда, при этом они гарантированно лишатся колец и лун.
Земля, вероятно, окажется за пределами фотосферы, но мощные гравитационные силы звезды, скорее всего, захватят ее и бросят в недра Солнца. Часть ученых считает, что Земля и другие планеты, наоборот, будут отброшены дальше в глубокий космос. Но даже если наша планета избежит поглощения, любая жизнь на ней станет невозможной из-за экстремально высоких температур. За миллиард лет до гибели Земля лишится атмосферы, а океаны просто выкипят.
Любопытные метаморфозы ожидают Солнечную систему. Расширение звезды не только поглотит ближайшие к ней планеты, но и сдвинет зону обитаемости – теперь она будет простираться вплоть до пояса Койпера. Его объекты будут получать столько света и тепла, сколько сегодня достается нашей планете. Миры, скованные льдом на протяжении миллиардов лет, наконец-то дождутся тепла. Жидкая вода появится даже за орбитой Плутона, однако, до нее все превратится в безжизненную и выжженную пустыню.
Продлится все это буйство недолго – в стадии гиганта Солнце пробудет всего сто миллионов лет. После этого на его месте образуется туманность, в центре которой будет находиться белый карлик. Его притяжение уже не сможет удерживать планеты на их орбитах, что приведет к их столкновениям и образованию огромного количества астероидов.
Если у вас возникли вопросы – оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них
Свежие публикации автора:
Источник