Красный гигант или как стареют небесные звезды

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 108К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.

Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2·108 К энерговыделение

ε3α=108ρ2Y3⋅(T108K)30,{\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}\mathrm {K} }}\right)^{30},}

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M_☉) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.

Какие виды звёзд существуют

Итак, выделим основные виды звезд:

• Светила главной последовательности — на этом этапе они проводят до 90% всей своей жизни. Главным образом, основные термоядерные реакции связаны с горением водорода. В результате чего формируется гелиевое ядро.
• Коричневые карлики — интересный тип субзвёздных объектов. В их ядре также протекают термоядерные реакции, но основе лежит горение лёгких элементов. Например, бора, лития, бериллия или дейтерия. Поэтому тепловыделение и излучение у подобных тел быстро заканчивается. Что, соответственно, приводит к их остыванию, а затем превращению в планетоподобные объекты.
• Красные карлики отличаются долгой продолжительностью жизни, поскольку горение водорода в них проходит медленно. Вероятно, поэтому красных карликов больше других звёздных тел во Вселенной. Хотя из-за медленных процессов и слабого излучения, они не видны с нашей планеты без специальных приборов.
• Красные гиганты образуются после того, как сгорит весь водородный запас, что приводит к гелиевой вспышке и расширению звезды.
• Белые карлики имеют малую массу. Можно сказать, это остаток от красных гигантов, скинувших свою оболочку. При взрыве начинается процесс горения углерода и кислорода. Светило увеличивает атмосферные границы, быстро теряет газ и превращается в белый карлик.
• Сверхгиганты — массивный тип светил, которые из-за происходящих внутри реакций быстро покидают стадию главной последовательности. Для них характерна низкая температура, но высокий показатель светимости.
• Переменные звёзды — это те, у которых хотя бы раз за весь жизненный цикл изменялся блеск. Чаще всего это связано с внутренними процессами. Однако и внешние факторы могут повлиять на изменение блеска. К примеру, если звёздный свет пройдёт сквозь гравитационное поле.

• Главная последовательность
• Коричневый карлик
• Проксима Центавра (красный карлик)
• Белый карлик Сириус B
• Голубой сверхгигант Ригель
• Красный гигант и солнце

Помимо этого, выделяют и другие виды звезд:

• Новые звёзды — это особый тип переменных, с достаточно резким изменением блеска. Собственно говоря, скачки светимости провоцируют вспышки тела с различными амплитудами.
• Сверхновые — это те, которые на конечном этапе эволюции взрываются. Причем их взрыв или вспышка очень мощные.
• Гиперновые или проще говоря, большие сверхновые звёзды. После того, как источники поддержания термоядерных реакций иссякают, происходит коллапс. Что интересно, сила и мощность их неминуемого взрыва превышает обычных сверхновых приблизительно в 100 раз.
• LBV (Яркие голубые переменные) или переменные типа S Золотой Рыбы являются пульсирующими гипергигантами. Для них свойственны неправильные изменения блеска с колебаниями от 1 до 7 m. Правда, это очень редкие и недолго живущие звезды, которые всегда окружают туманности.
• ULX (Ультраяркие рентгеновские источники) — космические объекты, обладающие сильным рентгеновским излучением. Их переменность может варьироваться от секунд до нескольких лет. Вероятно, что их источником излучения является чёрная дыра. На самом деле, мало изучены, редкие.
• Нейтронные звёзды, на самом деле, представляют собой образования из нейтронов (нейтральных субатомных частиц). Поскольку эти частицы сильно сжимаются силами гравитации, то плотность светил также очень высокая. Между прочим, её часть сравнивают со средней плотностью атомного ядра. И это при том, что радиус нейтронных объектов составляет от 10 до 20 км, а масса равна примерно 1,5 солнечных масс.
• Двойные звёзды или системы отличаются, главным образом, тем, что состоят их пары светил, связанных между собой силами гравитации. К удивлению, наша Галактика наполовину состоит именно из двойных звёзд.
• Уникальные (объект Стефенсона-Сандьюлика) — это двойная затменная система звёзд. Один из компонентов представляет массивное светило с высокой температурой и светимостью, а другой небольшое тело (может быть нейтронным образованием или даже чёрной дырой). В результате взаимодействия компонентов производится сильнейшее рентгеновское излучение. На данным момент, к уникальным относится лишь одна система SS 433.

