Кожна зірка, яка утворилася приблизно з третини до восьми мас Сонця, призначена стати червоним гігантом. Це не рідкісний чи екзотичний об'єкт — це просто те, чим звичайна зірка стає, коли в її ядрі закінчується водневе паливо. Зовнішні шари розпухають назовні, поверхня охолоджується, а коли-то скромна зірка перетворюється на щось, що може перевершити в яскравості та розмірі практично все поблизу.
Червоні гіганти важливі, оскільки вони показують нам наше власне майбутнє. За кілька мільярдів років Сонце пройде через цей самий етап, і зміна його розміру буде достатньо драматичною, щоб переглянути внутрішню Сонячну систему. Також червоні гіганти створюють деякі з найстраннішої фізики зоряної астрономії, включаючи внутрішній вибух, який тимчасово затьмарює цілу галактику, не знищуючи зірку, яка її приймає.
Що робить Зірку "Гігантом"
Червоний гігант — це яскрава, еволюціонована зірка, яка почалася приблизно з третини до восьми мас Сонця, тепер проходячи пізній етап свого життя. Незважаючи на назву, "червоний" є відносним: зірки гілки червоних гігантів зазвичай мають температуру поверхні 3000-4000 кельвина, помітно холодніші, ніж приблизно 6000 кельвина Сонця, і ця нижча температура зміщує їхнє світло до червоного кінця спектра. Що справді їх відрізняє, це розмір — їхні радіуси можуть досягати приблизно 200 разів радіусу Сонця.
Червоні гіганти також мають інший вигляд поблизу, ніж звичайні зірки. Видима поверхня Сонця вкрита великою кількістю малих конвективних клітин, мозаїчний узір, відомий як гранулювання. Поверхня червоного гіганта, навпаки, домінується лише кількома величезними конвективними клітинами, і перемішування цих перевеликих клітин є частиною того, чому червоні гіганти мають тенденцію помітно змінюватися в яскравості.
План Виходу на Пенсію Сонця
Сонце само слідує фіксованому розпорядку. Приблизно через 4-7 мільярдів років ядерний синтез водню в його ядрі буде зменшуватися, ядро скорочуватиметься та нагріватиметься, а зовнішні шари розширюватимуться в результаті — перетворення на червоного гіганта. Звідти зірка з масою Сонця буде проводити приблизно мільярд років як червоний гігант загалом, майже весь час піднімаючись тим, що астрономи називають гілкою червоного гіганта.
Масштаб розширення складно перебільшити. Очікується, що Сонце розростиметься понад 200 разів своїх теперішніх радіусів — приблизно 256 разів його поточного розміру, або приблизно 1,2 астрономічні одиниці — достатньо велике, щоб поглинути Меркурій, Венеру та, ймовірно, Землю. Перш ніж туди дійтися, Сонце втратить значну частину себе: прогнозується втрата 38% своєї маси в міру зростання, перш ніж остаточно скоротитися на білого карлика. Цікаво, що якщо щось все ще обертається далі, умови можуть коротко стати сприятливими замість ворожих — придатна до життя зона між 7 і 22 астрономічними одиницями може зберігатися ще приблизно мільярд років після етапу червоного гіганта.
Зірка, яка Розпухає до Розміру Орбіти
Зірки, які пережили гілку червоного гіганта і продовжують синтез гелію, входять у подальший етап, звичайно називаються асимптотичною гілкою гіганта, або AGB. Тут розпухання продовжується ще далі: радіус зірки AGB може досягти однієї астрономічної одиниці, приблизно 215 разів поточного радіуса Сонця — тобто поверхня зірки перебувала б приблизно там, де сьогодні обертається Земля.
Цей етап не тривалий, і зірка платить високу ціну за свій розмір. Зірка AGB може викинути 50-70% своєї загальної маси через інтенсивні зоряні вітри, вибухаючи своїми власними зовнішніми шарами в космос. Те, що залишається позаду, коли оболонка пройшла, — це компактне, відкрите ядро — насіння білого карлика, до якого рухається зірка.
Раптовий Спалах Яскравий Як Галактика
Не всі червоні гіганти тихо зникають у білого карлика. Зірки з масою від 0,8 до 2,0 мас Сонця переживають насильницьку, але коротку подію, звичайно називається гелієвою спалахом, в якій гелій у ядрі раптово синтезує вуглець у безконтрольній реакції. Сама спалах тривала лише кілька хвилин, але в цьому коротком вікні вона виробляє енергію зі швидкістю, порівнянною з цілою галактикою розміром Чумацького Шляху.
Незважаючи на цей грандіозний результат, гелієвий спалах не розриває зірку. Оскільки енергія поглинається майже повністю виродженим ядром зірки та зовнішніми шарами, а не втікає назовні, зірка з масою Сонця виділяє тільки приблизно 0,3% стільки загальної енергії при гелієвому спалаху, як видає supernova типу Ia. Це істинно галактичний масштаб енергії, який залишає ледь помітний слід на зовнішньому виді зірки.
Бетельгейзе, Гігант Поруч
Знайома червона гігант на нічному небі — Бетельгейзе, яскрава червонаста зірка, яка позначає плече Оріона — хоча технічно вона знаходиться на крок далі за звичайною червоною гігантом, в категорії червоних надгігантів. Її радіус становить десь у діапазоні 640-764 сонячних радіусів, настільки великий, що скидання його в центр Сонячної системи замість Сонця поглине шляхи, намічені Меркурієм, Венерою, Землею та Марсом.
Бетельгейзе також має переглід набагато швидшого завершення. Вона молода менше 10 мільйонів років за зоряними стандартами, але її незвично велика маса штовхнула її через її життєвий цикл в спринті. Астрономи очікують, що вона завершиться наднову, дуже імовірно протягом наступних 100 000 років — мигання на космічних масштабах, хоча це занадто рано, щоб обводити дату в будь-якому календарі.
Синхронізація Зірок
Маса зірки визначає майже все про те, наскільки швидко вона досягає етапу червоного гіганта і як довго там лишається. Деякі маломасивні зірки продовжують сяяти протягом трильйонів років — період, який перевищує поточний вік Всесвіту — тоді як найбільш масивні зірки вигоряють і вмирають лише через кілька мільйонів років, різниця приблизно в мільйон разів у тривалості життя зірок залежно від того, з якою масою почала зірка.
Ця варіація також корисна для вчених, не просто драматична. Дослідники змоделювали залежну від віку яскравість особливості під названням випухлість гілки червоного гіганта — тонку паузу в піднесенні гілки червоного гіганта — для зоряних віків від 2 до 12 мільярдів років. Оскільки ця яскравість змінюється передбачувано разом з віком скупчення, вона дає астрономам інструмент для визначення того, наскільки насправді старим є кульовидне скупчення, просто вимірюючи, де падає випухлість.