Перегляд вихідного коду сторінки Гілка червоних гігантів

{{Не плутати|асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичним відгалуженням гігантів}}
[[Файл:Stellar evolutionary tracks-ukr.svg|міні||350пкс|[[Еволюція зір|Еволюційні треки]] зір різної маси на стадіях після стадії головної послідовності]]
'''Гілка червоних гігантів''', або '''відгалу́ження черво́них гіга́нтів'''&nbsp;(ВЧГ)&nbsp;— послідовність на [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Герцшпрунга — Рассела]], що утворена [[еволюція зір#Classify stars by mass|зорями малої та проміжної маси]], які перебувають на стадії горіння [[Гідроген]]у у [[Сферичний шар|сферичному шарі]] навколо ізотермічного [[гелій|гелієвого]] ядра<ref name="aes-evo"/>. Іноді його називають також ''першим відгалуженням гігантів'' (на відміну від [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичного відгалуження гігантів]]&nbsp;— АВГ, яке утворено зорями з подвійним шаровим джерелом)<ref name="aes-77"/>.

== Еволюція ==
Перебування зір малої та середньої маси на [[Головна послідовність|головній послідовності]] завершується, коли більша частина Гідрогену в ядрі перетворюється на гелій. Термоядерні реакції в такому ядрі майже припиняються і ядро починає стискатися. Горіння Гідрогену триває лише у сферичному шарі навколо ядра. <br/>Зорі малої маси потрапляють на відгалуження червоних гігантів через порівняно коротку стадію [[субгігант]]а. На цьому шляху ядро зорі переходить у [[Виродження (фізика)|вироджений стан]], а її оболонка починає охолоджуватися й розширюватися{{sfn|Pettini|2014|pp=1—2}}.
У зір проміжної маси виродження ядра не відбувається<ref name="aes-177"/>.

Коли температура зовнішніх шарів упаде нижче приблизно 5000 [[Кельвін|К]], оболонка стає повністю конвективною. Це призводить до збільшення [[світність|світності]] й еволюційний трек зорі починає прямувати вгору, майже вертикально. Фактично, зоря повторює [[трек Хаяші|шлях, яким свого часу потрапила на головну послідовність]], але долає його у зворотному напрямку. Спалений у шарі Гідроген перетворюється на гелій та збільшує інертне ядро. Для зорі з масою 1&nbsp;[[Маса Сонця|M<sub>☉</sub>]] ця стадія триватиме близько півмільярда років. Рух зорі на діаграмі поступово прискорюється{{sfn|Pettini|2014|pp=3}}.

На [[Вершина відгалуження червоних гігантів|вершині відгалуження]], коли маса гелієвого ядра сягає 0,4&nbsp;— 0,5&nbsp;[[Маса Сонця|M<sub>☉</sub>]] в ядрі починається загоряння гелію. Внаслідок цього температура зовнішніх шарів зростає й на діаграмі зоря пересувається вліво, у напрямку [[горизонтальне відгалуження|горизонтального відгалуження]]<ref name="aes-evo"/>.
У зір малої маси загоряння гелію у виродженому ядрі має характер [[спалах гелієвого ядра|теплового вибуху]]. У зір помірної маси ядро невироджене й загоряння гелію відбувається спокійно<ref name="aes-177"/>.

== Особливості зір ВЧГ ==
<!-- подібність характеристик для різних мас
-->

Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, у якому відбуваються термоядерні реакції за участі Гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра. Наближено її можна подати формулою
<math>L \simeq 2 , 3 \times 10^5 \left ( \frac{ M_c} {M_{\odot}} \right)^6 L_{\odot}</math>{{sfn|Pettini|2014|p=3}}.
Світність майже не залежить від [[металічність|металічності]]. Це зумовлено тим фактом, що перенесення енергії з надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає [[Прозорість середовища|непрозорість зоряної речовини]]{{sfn|Pettini|2014|pp=4—5}}.
На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного [[зоряний вітер|зоряного вітру]] (v ~ 5-30 км/с) зі швидкістю <math>\dot M \simeq 10^{-8} M_{\odot}</math> на рік{{sfn|Pettini|2014|pp=5—6}}.
У моделях зоряної еволюції для розрахунку втрати маси часто застосовують емпіричну формулу:
<math>\dot{M} = -4 \times 10^{-13} \eta \frac{LM}{R} \frac{R_{\odot}}{L_{\odot}M_{\odot}}M_{\odot}/yr</math>,
де ''η''≈0,25—0,5{{sfn|Pettini|2014|pp=6}}.

Унаслідок конвекції відбувається винесення на поверхню зорі речовини, яка зазнала змін [[ізотоп]]ного складу внаслідок ядерних реакцій. Це явище має назву [[зачерпування]]<ref name="aes-165"/>.

== Примітки ==
{{reflist|refs=
<ref name="aes-evo">{{А-Е-С|Еволюція зір|142—144|e1}}</ref>
<ref name="aes-177">{{А-Е-С|Зорі помірної маси|177|z1}}</ref>
<ref name="aes-165">{{А-Е-С|Зачерпування|165|z1}}</ref>
<ref name="aes-77">{{А-Е-С|Відгалуження червоних гігантів|77|v1}}</ref>
}}

== Посилання ==
* {{cite book
 |ім'я  = M. |прізвище   = Pettini  
 |year         = 2014
 |chapter      = Lecture 13. Post-main sequence evolution. I: solar mass stars
 |url   = http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf
 |title        = Structure and Evolution of Stars
 |type         = Advanced astrophysics course at Cambridge University
 |ref          = harv
 |accessdate   = 23.02.2015
 |archive-date = 23 лютого 2015
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20150223184354/http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf
}}{{ref-en}}
{{Зорі}}

[[Категорія:Діаграма Герцшпрунга — Рассела]]