• Взрыв гиперновой
• Нейтронная звезда
• Двойная звезда Сириус
• Объект Стефенсона-Сандьюлика (SS 433)

Как видно, виды звёзд нашей Вселенной могут быть разные. Стоит отметить, что они отличаются друг от друга по своему звёздному размеру и массе, составу, температуре, расстоянию до нас и другим характеристикам. Но несмотря на это, среди всех небесных тел они носят гордое название — звезда.

Кинжал «басселард»

Примечания

Комментарии

1. Часто употребляемое выражение. Не имеет прямого отношения к возрасту, а определяет лишь место в ряду спектральных классов.

Источники

1. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Introductory Astronomy & Astrophysics (англ.). — 4th Ed.. — Saunders College Publishing (англ.)русск., 1998. — P. 321—322. — ISBN 0-03-006228-4.
2. . HyperPhysics (hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University). Дата обращения: 29 декабря 2006.
3. Strobel, Nick . Lives and Deaths of Stars (2 июня 2004). Дата обращения: 29 декабря 2006.
4. . Дата обращения: 29 декабря 2006.
5. , p. 142
6. , p. 114
7. Леонид Попов. . Membrana.ru. Дата обращения: 5 марта 2013.

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

• Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
• Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

Ригель

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Интересные факты

Красный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Туманность вокруг Полярной звезды

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.

Гипергиганты не значительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.

Наблюдаемые характеристики

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_☉, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Наблюдаемые характеристики

Эволюционные треки звёзд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_⊙, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Завершающие стадии эволюции красных гигантов

Красные гиганты —

Наблюдаемые характеристики[править | править код]

Эволюционные треки звёзд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_⊙, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Солнце как красный гигант[править | править код]

Жизненный цикл Солнца

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.

После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся превращение гелия в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.). Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. По наиболее вероятному сценарию орбита Земли будет находиться чуть дальше внешних оболочек Солнца и непосредственно расширением не будет задета, но из-за приливного воздействия постепенно (в течение 108 лет) будет приближаться к Солнцу и в итоге всё равно будет поглощена им. Но даже если из-за постепенной потери массы Солнцем в результате излучения и солнечного ветра Земля перейдёт на более высокую орбиту, то будет разогрета настолько, что никаких шансов на сохранение жизни не останется. Океаны Земли испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет, как из-за постепенного увеличения яркости Солнца, так и по причине .

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 108 лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысяч лет, а белый карлик будет остывать в течение 1010 — 1020 лет.

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 108К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.

Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2·108 К энерговыделение

ε3α=108ρ2Y3⋅(T108K)30,{\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}\mathrm {K} }}\right)^{30},}

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M_☉) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.

Примечания

Усовершенствованные танки

В середине девяностых годов все модели танков, которые прошли усовершенствование, получили название «Леопард-2А5». По состоянию на 2015 год их насчитывалось менее пятисот единиц. Танки, не прошедшие модернизацию, начали продавать в государствах третьего мира.

В начале двухтысячных прошли усовершенствование еще более двухсот танков. Эти «Леопарды-2А6» оказались самыми продвинутыми с точки зрения технического оснащения. Новейшие на тот период модификации начали оборудоваться усиленной башенной броней и дополнительной противоминной защитой.

Обновленные «Леопарды» получили также новое орудие с более длинным стволом. Это заметно повысило огневую мощь боевой машины и существенно расширило перечень применяемых боеприпасов. Значительно усовершенствовали и бортовую электронику с новой информационной системой управления.

