Червоний надгігант — зоря-надгігант (клас світності I) спектрального класу K або M. Такі зорі є найбільшими у Всесвіті за розміром, хоча не є ані наймасивнішими, ані . Бетельгейзе й Антарес A — найяскравіші червоні надгіганти на небі, єдині червоні надгіганти першої зоряної величини.
Після того як у ядрі зорі закінчується процес спалення водню, зорі з масою понад 10 мас Сонця переходять на стадію ядерного горіння гелію і стають червоними надгігантами. Такі зорі мають дуже низьку температуру поверхні (3500—4500 К) та величезні розміри. Прикладами найбільших червоних надгігантів є V354 Цефея, та KW Стрільця, які мають радіус близько 7 а. о., приблизно у 1500 разів більший від радіуса Сонця. Однак радіус більшості червоних надгігантів усе ж перебуває між 200 та 800 радіусами Сонця. Тривалість перебування зорі на стадії червоного надгіганта складає від 10 до 100 мільйонів років, а світність може в 500 000 разів перевищувати світність Сонця.
Замість великої кількості малих фотосферних осередків конвекції (як-от сонячна грануляція), червоні надгіганти мають у фотосфері лише декілька великих конвективних комірок, що є одним із причин їхніх змін яскравості.
Класифікація
Зорі класифікують як надгіганти на підставі їхнього класу світності. Ця система використовує певні діагностичні спектральні лінії для оцінки поверхневої гравітації зорі, що дає змогу спостережно розділити зорі за класами світності. Відмінності у світності між зорями найвиразніше проявляються за низьких температур, де гіганти значно яскравіші за зорі головної послідовності. Надгіганти мають найнижчу поверхневу гравітацію, а тому є найбільшими й найяскравішими з-поміж усіх зір даної температури. Згідно з Єркською класифікацією (або класифікацією Моргана — Кінана) зорі поділяють на класи світності, які позначають римськими цифрами: I — надгігант; II — яскравий гігант; III — гігант; IV — субгігант; V — карлик (головна послідовність); VI — субкарлик; VII — білий карлик.
Для надгігантів клас світності додатково поділяють на нормальні надгіганти класу Ib та найяскравіші надгіганти класу Ia. Також застосовують проміжний клас Iab. Винятково яскраві зорі з низькою поверхневою гравітацією, які демонструють ознаки значної втрати маси, іноді позначають класом світності 0 (нуль), але частіше використовують позначення Ia-0 або Ia+. Такі класифікації гіпергігантів дуже рідко застосовують до червоних надгігантів, хоча термін «червоний гіпергігант» іноді вживають для найбільших і найнестабільніших із них, наприклад VY Великого Пса та NML Лебедя.
Властивості + Шкала температур червоних надгігантів Спектральнийтип Температура(К) K1–1.5 4100 K2–3 4015 K5–M0 3840 M0 3790 M1 3745 M1.5 3710 M2 3660 M2.5 3615 M3 3605 M3.5 3550 M4–4.5 3535 M5 3450 Червоні надгіганти є холодними й дуже великими. Вони належать до спектральних класів K і M, а отже, мають поверхневу температуру нижчу за 4100 К. Зазвичай їхні радіуси становлять від кількох сотень до понад тисячі радіусів Сонця, хоча сам розмір не є визначальним чинником для віднесення зорі до надгігантів. Яскрава холодна гігантська зоря може бути більшою за гарячіший надгігант. Наприклад, Альфу Геркулеса класифікують як гігант із радіусом , тоді як є надгігантом спектрального класу K2 із радіусом лише .
Хоча червоні надгіганти значно холодніші за Сонце, вони настільки великі, що є надзвичайно світними — зазвичай . Існує теоретична верхня межа їхнього радіуса — близько . Зорі з більшим радіусом перебували б за межею Хаяші, були б надто нестабільними й просто не могли б утворитися.
