Если я добавлю красному гиганту больше массы, станет ли он сверхгигантом?

Поскольку вы спрашиваете о вещах, которые не особенно четко определены, ответ немного зависит от того, когда и как быстро вы решите добавить массу своему красному гиганту, но в целом ответ кажется «нет». Я считаю, что основная причина этого заключается в том, что инертное гелиевое ядро ​​красного гиганта (детали того, что я имею в виду под «красным гигантом» ниже) намного менее массивно, чем было бывшее ядро ​​красного сверхгиганта, сжигающее водород. Таким образом, первое, что делает модель красного гиганта на пути к тому, чтобы стать красным сверхгигантом, — сжигает больше водорода, и делает это на синей стороне диаграммы Герцшпрунга-Рассела, а не на красной.

Я думаю, причина, по которой вы увидите массу в качестве определяющего параметра в учебниках, заключается в том, что начальная масса является решающей. Но это потому, что мы также делаем предположения об исходной композиции . т.е. что звезда изначально однородна. Если вы ослабите последнее ограничение, оно станет важным: эволюция однородной звезды массой 1 солнечная отличается от модели солнечной массы с 0,3 солнечной массы чистого гелия, окруженной 0,7 солнечной массы аналогичной однородной смеси.

А теперь кровавые подробности...

Прозвище «красный сверхгигант» в основном является наблюдательной классификацией, а не фундаментальной структурной. Это звезды, которые «красные» (такие классные, в основном значительно ниже 5000K) и очень яркие. Обычно это массивные звезды (>10 солнечных масс), которые закончили сжигать водород в своих ядрах, но почти невозможно сказать, начали ли они сжигать гелий в своих ядрах. Для моего ответа я собираюсь использовать звезду массой 10 солнечных, хотя для более массивных звезд все может быть немного иначе.

«Красный гигант» обычно относится к звездам с малой массой (до ~ 2,5 или 3 солнечных масс), которые также закончили сжигать водород в своих ядрах. Я связываю их наблюдательную классификацию с тем, что они находятся на ветви красных гигантов (RGB), так что в основном все еще горит водород в оболочке вокруг гелиевого ядра, которое еще не начало плавиться. Звезды с малой массой, которые начали сжигать гелий в ядре, сидят в основном вместе в «красном комке», а звезды, которые закончили сжигать гелий в ядре, поднимаются по асимптотической ветви гигантов. Это полезные структурные различия, хотя с точки зрения наблюдения их бывает трудно различить.

Итак, первое, что я сделал, это развил модель массой 10 солнечных от общего теплового равновесия и однородного состава (то, что теоретики называют главной последовательностью нулевого возраста или ZAMS) до конца горения гелия в ядре (синяя линия ниже). Затем я преобразовал модель с массой в 1 солнечную массу из ZAMS в гелиевую массу ядра с массой 0,18 солнечной массы, поместил ее вокруг нижней части RGB, заморозил композицию и начал очень медленно добавлять массу (оранжевая линия, как только я начал добавлять массу). Модель становится очень синей, и я сдался, когда общая масса составила около 5 солнечных масс, потому что похоже, что звезда будет похожа на более массивную звезду, которая еще не перешла на красную сторону диаграммы Герцшпрунга-Рассела. т.е. это не будет красный сверхгигант.

Я проделал нечто подобное с моделью с массой в 3 Солнца (эволюционируя от ZAMS к гелиевому ядру с массой 0,4 массы Солнца), и происходит то же самое: звезда движется к синей стороне диаграммы Герцшпрунга-Рассела (зеленая линия, как только я начал добавлять масса).