Обнаружение

Наиболее яркие звёзды в шаровых скоплениях, таких как NGC 288, являются красными гигантами

Красные гиганты были открыты в начале XX-го века, когда при анализе диаграммы Герцшпрунга—Рессела были обнаружены два типа популяций холодных звёзд различного размера: карлики, находящиеся на главной последовательности, и звёзды-гиганты.

Название ветвь красных гигантов начало использоваться с 1940-1950-х годов, изначально в виде названия для области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга—Рессела. Хотя основы термоядерного синтеза в звёздах на главной последовательности были известны уже в 1940-х годах, но подробности внутреннего строения различных типов звёзд-гигантов ещё не были изучены.

В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов использовалось для ветви звёзд, светимость которых превышает светимость большинства красных гигантов, менее устойчивых и зачастую переменных с большим периодом переменности. Наблюдения раздвоенной ветви гигантов проводились и до этого, но связь разных частей была не ясна. К 1970 году было известно, что область красных гигантов состоит из области субгигантов, ветви красных гигантов, горизонтальной ветви и асимптотической ветви гигантов, а также был исследован эволюционный статус звёзд в данных областях. Ветвь красных гигантов была описана в 1967 году как первая ветвь гигантов, второй ветвью является асимптотическая ветвь гигантов, данные термины употребляются и в настоящее время.

В современной звёздной физике создаются модели протекающих в недрах звёзд процессов, соответствующих различным стадиям жизни звезды средней массы после главной последовательности, точность и сложность моделей увеличивается со временем. Результаты исследования ветви красных гигантов используются в том числе как основа для исследований в других областях.

Литература

Наблюдаемые характеристики

Эволюционные треки звёзд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_⊙, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Ссылки

Классическая форма клинка ножа (Прямой обух, Normal Blade, Финка)

Разновидности сорта Шпанка

В конце XX — начале XXI века на основе старинного сорта Шпанка селекционеры создали новые сорта, которые также достойны внимания садоводов.

Шпанка Брянская

Сорт включён в Госреестр в 2009 году, рекомендуется к использованию в Центральном регионе. Ствол короткий, средней высокорослости, то есть ниже старой Шпанки. Побеги растут не параллельно земле, а вверх, из-за чего дерево имеет другую форму. Цвет коры серо-оливковый. Плоды мельче, до 4 г весом, круглоплоской формы, светло-красные. Сахаров набирает до 9%, что далеко не рекорд, поэтому вкус спелых плодов не сладко-кислый, а, наоборот, кисло-сладкий. Считается самоплодным, способным плодоносить на одиночном дереве. Раннего срока созревания.

Средняя урожайность Шпанки Брянской, по данным Госреестра — 73 ц с 1 га, то есть 73 кг со 100 м2, или около 8 кг с одного ствола. По другим данным, Шпанка Брянская даёт около 35–40 кг с одного ствола, что уже ближе к реальности.

Вишня Шпанка Брянская рекомендуется к выращиванию в Центральном регионе

Шпанка Шимская

Сорт получил название по месту происхождения — Шимский район Ленинградской области. Поэтому он прекрасно адаптирован к условиям Северо-Запада.

Сорт раннего созревания, ягоды поспевают в конце июня — начале июля. Плодоносит до августа. Чем южнее регион, тем быстрее начинается плодоношение. С одного взрослого ствола можно собрать до 45–55 кг плодов. Начинает плодоносить с 3–4 года, срок жизни до 25 лет. Плоды среднего размера, до 3,5 г, светло-красные даже в зрелом состоянии, сладкие, с кислинкой. Мякоть светло-розовая, сок не красящий.

Дерево среднерослое, до 3 м в высоту. Крона кустовидная, редкая, не требующая прореживающей обрезки. Кора очень тёмная, почти чёрная даже на молодых двухлетних побегах. Хорошо переносит зиму, но иногда может пострадать от грибкового заболевания, монилиального ожога, что потребует обработки фунгицидами.

