Ten artykuł jest jednym z dobrych artykułów

czerwony olbrzym

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Hertzsprunga - diagram Russella

Czerwone olbrzymy to gwiazdy o późnych typach widmowych oraz dużych rozmiarach i jasności, więc zajmują prawą górną część diagramu Hertzsprunga-Russella . Mają wydłużone, rozrzedzone muszle i wytwarzają silny wiatr gwiazdowy , a także często wykazują zmienność . Promienie tych gwiazdy są 10-200 R , z jasnością są 10 2 10 4 L , a temperatury są 3000-5000 K.

W toku ewolucji, po sekwencji głównej, gwiazdy o małych i średnich masach stają się czerwonymi olbrzymami: najpierw spadają na gałąź czerwonych olbrzymów , po jej opuszczeniu przechodzą w czerwone skupienie , pozostając czerwonymi olbrzymami lub przestają być takimi , przechodząc do poziomej gałęzi i niebieskiej pętli . Następnie gwiazdy ponownie stają się czerwonymi olbrzymami, przechodząc do asymptotycznej gałęzi olbrzymów . Następnie czerwone olbrzymy zrzucają skorupy i zamieniają się w białe karły . Całkowity czas trwania etapu czerwonego olbrzyma wynosi nie więcej niż 10% życia gwiazdy, podczas gdy gwiazdy o masach od 0,2 M do 10 M stają się czerwonymi olbrzymami.

Specyfikacje

Gromada kulista NGC 288 . Jasne żółte i czerwone gwiazdy to gwiazdy gałęzi czerwonych olbrzymów

Czerwone olbrzymy to gwiazdy późnych klas widmowych : K i M, a w niskich temperaturach - 3000-5000 K , a więc emitują głównie w świetle czerwonym i podczerwonym . W tym samym czasie, red gigantów duże promienie - w zakresie około 10-200 R , a w konsekwencji wysoki jasnością - od 10 2 do 10 4 L [1] , i ich bezwzględnych gwiazdowych wielkości leżą głównie w zakresie od 0 m do -3 m [2] . Czerwone olbrzymy należą do III klasy jasności i zajmują prawą górną część diagramu Hertzsprunga-Russella . W trakcie ewolucji (patrz niżej [⇨] ) gwiazdy o masie nie mniejszej niż 0,2 M [3] i nie większej niż 10 M [4] stają się czerwonymi olbrzymami.

Wewnętrzna struktura czerwonych olbrzymów różni się w zależności od ich etapu ewolucyjnego (patrz poniżej) [⇨] ), ale w każdym razie wodór jest już wyczerpany w ich rdzeniach, a jądrowe spalanie wodoru zachodzi w źródle warstwowym. Rdzeń najpierw składa się z helu i jest obojętny, następnie hel zaczyna się w nim palić , w którym syntetyzowany jest węgiel i tlen . Kiedy hel się wyczerpie, rdzeń czerwonego olbrzyma znów staje się obojętny i składa się z węgla i tlenu [4] . Powłoki czerwonych olbrzymów są konwekcyjne, a w niektórych przypadkach konwekcja jest w stanie przenosić na powierzchnię gwiazdy pierwiastki zsyntetyzowane we wnętrzu gwiazdy, co może prowadzić do anomalii chemicznych [2] .

Zewnętrzne warstwy czerwonych olbrzymów są rozciągnięte i bardzo rozrzedzone [1] , przeciętnie gęstość takich gwiazd wynosi około 10 −4 −10 −3 g/cm 3 [5] , ale mają one bardzo gęste jądra: w pewnym moment ewolucji masa jądra może wynosić jedną czwartą masy gwiazdy o promieniu 1000 razy mniejszym od promienia całej gwiazdy - gęstość jądra w tym przypadku wynosi 3,5⋅10 5 g / cm3,[6] . Czerwone olbrzymy charakteryzują się silnym wiatrem gwiazdowym – w późniejszych stadiach tempo utraty masy może osiągnąć 10 -4 M rocznie [7] . Często czerwone olbrzymy obserwowały zmienność różnych typów, w tym o wysokiej amplitudzie, zwłaszcza w najjaśniejszych z nich: mogą to być Mira , zmienne półregularne i zmienne innych typów [4] [8] [9] .

