Röd jätte - Red giant

För annan användning, se Red giant (disambiguation) .

En röd jätte är en lysande jättestjärna med låg eller mellanliggande massa (ungefär 0,3–8 solmassor ( M ☉ )) i en sen fas av stjärnutvecklingen . Den yttre atmosfären är uppblåst och tuff, vilket gör radien stor och yttemperaturen runt 5000 K (4700 ° C; 8500 ° F) eller lägre. Utseendet på den röda jätten är från gulorange till röd, inklusive spektraltyperna K och M, men också klass S-stjärnor och de flesta kolstjärnor .

Röda jättar varierar på hur de genererar energi:

Många av de välkända ljusa stjärnorna är röda jättar, eftersom de är lysande och måttligt vanliga. K0 RGB-stjärnan Arcturus är 36 ljusår bort och Gamma Crucis är den närmaste jätten i M-klassen på 88 ljusår.

Egenskaper

Mira , en variabel asymptotisk jättegren röd jätte

En röd jätte är en stjärna som har uttömt tillförseln av väte i sin kärna och har påbörjat termonukleär fusion av väte i ett skal som omger kärnan. De har radier tiotals till hundratals gånger större än Solens . Emellertid är deras yttre kuvert lägre i temperatur, vilket ger dem en rödorange nyans. Trots sitt kuverts lägre energitäthet är röda jättar många gånger mer lysande än solen på grund av sin stora storlek. Röda jättegrenstjärnor har ljusstyrkor upp till nästan tre tusen gånger solens ( L ☉ ), spektraltyper K eller M, har yttemperaturer på 3 000–4 000 K och radier upp till cirka 200 gånger solen ( R ☉ ). Stjärnor på den horisontella grenen är varmare, med bara ett litet ljusstyrka runt 75  L ☉ . Asymptotiska-jätte-grenstjärnor sträcker sig från liknande ljusstyrkor som de ljusare stjärnorna i den röda jättegrenen, upp till flera gånger mer lysande i slutet av den termiska pulserande fasen.

Bland de asymptotiskt-gigantiska grenstjärnorna hör kolstjärnorna av typ CN och sen CR, som produceras när kol och andra grundämnen konvegeras till ytan i det som kallas en mudring . Den första muddringen sker under förbränning av vätgas på den rödjätte grenen, men producerar inte ett stort kolmängd vid ytan. Den andra, och ibland tredje, muddringen uppstår under heliumskalförbränning på den asymptotiskt-gigantiska grenen och konverterar kol till ytan i tillräckligt massiva stjärnor.

Stjärnbenet hos en röd jätte är inte skarpt definierat, i motsats till deras skildring i många illustrationer. På grund av kuvertets mycket låga massdensitet saknar sådana stjärnor snarare en väldefinierad fotosfär , och stjärnans kropp övergår gradvis till en ' corona '. De coolaste röda jättarna har komplexa spektra, med molekylära linjer, utsläppsfunktioner och ibland masers, särskilt från termiskt pulserande AGB -stjärnor. Observationer har också gett bevis på en het kromosfär ovanför de röda jättarnas fotosfär, där det krävs 3D -simuleringar av röda jättar för att undersöka uppvärmningsmekanismerna för kromosfärerna att bilda.

En annan anmärkningsvärd egenskap hos röda jättar är att, till skillnad från solliknande stjärnor vars fotosfärer har ett stort antal små konvektionsceller ( solgranulat ), så har röda jätte fotosfärer, liksom röda jättar , bara några få stora celler, vars egenskaper gör att variationerna i ljusstyrka är så vanliga på båda typerna av stjärnor.

Evolution

Huvudartikel: Stellar evolution § Medelstora stjärnor
Denna bild följer livet på en Sun -liknande stjärna, från dess födelse på vänster sida av ramen till dess utveckling till en röd jätte på höger efter miljarder år

Röda jättar utvecklas från huvudsekvensstjärnor med massor i intervallet från cirka 0,3  M ☉ till cirka 8  M ☉ . När en stjärna initialt bildas från ett kollapsande molekylmoln i det interstellära mediet innehåller den främst väte och helium, med spårmängder av " metaller " (i stjärnstruktur hänvisar detta helt enkelt till alla element som inte är väte eller helium, dvs. atomnummer större än 2). Dessa element blandas alla enhetligt genom stjärnan. Stjärnan når huvudsekvensen när kärnan når en temperatur som är tillräckligt hög för att börja smälta väte (några miljoner kelvin) och upprättar hydrostatisk jämvikt . Under sin livssekvens omvandlar stjärnan långsamt vätet i kärnan till helium; dess huvudsekvensliv slutar när nästan allt väte i kärnan har smält. För solen är livslängden för huvudsekvensen cirka 10 miljarder år. Mer massiva stjärnor brinner oproportionerligt snabbare och har därför en kortare livslängd än mindre massiva stjärnor.

