Астрофизик Саския Хеккер предложила объяснение кратковременного падения яркости красных гигантов, известного как «всплеск светимости ветви красных гигантов». Результаты исследования опубликованы в журнале The Astrophysical Journal Letters. Как сообщает издание Universe Today, работа может помочь точнее описывать поздние этапы эволюции звёзд небольшой массы, включая Солнце.
После исчерпания водорода в ядре такие звёзды переходят на ветвь красных гигантов. В этот период их ядро постепенно сжимается, а внешние слои расширяются и становятся ярче, однако на определённом этапе светимость ненадолго снижается. Это явление подтверждено наблюдениями и отображается на диаграммах «цвет — светимость» для звёздных скоплений.
Причина завершения такого снижения яркости была известна, но механизм его начала оставался неясным. Теоретические модели также показывали, что всплеск светимости должен происходить при большей яркости, чем наблюдается, то есть на более поздней стадии развития звезды. Новая работа посвящена устранению этого расхождения между расчётами и наблюдениями.
Красный гигант имеет инертное гелиевое ядро, окружённое тонким слоем, где продолжается горение водорода. Выше располагается зона лучистого переноса энергии, а над ней — конвективная оболочка, в которой вещество активно перемешивается. По мере развития звезды граница между этими областями смещается вглубь и достигает слоёв, ранее изменивших химический состав из-за термоядерных реакций.
Перемещение границы конвективной зоны запускает процесс перемешивания вещества, называемый выносом вещества на поверхность. Хеккер связывает начало характерного снижения яркости не просто с достижением этой границей определённого слоя, а с изменением удельной энтропии — показателя термодинамического состояния газа. Когда разница энтропии по разные стороны границы уменьшается до критического значения, внутри звезды возникает условие для начала всплеска светимости.
Ранее механизм объясняли главным образом перемещением тонкого водородного слоя к границе между зонами звезды. Новое описание впервые даёт количественную оценку термодинамического порога, связанного с началом явления. По словам Хеккер, этот результат может использоваться для совершенствования моделей звёздной эволюции, чтобы они одновременно точнее воспроизводили светимость красных гигантов и наблюдаемый химический состав их поверхностных слоёв.