Червоні гіганти — зорі пізніх спектральних класів (із температурою поверхні 3000—5000 К), що мають великий розмір (10—200 R☉) та високу світність (L=102—104 L☉). Являють собою пізній етап еволюції маломасивних зір (до 10 M☉), після вигоряння в їх ядрі водню та залишення ними головної послідовності. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела потрапляють у праву верхню частину.
Складаються з невеликого ядра, в якому «вигорів» водень, тонкого шару навколо ядра, в якому горіння водню продовжується, та протяжної, переважно водневої конвективної оболонки.
Карлики, гіганти й головна послідовність Редагувати
Ця стаття може містити оригінальне дослідження. (вересень 2016) |
Приблизно в другій половині дев'ятнадцятого століття люди навчилися вимірювати розміри зір, виявилося, що ці розміри дуже різноманітні. У зв'язку з цим виникла потреба якось класифікувати зорі за розмірами. Це сталося задовго до появи теорії еволюції зір й до побудови діаграми Герцшпрунга — Рассела. З'ясувалося, що для деяких спектральних класів існують дві великі групи зір цього класу, і в одній групі зорі помітно більші, ніж в іншій. Маленькі зорі назвали «карликами», а великі — «гігантами». Так склалася термінологія, яка дожила і до наших днів: червоні карлики й червоні гіганти, помаранчеві карлики й помаранчеві гіганти, жовті карлики й жовті гіганти. З зорями білого кольору все виявилося набагато складніше: різкої різниці в розмірах серед білих зір не спостерігалося[джерело?]. Потім Герцшпрунг і Рассел намалювали свою діаграму, і виявилося, що червоні, помаранчеві та жовті карлики лежать на головній послідовності, а саме в правій нижній її частині. Гіганти й надгіганти розташовані на кількох горизонтальних відгалуженнях у верхній частині діаграми. Звісно, на діаграмі Герцшпрунга — Рассела відкладається світність, а не розмір, однак для зір однієї й тієї ж температури (кольору) світність зростає пропорційно площі поверхні зорі. На діаграмі помітна різниця в світності (а значить — і в розмірах) між карликами й гігантами спектральних класів G, K, M.
На відміну від зір головної послідовності, червоні гіганти на діаграмі не лежать на якійсь одній лінії. Спочатку для них визначили дві послідовності — гігантів і надгігантів, але цього виявилося мало. Надгіганти теж розділилися на дві групи, так що довелося запровадити для них дві підпослідовності (Ia і Ib), а між надгігантами й звичайними гігантами втиснулася гілка яскравих гігантів (II-й клас світності). Недавно[коли?] відкрили новий клас зір, які перевищують надгігантів за розмірами й світністю. Для того, щоб позначити їх на діаграмі Герцшпрунга — Рассела (нульовий клас світності), довелося розширювати її вгору.
При детальному вивченні зір з'ясувалося, що існують зорі проміжного розміру між карликами й гігантами, хоча їх порівняно небагато. Вони отримали назву субгігантів (IV-й клас світності).
Гіганти спектрального класу K Редагувати
Фізичні параметри Редагувати
У таблиці подано усереднені значення параметрів. Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.
Гіганти спектрального класу M Редагувати
Фізичні параметри Редагувати
У таблиці подано усереднені значення параметрів. Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.
Червоні гіганти як індикатори відстані Редагувати
Найяскравіші червоні гіганти мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину (−3.0m±0.2m) і застосовуються як стандартні свічки для вимірювання космічних відстаней. Для ідентифікації червоних гігантів у зоряному складі галактики існує два шляхи:
- Класичний — метод виділення краю зображень. При цьому зазвичай застосовують Собелівський фільтр. Початок провалу — шукана точка повороту. Іноді замість собелівського фільтра як наближену функцію беруть гаусіан, а функція виділення краю залежить від фотометричних похибок спостережень. Однак, у міру ослаблення зорі ростуть і похибки методу. Відтак гранично вимірюваний блиск на дві зоряних величини гірший, ніж дозволяє апаратура.
- Другий шлях — функції світності методом максимальної вірогідності. Цей спосіб ґрунтується на тому, що функція світності відгалуження червоних гігантів добре апроксимується степеневою функцією:
де a — коефіцієнт, близький до 0,3, m — видима зоряна величина.
Основна проблема методу — розбіжність в деяких випадках рядів, що виникають в результаті роботи методу максимальної вірогідності.
Див. також Редагувати
Джерела Редагувати
- ↑ В. А. Батурин, И. В. Миронова. Красный гигант. Глоссарий Astronet.ru. Процитовано 14 липня 2022.
- Червоні гіганти // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 526. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005 (англ.)
- Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L (1996). . Astrophysical Journal. Архів оригіналу за 6 липня 2014. Процитовано 23 січня 2015. (англ.)