När stjärnan tar ut vätebränslet i kärnan kan kärnreaktioner inte längre fortsätta och därför börjar kärnan dra sig samman på grund av sin egen gravitation. Detta ger ytterligare väte till en zon där temperaturen och trycket är tillräckligt för att få fusion att återupptas i ett skal runt kärnan. Det väteförbränande skalet resulterar i en situation som har beskrivits som spegelprincipen ; när kärnan i skalet drar ihop sig måste stjärnans lager utanför skalet expandera. De detaljerade fysiska processer som orsakar detta är komplexa, men beteendet är nödvändigt för att tillfredsställa samtidig bevarande av gravitationell och termisk energi i en stjärna med skalstrukturen. Kärnan drar ihop sig och värms upp på grund av bristen på fusion, och så expanderar stjärnans yttre lager kraftigt och absorberar det mesta av extra energi från skalfusion. Denna process för att kyla och expandera är den gigantiska stjärnan. När stjärnens kuvert svalnar tillräckligt blir det konvektivt, stjärnan slutar expandera, dess ljusstyrka börjar öka och stjärnan stiger upp i den rödjätte grenen av Hertzsprung – Russell (H – R) -diagrammet .

Mira A är en gammal stjärna som redan kastar sina yttre lager i rymden

Den evolutionära väg som stjärnan tar när den rör sig längs den rödjätte grenen beror på stjärnans massa. För solen och stjärnorna i mindre än ca 2  M ☉ kärnan blir tät nog att elektron degenerering trycket kommer att hindra den från att kollapsa vidare. När kärnan är urartad fortsätter den att värmas tills den når en temperatur på ungefär 108  K, tillräckligt varm för att börja smälta helium till kol via trippel-alfa-processen . När den degenererade kärnan når denna temperatur kommer hela kärnan att börja heliumfusion nästan samtidigt i en så kallad heliumblixt . I mer massiva stjärnor kommer den kollapsande kärnan att nå 10 8  K innan den är tillräckligt tät för att degenerera, så heliumfusion börjar mycket smidigare och ger ingen heliumblixt. Kärnans heliumsmältningsfas i en stjärnas liv kallas den horisontella grenen i metallfattiga stjärnor, så namngiven eftersom dessa stjärnor ligger på en nästan horisontell linje i H – R-diagrammet för många stjärnkluster. Metallrika heliumsmältande stjärnor ligger istället på den så kallade röda klumpen i H – R-diagrammet.

En analog process sker när det centrala heliumet är uttömt och stjärnan kollapsar igen, vilket gör att helium i ett skal börjar smälta. Samtidigt kan väte börja smälta i ett skal strax utanför det brinnande heliumskalet. Detta sätter stjärnan på den asymptotiska jättegrenen , en andra rödjättefas. Heliumfusionen resulterar i uppbyggnad av en kol -syre kärna. En stjärna under cirka 8  M ☉ kommer aldrig att börja smälta i sin urartade kol -syre kärna. I stället, i slutet av den asymptotiska-jätte-grenfasen kommer stjärnan att mata ut sina yttre skikt och bilda en planetarisk nebulosa med stjärnans kärna exponerad och slutligen bli en vit dvärg . Utstötningen av den yttre massan och skapandet av en planetarisk nebulosa slutligen slutar den rödjätte fasen av stjärnans utveckling. Den röda jättefasen varar vanligtvis bara cirka en miljard år totalt för en solmassastjärna, som nästan alla spenderas på den rödjätte grenen. Faserna med horisontell gren och asymptotisk-jätte-gren går tiotals gånger snabbare.

Om stjärnan har cirka 0,2 till 0,5  M ☉ är den massiv nog att bli en röd jätte men har inte tillräckligt med massa för att initiera fusion av helium. Dessa "mellanliggande" stjärnor svalnar något och ökar sin ljusstyrka men når aldrig toppen av den rödjätte grenen och heliumkärnblixten. När uppstigningen av den rödjätte grenen slutar blåser de av sina yttre skikt ungefär som en postasymptotisk jättegrenstjärna och blir sedan en vit dvärg.

