Червоні гіганти

Черво́ні гіга́нти — зорі пізніх спектральних класів (з температурою поверхні 3000—5000 К), що мають великий розмір (10—200 R_☉) і високу світність (L=10²—10⁴ L_☉). Являють собою пізній етап еволюції маломасивних зір (до 10 M_☉), після вигоряння в їхньому ядрі водню й залишення ними головної послідовності. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела розташовані в правій верхній частині.

Ілюстрація будови Сонця та його можливого майбутнього як червоного гіганта, порівняння їх структури та розміру.

Складаються з невеликого ядра, в якому вигорів водень, тонкого шару навколо ядра, в якому горіння водню продовжується, і протяжної переважно водневої конвективної оболонки.

Карлики, гіганти й головна послідовність

Приблизно в другій половині XIX 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 в деяких спектральних класах існують дві великі групи зір, і в одній групі зорі помітно більші, ніж у другій. Маленькі зорі назвали карликами, а великі — гігантами. Так склалася термінологія, яка дожила 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^[]. Згодом Герцшпрунг і Рассел створили діаграму, на якій 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 (II-й клас світності). Недавно^[] 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

Спектр гіганта спектрального класу K4.

Фізичні параметри

У таблиці подано усереднені значення параметрів. Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	b-y	MV		Teff, °K	R/RΟ	log g	Vsin(i), км/сек.
K0	1.03	0.77	0.60	0.2	−0.37	5282	14	2.5	3.0
K2	1.18	0.84	0.68	0.1	−0.45	5055	17	2.1	2.3
K3	1.29	0.96	0.80	0.1	−0.53	4973	21	—	2.0
K5	1.44	1.20	0.90	0.0	−0.81	4623	40	—	-
K7	1.53	—	0.93	−0.1	−1.15	4380	60	—	-

Приклади: Альдебаран, Дубге А, Поллукс, Гамаль

Гіганти спектрального класу M

Спектр гіганта спектрального класу M0.

Фізичні параметри

У таблиці подано усереднені значення параметрів. Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	b-y	MV		Teff, °K	R/RΟ	log g	Vsin(i), км/сек.
M0	1.57	1.23	0.97	−0.2	−1.36	4212	100	—	-
M2	1.60	1.34	1.00	−0.2	−1.52	4076	130	—	-
M5	1.58	2.18	—	−0.2	—	3923	—	—	-

Приклади: Бета Пегаса

Червоні гіганти як індикатори відстані

Найяскравіші червоні гіганти мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину (−3.0^m±0.2^m) 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 — методом максимальної правдоподібності. Цей спосіб ґрунтується на тому, що функція світності відгалуження червоних гігантів добре апроксимується степеневою функцією:${\displaystyle \xi (m)\propto 10^{am},}$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 правдоподібності.

Див. також

• Блакитний гігант
• Білий гігант
• Жовтий гігант
• (Стандартні свічки)

Джерела

1. В. А. Батурин, И. В. Миронова. Красный гигант. Глоссарий Astronet.ru. Процитовано 14 липня 2022.
2. 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. — .
3. David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005 (англ.)
4. Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L (1996). . Astrophysical Journal. Архів оригіналу за 6 липня 2014. Процитовано 23 січня 2015. (англ.)