Сорт самобесплодный, поэтому требует посадки в группе с опылителями, вишнями других сортов, например, Владимирской или Коростынской.

Шпанка Донецкая

Как и Шимская, получила название по месту происхождения — Донецкая опытная станция садоводства. Это гибрид черешни и вишни. Крона в первые годы в форме пирамиды, затем становится округлой. Сорт даёт рекордно крупные ягоды — до 6–7 г. Плоды светло-красные, мякоть жёлтая, вкус кисло-сладкий. Сорт зимостойкий и засухоустойчивый. При сильных морозах в зиму может пострадать, но способен быстро восстанавливаться. Склонность к грибковым заболеваниям средняя.

Дерево начинает плодоносить с 3–4 года, пика достигает к 9–12 годам.

Сорт низкой самоплодности, отдельное дерево даст небольшой урожай. Поэтому требует посадки в группе для взаимного опыления. В тёплых регионах для опыления рекомендуется сажать не вишню или гибрид, а черешни.

У Шпанки Донецкой крупные светло-красные ягоды

Шпанка карликовая

Ягоды Шпанки карликовой отличаются отменным вкусом. Это гибрид вишни и черешни, поэтому имеет вкус черешни в сочетании с лучшими вкусовыми качествами вишни. Сорт считается живучим и выносливым, устойчивым к морозным зимам, грибковым заболеваниям и вредителям, поэтому успешно растёт и на Северо-Западе.

Средняя высота взрослого дерева Шпанки карликовой — не более 3 м

Шпанка курская

Этот сорт был выделен учёными-селекционерами почти век назад. А в 1938 году ему дали отдельное название Шпанка ранняя, или Курская, по месту происхождения, чтобы избежать путаницы в группе сортов, также известными как Шпанка. Многие ещё и сейчас путают её с крупной южной Шпанкой. Но это два отдельных сорта, сильно отличных друг от друга. Шпанка курская — это не гибрид с черешней, а чистая вишня, относится к типу аморель, то есть красная вишня с бесцветным соком. Сорт был широко распространён в Курской области, реже встречался в соседних областях. В более северных районах он никогда не рос, возможно, из-за низкой зимостойкости. И даже в южных областях вишня сильно вымерзала в суровые зимы.

Сорт ранний, плоды созревают с середины июня. В высоту дерево достигает 4 м. Крона широкая и раскидистая, редкая, побеги толстые, серо-коричневого цвета. Урожайность зависит от условий зимовки цветочных почек. Если почки не вымерзают, дерево даёт до 30 кг плодов. Плодоносить начинает на 4–5 году. Срок жизни до 25 лет, пик урожайности наступает в 12–18 лет.

Размножается прививкой на сеянцы кислой местной вишни. Это повышает её морозостойкость. Хотя можно размножать и корневой порослью. Для опыления нужно сажать её в группе с сортами такой же высоты — Владимирской, Кентской и сортами группы Гриот.

Бывают ли «молодые» гиганты?

Некоторые небесные объекты достигают поздних спектральных классов ещё до начала завершения своей жизни. Бывают случаи, когда процесс преобразования в красного гиганта начинается в самом начале звездообразования. У таких светил излучение осуществляется благодаря гравитации, образующейся из-за сжатия объекта. Длительность трансформации напрямую зависит от массы и габаритов звезды и продолжаются от ~ 103 лет до ~ 108 лет.

Благодаря сжатию повышается температура звёзд и уменьшается их размер. Это приводит к снижению светимости. В результате в центре светила начинаются термоядерные реакции, после чего они попадают в главную последовательность. Несмотря на то что «молодые» и «старые» гиганты очень похожи друг на друга, астрономы называют красными гигантами только те объекты, которые дошли до поздних этапов эволюции. Молодые светила, находящихся в начальной стадии своего формирования, называют протозвёздами.

Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза (масштаб не соблюдён)

Конструкция