Маси червоних надгігантів лежать у межах від приблизно до 30 або . Зорі головної послідовності масивніші за не розширюються й не охолоджуються, щоб стати червоними надгігантами. Червоні надгіганти на верхній межі мас та світності є найбільшими відомими зорями. Їхня низька поверхнева гравітація та висока світність зумовлюють екстремальні темпи втрати маси — у мільйони разів вищі за сонячні, що призводить до утворення туманностей довкола таких зір. Наприкінці свого життя червоні надгіганти можуть втратити значну частину початкової маси. Більш масивні з них втрачають масу значно швидше, і, ймовірно, усі червоні надгіганти на момент колапсу ядра досягають приблизно однакової маси — близько . Точне значення залежить від початкового хімічного складу зорі та швидкості її обертання.
Більшість червоних надгігантів виявляють певну змінність у видимому світлі, але лише зрідка мають чітко визначені період або амплітуду. Тому їх зазвичай відносять до неправильних або напівправильних змінних. Для них навіть створені власні підкласи: SRC та LC — відповідно для повільних напівправильних і повільних неправильних змінних надгігантів. Зміни зазвичай повільні й малоамплітудні, але відомі й випадки амплітуди до чотирьох зоряних величин.
Статистичний аналіз багатьох відомих змінних червоних надгігантів показує кілька ймовірних причин змінності. Лише небагато зір мають великі амплітуди й сильний «шум», що свідчить про змінність на багатьох частотах, яку пов'язують із потужними зоряними вітрами наприкінці життя червоного надгіганта. Поширеніше явище — це одночасні радіальні моди змінності з періодами у кілька сотень діб та, ймовірно, нерадіальні моди з періодами у кілька тисяч діб. Лише небагато зір справді поводяться як неправильні змінні з малою амплітудою, що, ймовірно, зумовлено фотосферною грануляцією. Фотосфери червоних надгігантів містять відносно небагато дуже великих конвективних комірок у порівнянні з такими зорями, як Сонце. Це спричиняє зміни поверхневої яскравості, які можуть призводити до помітних коливань блиску під час обертання зорі.
Спектри червоних надгігантів подібні до спектрів інших холодних зір: вони насичені великою кількістю ліній поглинання металів та молекулярних смуг. Деякі з цих особливостей використовують для визначення класу світності, наприклад певні смуги ціану в ближньому інфрачервоному діапазоні та триплет Ca II.
Від навколозоряної речовини червоних надгігантів часто спостерігають мазерне випромінювання. Найчастіше воно походить від H2O та SiO, але також виявляють випромінювання гідроксилу (OH) у вузьких ділянках. Окрім високоточного картування навколозоряної речовини, спостереження мазерів за допомогою радіоінтерферометрії з наддовгою базою дають змогу визначати точні паралакси та відстані до їхніх джерел. Наразі це застосовують головно до окремих об'єктів, але в майбутньому може стати корисним для дослідження структури Галактики та відкриття прихованих червоних надгігантів.
У хімічному складі поверхні червоних надгігантів переважає водень, хоча в ядрі він повністю вигорів. На пізніх етапах втрати маси, перед вибухом зорі, кількість гелію на поверхні може збільшитися до рівня, співмірного з воднем. У крайніх теоретичних моделях втрата водню може бути настільки високою, що гелій стане найпоширенішим елементом на поверхні. Коли зорі-попередники червоних надгігантів залишають головну послідовність, на поверхні кисню більше, ніж вуглецю, а азоту менше, ніж вуглецю, що відображає початковий хімічний склад зорі. Поширеність вуглецю й кисню швидко зменшується, а поширеність азоту збільшується внаслідок піднімання продуктів CNO-циклу з шарів, де відбувається термоядерний синтез.
Спостережуване обертання червоних надгігантів повільне або дуже повільне. Моделі показують, що навіть зорі головної послідовності зі швидким обертанням мали б загальмувати через втрату маси, тож червоні надгіганти майже не обертаються. Ті червоні надгіганти, як-от Бетельгейзе, що демонструють помірні швидкості обертання, могли набути їх уже на стадії червоного надгіганта, можливо внаслідок взаємодії в подвійній системі. Ядра червоних надгігантів усе ще обертаються, і диференційна швидкість обертання може бути дуже великою.