Stjärnor som inte blir röda jättar

Stjärnor med mycket låg massa är helt konvektiva och kan fortsätta att smälta väte till helium i upp till en biljon år tills endast en liten del av hela stjärnan är väte. Ljusstyrka och temperatur ökar stadigt under denna tid, precis som för mer massiva huvudsekvensstjärnor, men den inblandade tiden innebär att temperaturen så småningom ökar med cirka 50% och ljusstyrkan med cirka 10 gånger. Så småningom ökar heliumnivån till den punkt där stjärnan slutar vara helt konvektiv och det återstående vätet som är låst i kärnan förbrukas på bara några miljarder år till. Beroende på massa fortsätter temperaturen och ljusstyrkan att öka under en tid under vätskalförbränning, stjärnan kan bli varmare än solen och tiotals gånger mer lysande än när den bildades men fortfarande inte lika lysande som solen. Efter några miljarder år börjar de bli mindre lysande och svalare trots att vätskalförbränningen fortsätter. Dessa blir svala heliumvita dvärgar.

Stjärnor med mycket hög massa utvecklas till superjättar som följer ett evolutionärt spår som tar dem fram och tillbaka horisontellt över H-R-diagrammet, i den högra änden och utgör röda superjättar . Dessa avslutar vanligtvis sitt liv som en supernova av typ II . De mest massiva stjärnorna kan bli Wolf – Rayet -stjärnor utan att bli jättar eller superjättar alls.

Planeter

Röda jättar med kända planeter: M-typen HD 208527 , HD 220074 och, från februari 2014, några tiotals kända K-jättar inklusive Pollux , Gamma Cephei och Iota Draconis .

Utsikter för beboelse

Även om det traditionellt har föreslagits att utvecklingen av en stjärna till en röd jätte kommer att göra dess planetsystem , om det finns, obeboelig, tyder viss forskning på att det under utvecklingen av en 1  M ☉ stjärna längs den röda jättegrenen skulle kunna hysa en beboelig zon i flera miljarder år vid 2 astronomiska enheter (AU) upp till cirka 100 miljoner år vid 9 AU ut, vilket kanske ger tillräckligt med tid för livet att utvecklas i en lämplig värld. Efter den rödgiganta scenen skulle det för en sådan stjärna finnas en beboelig zon mellan 7 och 22 AU i ytterligare en miljard år. Senare studier har förfinat detta scenario och visar hur den beboeliga zonen för en 1  M ☉ stjärna varar från 100 miljoner år för en planet med en omloppsbana som liknar Mars till 210 miljoner år för en som kretsar på Saturnus avstånd till solen , den maximala tiden (370 miljoner år) som motsvarar planeter som kretsar kring Jupiters avstånd . Planeter som kretsar kring en 0,5  M ☉ stjärna i ekvivalenta banor till Jupiter och Saturnus skulle dock befinna sig i den beboeliga zonen i 5,8 miljarder år respektive 2,1 miljarder år; för stjärnor som är mer massiva än solen är tiderna betydligt kortare.

Utvidgning av planeter

I juni 2014 har femtio jätteplaneter upptäckts kring jättestjärnor. Dessa jätteplaneter är dock mer massiva än de jätteplaneter som finns runt stjärnor av soltyp. Detta kan bero på att jättestjärnor är mer massiva än solen (mindre massiva stjärnor kommer fortfarande att finnas på huvudsekvensen och kommer inte att ha blivit jättar ännu) och mer massiva stjärnor förväntas ha mer massiva planeter. Massorna på planeterna som har hittats runt jättestjärnor korrelerar dock inte med stjärnornas massor; därför kan planeterna växa i massa under stjärnornas röda jättefas. Tillväxten i planetmassa kan delvis bero på tillträde från stjärnvind, även om en mycket större effekt skulle vara Roche-flodöverflödet som orsakar massöverföring från stjärnan till planeten när jätten expanderar ut till planetens orbitalavstånd.

Kända exempel

Många av de välkända ljusa stjärnorna är röda jättar, eftersom de är lysande och måttligt vanliga. Den röda jättegrenens variabla stjärna Gamma Crucis är den närmaste jättestjärnan i M-klass med 88 ljusår. K1.5-jättestora grenstjärnan Arcturus ligger 36 ljusår bort.

Röd jätte gren

Rödklumpiga jättar

Solens nuvarande storlek (nu i huvudsekvensen ) jämfört med den uppskattade maximala storleken under dess röda jättefas i framtiden

Asymptotisk jättegren

Solen som en röd jätte

Huvudartikel: Solens slut

Solen kommer att lämna huvudsekvensen om cirka 5 miljarder år och börja förvandlas till en röd jätte. Som en röd jätte kommer solen att växa sig så stor att den kommer att uppsluka Merkurius, Venus och möjligen jorden, kanske till och med Mars och en del eller hela asteroidbältet.

Referenser

externa länkar

Media relaterade till röda jättar på Wikimedia Commons