КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ

Красные гиганты и сверхгиганты - относительно холодные звёзды высокой светимости с протяжёнными оболочками. Из-за низкой эффективной температуры этих звёзд (3000-5000 К) поток энергии с единицы площади их поверхности мал - в 2-10 раз меньше, чем у Солнца. Однако светимость таких звёзд может достигать , т.к. красные гиганты (к. г.) и красные сверхгиганты (к. с.) имеют очень большие радиусы - до 4000-5000 и, соответственно, огромные поверхности. Максимум излучения этих звёзд приходится на красную и ИК-области спектра. К. г. и с. относятся к звёздам спектральных классов К и М, III и I классов светимости соответственно. Абс. звездные величины к. г. заключены в пределах , у к. с. . Характерная особенность спектров К. г. и с.- наличие молекулярных полос поглощения. Типичные к. г. - Арктур (ок. 130 ) и Альдебаран (190), к.с. - Бетельгейзе () и Антарес (). Традиционное деление звёзд на к. г. и к. с. условно, поскольку оно отражает только различие в радиусах и светимостях звёзд при сходном внутр. строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разрежённую протяжённую оболочку. Согласно совр. теории эволюции звёзд, звезда попадает в область диаграммы Герцшпрунга-Ресселла, занимаемую к. г. и к. с. дважды. Первый раз - на время от ~ 103 лет для звёзд с до ~ 108 лет для - на стадии гравитац. сжатия, когда в звезде ещё не идут ядерные реакции (см. Звездообразование). Втором. раз - после термоядерного сгорания в ее ядре водорода, на время, к-рое составляет ~ 10% времени жизни звезды. Звёзды с массами превращаются сначала в к. г., а затем - в к. с.; звёзды с 10 (\mathfrak M)_\odot$" align="absmiddle" width="82" height="17" > - непосредственно в к. с. К. г. или к. с. имеет гелиевое ядро, вокруг к-рого в тонком слое протекают реакции термоядерного горения водорода, или углеродно-кислородное ядро, окружённое двумя слоями горения - водородным и гелиевым. Ядро почти изотермично. К. с. с могут иметь ядра из более тяжёлых, чем кислород, элементов, вплоть до железа, но время жизни таких звёзд крайне мало - всего ~ 103 лет. Плотность вещества в ядрах К. г. и с. может достигать 108-109 г/см3, темп-ра 108-109 К. Радиусы ядер при этом составляют сотые доли . Перенос энергии в протяжённых холодных оболочках К. г. и с. осуществляется конвекцией. Конвекция может выносить в атмосферу звезды продукты ядерного горения из неустойчивых тонких слоевых источников. Поэтому у многих К. г. и с. наблюдаются аномалии хим. состава, в частности повышенное содержание углерода. Для К. г. и с. характерна заметная потеря вещества за счёт истечения его в межзвёздное пространство (см. Звездный ветер). Потери достигают в год. Причиной истечения вещества может быть давление излучения на пыль и (или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах, пульсационная неустойчивость, ударные волны в коронах. Если скорость потери вещества очень велика, то пыль в истекающем веществе может полностью экранировать звезду (не пропускать видимое излучение). Такую звезду можно наблюдать в ИК-диапазоне. Потеря вещества у звёзд с приводит к тому, что массы их ядер оказываются недостаточными, чтобы в них начались термоядерные реакции горения углерода. Такие звёзды превращаются в белые карлики, проходя перед этим стадию планетарных туманностей. Более массивные звёзды взрываются как сверхновые звезды. В ядрах звёзд с за время жизни Галактики водород не выгорел, и они ещё не превратились в к. г. Протяжённые истекающие оболочки, подобные оболочкам к. с., могут иметь звёзды с двойными ядрами, к-рые, вероятно, образуются в ходе эволюции тесных двойных звёзд. (Л.Р. Юнгельсон)