Кратко — сначала механизмы; затем — наблюдательные различия (спектроскопия и астросейсмология) для звёзд около $8M_{\odot }$.
1) Механизмы образования красных гигантов и сверхгигантов
- Общая причина расширения оболочки в обоих случаях — истощение водородного горения в ядре, сжатие ядра и запуск горения в оболочке, увеличение светимости и охлаждение внешних слоёв → расширение и переход в красную/жёлтую/красную фазу.
- Отличия по массе и по внутренней физике:
- «Классический» красный гигант (низко‑ и среднемассивные звёзды): ядро из He становится вырожденным при окончании центрального H‑горения (для $M\lesssim 2.2M_{\odot }$ происходит гелиевый «всплеск» — He‑flash). Звезда поднимается по RGB; энергия даёт H‑горящая оболочка, большая конвективная оболочка, умеренные потери массы.
- Сверхгигант (высокомассивные звёзды): у больших масс (обычно $M\gtrsim 10M_{\odot }$) ядро не вырождено, He зажигается плавно, далее следуют последовательные стадии C, Ne, O, Si‑горения; большая светимость, сильный радиационный поток и мощная потеря массы (ветряные/пульсационные потоки), тонкая внешняя плотность, возможны многократные переходы по диаграмме цвет‑светимость (blue–red–blue).
- Переходная зона около $8M_{\odot }$: это пограничная масса. Такие звёзды могут стать «супер‑AGB» — иметь O–Ne ядро (частично вырожденное), сильные пульсации и большие потери массы; некоторые заканчивают жизнь электронно‑захватной сверхновой, другие — как массивные белые карлики. У них признаки и красных гигантов (широкая конвективная оболочка) и сверхгигантов (высокая светимость, расширенные атмосферы и сильный массовый сброс).
- Итог по механике: ключевые различия — наличие/отсутствие вырождения ядра при зажигании He (He‑flash vs плавное горение), последующие термоядерные стадии (только у действительно массовых звёзд), и амплитуда массовых потерь/радиационного давления, определяющие класс «сверхгигант».
2) Как спектроскопия различает стадии для звезды около $8M_{\odot }$ - Класс и логарифм гравитации: по ширине и форме чувствительных к давлению линий можно оценить $\log g$. Сверхгиганты имеют очень низкий $\log g$ (примерно \(\log g \sim 0\mbox{–}1\)), гиганты — выше (\(\log g\sim1\mbox{–}3\)). Это простая разделяющая метрика.
- Абундансы на поверхности: признаки конвективного присваивания (C/N, ^12C/^13C, обогащение N, снижение C) указывают на пережитое смешение после первого подъёма на RGB или после горячего донесения в более массивных звёзд. Сверх‑AGB/сверхгиганты могут показывать сильнее выраженные продукты CNO и s‑процесса в зависимости от термальной активности.
- Линии ветра и массы: P‑Cyg профили, сильное Hα в эмиссии, расширенные линии металлов — у сверхгигантов и у объектов с высокой mass‑loss; для обычных красных гигантов такие профили слабее.
- Температура и спектральный класс: положение на HR‑диаграмме (спектральный тип) совместно с $\log g$ и светимостью позволяет различить RGB, красный/жёлтый сверхгигант и супер‑AGB.
- Итого: спектроскопия даёт $\log g$, T_eff, химические индикаторы и признаки ветра — эти параметры различают эволюционные стадии.
3) Как астросейсмология различает стадии (важно для звёзд ~$8M_{\odot }$)
- Основные измеряемые параметры: большая частотная сепарация $\Delta \nu$ (чувствительна к средней плотности) и частота максимальной амплитуды ${\nu }_{\max }$ (чувствительна к поверхности/гравитации). Они дают приближенную массу/радиус/плотность звезды.
- Микшированные моды и гравитационные периодические интервалы: у красных звёзд присутствуют смешанные p– и g‑моды. Периодное расстояние дипольных g‑модов $\Delta {\Pi }_1$ — ключевой диагностик:
- RGB (H‑оболочечное горение): $\Delta {\Pi }_1$ низкое (узкие значения — типично десятки‑сотни секунд).
- Ядро‑He‑горение (red clump): $\Delta {\Pi }_1$ существенно выше (на порядок больше), потому что структура ядра и частота собственных g‑модов меняются.
- Для звёзд около $8M_{\odot }$: режимы могут быть сложнее (короткие времена жизни, большие вращения, широкие линии), но астросейсмика всё равно может:
- Различить H‑оболочечный RGB и центральное He‑горение по $\Delta {\Pi }_1$ и по поведению смешанных мод.
- Оценить среднюю плотность и эволюционный радиус через $\Delta \nu$ и ${\nu }_{\max }$; в сочетании с температурой даёт позицию на эволюционной дорожке.
- Выявить пульсации больших амплитуд (радикальные радиальные моды, Cepheid‑подобные пульсации) у сверхгигантов, их периоды коррелируют с плотностью (П–R–M соотношения).
- Дополнительно: сейсмическая диагностика внутренней дифференциальной ротации (разделение вращения ядра/оболочки) и ширина смешанных мод помогает оценить степень переработки и стадийность продвинутых ядерных стадий; у реально массивных/пограничных звёзд режимы могут быть затенены шумом и ветром, но современные методы (Kepler, TESS) уже позволяют это делать для многих объектов.
Короткий вывод:
- Механически различие — вырожденность ядра при зажигании He и наличие/отсутствие последующих тяжёлых стадий и интенсивного массового сброса; звёзды около $8M_{\odot }$ стоят на грани между «красным гигантом/AGB» и «сверхгигантом/super‑AGB» и могут проявлять обе черты.
- Наблюдательно: спектроскопия даёт $\log g$, T_eff, химические следы и признаки ветра (позволяет отличить гиганта от сверхгиганта и выявить смешение); астросейсмология (особенно $\Delta \nu$ и $\Delta {\Pi }_1$, а также режимы смешанных мод) напрямую различает центральное He‑горение и H‑оболочечные стадии и уточняет внутреннюю структуру.