Визначення
Класи світності надгігантів легко визначати й застосовувати до великої кількості зір, проте вони об'єднують у єдину категорію кілька дуже різних типів зір. Еволюційне визначення обмежує термін «надгігант» тими масивними зорями, які починають горіння гелію в ядрі без утворення виродженого гелієвого ядра й без проходження гелієвого спалаху. Такі зорі зрештою починають синтезувати важчі елементи й зазнають колапсу ядра, що призводить до вибуху наднової.
Менш масивні зорі можуть отримати клас світності надгіганта за відносно низької світності, близько 1000 L☉, коли вони перебувають на асимптотичній гілці гігантів у процесі горіння гелієвої оболонки. Сучасні дослідники зазвичай відносять такі зорі до зір асимптотичній гілці гігантів, а не до надгігантів, оскільки вони мають меншу масу, інший хімічний склад поверхні, інші типи пульсацій та змінності й розвиваються інакше, зазвичай утворюючи планетарну туманність і білий карлик. Більшість зір асимптотичної гілки гігантів не вибухають як наднові, хоча існує інтерес до класу зір над асимптотичною гілкою гігантів — майже достатньо масивних, щоб розпочати повне горіння вуглецю; вони можуть спричиняти особливі типи наднових, хоча й без утворення залізного ядра. Однією з характерних груп маломасивних, але світних зір є змінні типу RV Тельця — зорі асимптотичної гілки гігантів або над асимптотичною гілкою гігантів, що лежать на смузі нестабільності та виявляють характерну напівправильну змінність.
Еволюція Червоні надгіганти утворюються із зір головної послідовності з масами приблизно від до . Зорі з більшою масою ніколи не охолоджуються достатньо, щоб стати червоними надгігантами. Менш масивні зорі на етапі червоного гіганта формують вироджене гелієве ядро, потім проходять через «гелієвий спалах», після чого вони починають горіння гелію на горизонтальній гілці, еволюціонують уздовж горизонтальної гілки, спалюючи гелій в оболонці навколо виродженого вуглецево-кисневого ядра, а потім швидко втрачають зовнішні шари, стаючи білими карликами з планетарними туманностями. Зорі на горизонтальній гілці можуть мати спектри з класом світності надгігантів, оскільки розширюються до величезних розмірів за відносно невеликої маси, досягаючи світності у десятки тисяч сонячних. Проміжні зорі над асимптотичною гілкою гігантів із масами близько здатні розпочати ядерне горіння вуглецю і можуть завершити еволюцію як наднова при колапсі киснево-неонового ядра.
Зорі головної послідовності, що спалюють водень у ядрах і мають маси від до , характеризуються температурами близько 25 000—32 000 К і спектральними класами від ранніх B до пізніх O. Це вже дуже яскраві зорі зі світністю на рівні 10 000—100 000 L☉, зумовленою швидким вуглецево-азотним циклом, і з повністю конвективними ядрами. На відміну від Сонця, зовнішні шари цих гарячих зір головної послідовності не є конвективними.
Такі зорі, що передують стадії червоного надгіганта, вичерпують водень у ядрах за 5—20 мільйонів років. Після цього вони починають спалювати водень в оболонці навколо ядра, складеного переважно з гелію. Це змушує зорю розширюватися й охолоджуватися, перетворюючись на надгіганта. Її світність при цьому зростає приблизно утричі. Поверхнева концентрація гелію досягає 40 %, але збільшення вмісту важчих елементів незначне.
Надгіганти продовжують охолоджуватися, і більшість із них швидко проходять через смугу нестабільності Цефеїд, хоча наймасивніші з них деякий час перебувають на стадії жовтого гіпергіганта. Врешті вони досягають пізніх спектральних класів K або M і стають червоними надгігантами. Горіння гелію в ядрі починається плавно — або ще під час розширення зорі, або вже після утворення червоного надгіганта, — але це майже не впливає на поверхню. Червоні надгіганти формують глибокі конвективні зони, які простягаються від поверхні більш ніж на половину відстані до ядра. Це призводить до значного збагачення поверхні азотом і певного підвищення вмісту важчих елементів.