1. Красные гиганты сверхгиганты.

После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро, в котором не идут ядерные реакции и звезда сходит с главной последовательности.

Звёзды с 0,5М_М_8М_ доживут до стадии красных гигантов, в то время как звёзды с массами меньшими чем 0,5М_ никогда не дойдут до стадии горения гелия в ядре, так как у них никогда не будет достаточных для этого центральной температуры и плотности.

Гелиевое ядро быстро продолжает сжиматься и температура на его границе поднимается, что приводит к началу ядерной реакции горения водорода в тонком слоевом источнике вокруг ядра. Со временем слоевой источник будет захватывать всё большую и большую зону и горение будет происходить уже в толстом слоевом источнике.

Энергия, вырабатываемая водородным слоевым источником, выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и остывать. Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса её светимость возрастает по сравнению со звёздами главной последовательности. Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта (см. рис. 9.4).

Рис 9.4. Строение красного гиганта

На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов. Когда звезда достигает ветви гигантов, поверхностная конвективная зона расширяется вниз до слоёв, где шли ядерные реакции. Это приводит к тому, что поверхностный химический состав изменяется за счет глубокого перемешивания вещества. Этот процесс перемешивания конвекцией внешних слоёв с внутренними из-за расширения вниз конвективной зоны называется по-английски “first dredge-up”. Структура звезды теперь будет состоять из изотермического гелиевого ядра, которое будет продолжать сжиматься, слоевого источника горения водорода и обширной конвективной оболочки, которая будет расширяться. Таким образом, звезда на стадии красного гиганта – нестабильная звезда. Размеры изотермического гелиевого ядра составляют несколько процентов от общего радиуса звезды, в то время как слоевой источник может занимать значительную часть радиуса.

Во время расширения оболочки ядро продолжает сжиматься и его температура растёт. Когда температура достигает примерно 10⁸ К градусов, а плотность – 10⁴ г/см³, гелиевое ядро загорается и начинает перерабатывать гелий в углерод (тройной -процесс; см. рис. 9.2). Для звёзд с массами меньше 3М_ загорание гелия происходит взрывообразно (так называемая гелиевая вспышка). Для больших масс процесс загорания гелия происходит спокойно. После этого на диаграмме ГР звёзды уйдут с ветви красных гигантов и переместятся на горизонтальную ветвь.

Рис. 9.5. Строение красного сверхгиганта с массой М_ 10М_

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов на асимптотическую горизонтальную ветвь и становится красным или жёлтым сверхгигантом. Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также как гиганты отличаются от обычных звёзд. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции.

Первоначально в вырожденном ядре происходит превращение гелия в углерод и кислород. Кроме того, имеется тонкая гелиевая оболочка, в которой идут ядерные реакции, а вокруг неё водородная – также с ядерными реакциями. Внешний водородный слоевой источник соседствует с глубокой конвективной зоной, которая перемешивает всё пространство от слоевого источника до поверхности, радиус которой соизмерим с радиусом орбиты Юпитера(см. рис 9.5).

Таблица 9.6

Сравнение звезды с массой Солнца на главной последовательности и на стадии красного гиганта

Возраст (лет)	Масса М/М	Радиус R/R	светимость L/L	Температура (К)	стадия
4,5109	1	170	1	5779	Главная последовательность
12,2109	1		2350	3107	Красный гигант

Характерной особенностью фазы сверхгигантов, по-видимому, является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Эти вспышки высвобождают энергию во много раз большую (от сотен до миллиона раз), чем энергия выделяющаяся в водородном слоевом источнике. Вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к тепловой пульсации звёзд, находящихся на стадии сверхгигантов. Периоды пульсаций таких звёзд составляют от нескольких тысяч лет для звёзд с массами 5М_ до сотен тысяч лет для звёзд с массами 0,6М_.

Тепловые вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к перемешиванию всей звезды и, в частности, к появлению углерода на поверхности, что приводит к формированию так называемых углеродных звёзд, у которых отношение С/О1, в отличие от характерного отношения для космоса С/О0,4.

Дальше сценарий эволюции раздваивается для звёзд с М_8М_ и М_8М_. Звёзды с М_8М_ будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется, дав начало планетарной туманности, а ядро превратится в белый карлик. Звёзды с М_8М_ будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ядро и тем быстрее она сжигает всё своё топливо. При этом происходит синтез всё новых элементов вплоть до элементов железного пика. На ядре железа процесс синтеза тяжёлых элементов останавливается, т.к. реакции слияния ядер железа и более тяжёлых элементов идёт с поглощением энергии. Такие условия могут быть реализованы только в момент взрыва, что и происходит в итоге при взрыве Сверхновой типа II.

При высоких плотностях звёздного вещества последнее существует в форме «голых» атомных ядер и свободных электронов. Давление звёздного вещества создаётся за счёт движения электронов и ядерных ядер. Но это есть не только тепловое движение, исчезающее при абсолютном нуле температуры. На него накладывается ещё квантовое движение, не прекращающееся и при абсолютном нуле.