красный гигант

Звезда на поздних стадиях эволюции, размеры которой увеличились, а поверхностная температура упала настолько, что звезда кажется красной.

Звезда становится красным гигантом в ходе эволюции звезд, когда истощается водородное топливо для реакций ядерного синтеза в ее центральном ядре. После этого начинается процесс сжатия ядра с выделением энергии гравитации. Он продолжается до тех пор, пока процесс горения водорода не возобновится — но уже в оболочке, окружающей инертное ядро. Энергия, выделяющаяся при сгорании водорода, вызывает резкое расширение внешних слоев звезды. По мере расширения они охлаждаются. Поверхностная температура снижается, постепенно достигая 4000 K (независимо от исходного спектрального класса звезды). Когда Солнце станет красным гигантом, оно расширится до размера, примерно равного диаметру орбиты Земли.

Хотя количество световой энергии, излучаемой в пространство с единицы поверхности, с понижением температуры резко уменьшается, у красных гигантов этот эффект компенсируется за счет огромного увеличения поверхностни. Поэтому красные гиганты остаются очень яркими. Все яркие красные звезды, видимые невооруженным глазом — гиганты или сверхгиганты типа Альдебарана или Бетельгейзе.

Спектры красных гигантов имеют различные характеристики в зависимости от того, чем богата звездная атмосфера — углеродом или кислородом. Если доминирует кислород, то появляются линии окиси углерода (CO) и металлических окислов, например, окиси титана (TiO). Если преобладает углерод, то образуются углеродные соединения типа C2, CH и CN; такие гиганты называются углеродными звездами. Предполагают, что различные соединения, наблюдаемые в красных гигантах, возникают в результате процессов, которые выносят на поверхность звезды продукты ядерных реакций, протекающих в ее недрах.