Красные гиганты и сверхгиганты - относительно холодные звёзды высокой
светимости с протяжёнными оболочками. Из-за низкой
эффективной температуры
этих звёзд (Тэ 3000-5000К)
поток энергии с единицы площади их поверхности мал - в 2 - 10 раз меньше,
чем у Солнца. Однако светимость таких звёзд может достигать 105,
т. к. красные гиганты (к.г.) и красные сверхгиганты (к.с.) имеют очень большие
радиусы (до 1000)
и соответственно огромные излучающие поверхности. Максимум излучения этих звёзд
приходится на красную и ИК-области спектра.
К. г. и к. с. относятся к звёздам
спектральных классов К и М, III и I светимости классов соответственно.
Абс. звёздные величины к. г. заключены в пределах
, у к. с. .
Характерная особенность спектров к. г. и к. с.- наличие молекулярных полос
поглощения. Типичные к. г.- Арктур (ок. 130,
26) и Альдебаран
(190,25),
к. с.- Бетельгейзе (7*104,600)
и Антарес (5*104,700).
Основной механизм излучения - гравитационное сжатие вещества звезды за счет
аккреции межзвездного водорода. Поэтому время существования КГ мало, а также
велика вариабельность абсолютной звездной величины. Этот механихм был установлен
еще в XIX веке лордом Кельвином, поэтому КГ называют еще "звездами Кельвина".
Традиционное деление звёзд на к. г. н 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 разреженную протяжённую оболочку. Согласно совр. теории
эволюции
звёзд, звезда попадает в область Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, занимаемую
к. г. и к. с., дважды. Первый раз - на время от 103
лет (для звёзд с массой )
до 108
лет (для звёзд с)
на стадии гравитац. сжатия, когда в звезде ещё не идут ядерные реакции (см.
Звездообразование).
Второй раз - после термоядерного сгорания
в её 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
- непосредственно в к. с.
К. г. или к. с. имеют гелиевое
ядро, окружённое тонким слоевым источником энерговыделения, в к-ром горит водород,
или углеродно-кислородное ядро, окружённое двумя слоями горения - водородным
и гелиевым. Ядро почти изотермично. К. с. с >8-10
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 к. с. может достигать 108-109
г/см3, темп-pa 108-109 К. Радиусы ядер при
этом составляют сотые доли .
Перенос энергии в протяжённых холодных оболочках к. г. и к. с. осуществляется
конвекцией. Конвекция может выносить в атмосферу звёзды продукты ядерного
горения из неустойчивых тонких слоевых источников. Поэтому у многих к. г. и
к. с. наблюдаются аномалии хим. состава, в частности повышенное содержание углерода.
Для к. г. и к. с. характерна заметная потеря вещества за счёт истечения его
в межзвёздное пространство (см. Звёздный ветер ).Потери достигают 10-5-10-6
в год. Причиной истечения вещества может быть: давление излучения на пыль и
(или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах (см. Давление света);
пульсационная неустойчивость (см. Пульсации звёзд), ударные волны в
звёздных коронах. Пыль, образующаяся в атмосферах к. г. и к. с., выносится в
межзвёздную среду (см. Межзвёздная пыль ).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 звёзды .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 тесныхдвойных
звезд.
Литература по красным гигантам и сверхгигантам
Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ., М., 1984.
Знаете ли Вы, что "гравитационное линзирование" якобы наблюдаемое вблизи далеких галактик (но не в масштабе звезд, где оно должно быть по формулам ОТО!), на самом деле является термическим линзированием, связанным с изменениями плотности эфира от нагрева мириадами звезд. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
3000-5000К)
поток энергии с единицы площади их поверхности мал - в 2 - 10 раз меньше,
чем у Солнца. Однако светимость таких звёзд может достигать 105
,
т. к. красные гиганты (к.г.) и красные сверхгиганты (к.с.) имеют очень большие
радиусы (до 
1000
)
и соответственно огромные излучающие поверхности. Максимум излучения этих звёзд
приходится на красную и ИК-области спектра.
К. г. и к. с. относятся к звёздам
спектральных классов К и М, III и I светимости классов соответственно.
Абс. звёздные величины к. г. заключены в пределах
, у к. с. 
.
Характерная особенность спектров к. г. и к. с.- наличие молекулярных полос
поглощения. Типичные к. г.- Арктур (ок. 130
,
26
) и Альдебаран
(190
,25
),
к. с.- Бетельгейзе (7*104
,600
)
и Антарес (5*104
,700
).
103
лет (для звёзд с массой 
)
до 
108
лет (для звёзд с
)
на стадии гравитац. сжатия, когда в звезде ещё не идут 
10%
времени жизни звезды. Звёзды с массами 
превращаются сначала в к. г., а затем в к. с.; звёзды с 
- непосредственно в к. с.
>8-10
могут иметь ядра из более тяжёлых, чем кислород, элементов, вплоть до железа,
но время жизни таких звёзд крайне мало - всего 
103
лет. 
.
Перенос энергии в протяжённых холодных оболочках к. г. и к. с. осуществляется
в год. Причиной истечения вещества может быть: давление излучения на пыль и
(или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах (см. 
приводит к тому, что массы их ядер оказываются недостаточными, чтобы в них начались
за время жизни Галактики водород не выгорел, и они ещё не превратились в к. г.
