Сможет ли наше Солнце когда-либо превратиться в красного гиганта? Среди космологов на этот счёт имеется несколько прогнозов, но большинство из них сходятся во мнении о вероятности именно такого сценария. Если теории верны, то спустя несколько миллиардов лет водородное горючее в недрах Солнца должно полностью закончится. Наступит очередь для гелия служить источником энергии, что сперва приведёт к интенсивному разогреву, а затем к фазе объёмного расширения. Человечеству остаётся лишь порадоваться, что это случится очень и очень нескоро, и поэтому нет каких-либо причин для серьёзного беспокойства.
Внутреннее строение красного гиганта напоминает собой слоёный пирог: по мере того, как выгорает один химический элемент, его следом заменяет более тяжелый. Для наглядного примера можно диаграмму представить приблизительно так: водород - гелий - кислород - кремний - железо. Причем, чем дальше идёт выгорание по шкале представленных элементов, тем быстрее протекает скорость ядерного превращения. Для звезды массой в 5 S, расчётное время превращения водорода в гелий составляет 100 миллионов лет. Из гелия в кислород процесс протекает за 1 млн лет, кремний потребляется за 200 лет, а на железе термоядерный синтез целиком прекращается. Дальнейшее превращение элементов идёт с большим поглощением энергии, что приводит к резкому падению давления и последующему .
Промежуточным звездам приходится выдерживать переход с водорода на гелий. Сам момент инициации сопровождается сильнейшей вспышкой и последующим сбросом внешних слоёв. Спустя несколько лет из выброшенной материи формируется туманность типа. В телескоп её можно наблюдать, как размытое пятно высокой светимости, в котором при большом увеличении можно заметить протяженные волокнистые структуры. На долю оптического диапазона приходится лишь тридцать процентов; всё остальное занимает рентгеновское излучение нагретого газа.
Предполагается, что далеко не все звёзды в своём развитии проходят стадию красных гигантов. Для этого необходимо иметь наличную массу от 0.5 до 8 солнечной. Более низкая масса не в состоянии достичь высоких давлений и температур в центре ядра. По этой причине маломассивная звезда обречена на медленное угасание, по мере того как будет израсходован последний водород. Более массивные светила ожидает иная судьба: процесс поджигания гелия протекает довольно спокойно, без резких колебаний светимости и сброса оболочек.
На стадию красных гигантов звезда в своей эволюции попадает тогда, когда запасы водородного горючего подходят к концу, и начинаются реакции горения гелия. Температура ядра в это время достигает особенно высоких величин - 100 миллионов градусов. Такой жар приводит к тому, что внешние слои начинают сбрасывать в пространство разряженную оболочку, приводя тем самым к большому разбуханию звезды. Среди типичных представителей этого класса, прежде всего стоит поставить Арктур, Антарес, Альдебаран и Бетельгейзе. Всем им свойственна невысокая температура видимых слоёв и протяженность разряженной оболочки.
Главной особенностью таких звёзд считаются их колоссальные размеры. Если в на место поставить красный гигант, то большая часть внутренних оказалась бы глубоко внутри раскалённых недр. К одним из наиболее характерным признаков красных гигантов является их принадлежность к спектральному классу: K и M. Температура поверхности относительно мала - в среднем всего от 3 до 5 тысяч Кельвинов, но за счёт большого диаметра светимость таких нередко превосходит Солнечную в миллионы раз!
Комментариев нет:
Отправить комментарий