Червен гигант: Разлика между версии
Изтрито е съдържание Добавено е съдържание
Ред 9:
=== "Млади" и "стари" червени гиганти ===
Звездите в процеса на своята еволюция могат да достигнат до ниските [[Спектрален клас|спектрални класове]] с висока светимост на два етапа от своето развитие: на стадий "звездообразувание" и късните стадии на еволюцията.
Стадият, към който младите звезди се наблюдават като червени гиганти, зависи от тяхната [[маса]] — този етап продължава от ~ 10<sup>3</sup> години за масивните звезди с маси <math>{\mathfrak M} \approx 10 {\mathfrak M}_{Sol}</math> и до ~ 10<sup>8</sup> години за маломасивните звезди с <math>{\mathfrak M} \approx 0,5 {\mathfrak M}_{Sol}</math>. M=a.t2 В това време звездата излъчва за сметка на [[Гравитационна енергия|гравитационната си енергия]], отделяща се при свиването. По време на свиването температурата на повърхността на тези звезди расте, но, вследствие от умаляването на размера и площта на излъчващата повърхност, намалява [[светимост]]та. В крайния цикъл, в техните ядра се започва [[Нуклеосинтез|термоядрен синтез]] на [[хелий]] от [[водород]] и младата звезда излиза на [[Главна последователност|главната последователност]].
На късните етапи от еволюцията на звездите, след изгарянето на [[водород]]а в техните ядра, звездите излизат от главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгиганти [[Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел|диаграма на Херцшпрунг-Ръсел]]: този етап продължава ~ 10% от времето на "активния" живот на звездата, тоест етапите на тяхната еволюция, в хода на които в звездните недра произхождат реакции на [[нуклеосинтез]]. Звездите от [[Главна последователност|главната последователност]] с [[маса|маси]] <math>{\mathfrak M} \le 10 {\mathfrak M}_{Sol}</math> се превръщат отначало в червени гиганти, а след това в червени свръхгиганти; звезди с маси <math>{\mathfrak M} > 10 {\mathfrak M}_{Sol}</math> — непосредствено в червени свръхгиганти.
| |||