Czerwone olbrzymy są często brane pod uwagę razem z czerwonymi nadolbrzymami : te ostatnie są większe i jaśniejsze, ale obie gwiazdy należą do późnych klas widmowych, aw ich widmach obserwuje się pasma absorpcyjne cząsteczek. Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy mają bardzo gęste małe jądra i rozrzedzone powłoki konwekcyjne [2] [4] .

Udział czerwonych olbrzymów wśród gwiazd jest niewielki – w gwiazdach, które stają się czerwonymi olbrzymami, ten etap ewolucyjny trwa nie dłużej niż 10% ich życia [2] [10] , jednak ze względu na dużą jasność są widoczne z dużych odległości około 10% [9] [11] [12] . Czerwonymi olbrzymami są na przykład Arcturus i Aldebaran [13] [4] .

Ewolucja

Tor ewolucyjny gwiazdy o masie Słońca

Gwiazdy o masie większej niż 0,2 M , w których jądrze zatrzymała się termojądrowa fuzja helu z wodorem , opuszczają ciąg główny i przenoszą się do gałęzi podolbrzymów , ekspandując i ochładzając [3] . Na tym etapie synteza helu zachodzi w źródle warstwowym - powłoce wokół obojętnego rdzenia helowego. Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza niż 10 M , to zaczyna ona świecić jaśniej i zamienia się w czerwonego olbrzyma [4] [7] .

Wraz ze wzrostem uwalnianej energii jasność gwiazdy powinna wzrosnąć, a zatem powinna wzrosnąć temperatura fotosfery lub jej promień. Mechanizm przemiany gwiazdy w czerwonego olbrzyma nie jest do końca poznany, ale są ku temu niezbędne warunki: zauważalna różnica w składzie chemicznym jądra i otoczki oraz wzrost grubości optycznej fotosfera wraz ze wzrostem temperatury. Fotosfera gwiazdy powinna znajdować się w obszarze, w którym grubość optyczna jest niewielka, a jeśli wskaźnik ten wzrasta wraz z temperaturą, to fotosfera przesuwa się w obszar o niższej temperaturze [3] .

Dla gwiazd o masach mniejszych niż 0,2 M warunki te nie są spełnione: mają niezbyt wysoką temperaturę, w której przezroczystość nie wzrasta wraz ze wzrostem, są całkowicie konwekcyjne i pozostają chemicznie jednorodne, dlatego nie stają się czerwone olbrzymy [3] . Gdy gwiazda ma masę większą niż 10 M ⊙, zamienia się w nadolbrzym , ponieważ przy takiej masie hel spalający się w jądrze gwiazdy zaczyna się wcześniej niż gwiazda staje się czerwonym olbrzymem. Jej dalsza ewolucja przebiega w inny sposób, gwiazda staje się jaśniejsza i większa, dlatego wraz z ochładzaniem i ekspansją najbardziej masywne gwiazdy stają się nie czerwonymi olbrzymami, ale czerwonymi nadolbrzymami [4] [14] .

Słońce stanie się czerwonym olbrzymem za 7,1 miliarda lat - w wieku 11,6 miliarda lat. Na początku tego etapu będzie miał promień 2,3 R , jasność 2,7 L i temperaturę powierzchni około 4900 K [15] .

Oddział czerwonych olbrzymów

Struktura gwiazdy gałęzi czerwonych olbrzymów

Początkowo czerwone olbrzymy należą do gałęzi czerwonych olbrzymów - syntetyzują hel w warstwowym źródle, a ich rdzeń jest obojętny i składa się z helu, ale w przeciwieństwie do podolbrzymów mają rozciągniętą powłokę konwekcyjną . Istnieje jakościowa różnica między gwiazdami gałęzi czerwonego olbrzyma o dużych i małych masach: przy masie gwiazdy większej niż 2,3 M rdzeń helowy jest w stanie zbliżonym do ideału , a przy mniejszej masie okazuje się być zdegenerowanym . Różnica ta wpływa na to, jak dokładnie zakończy się pobyt gwiazdy na gałęzi czerwonych olbrzymów [16] [17] [18] .

Gdy gwiazda znajduje się na gałęzi czerwonych olbrzymów, jej promień, jasność i masa jądra rosną, a jej temperatura nieznacznie spada. Na diagramie Hertzsprunga - Russella gwiazda porusza się prawie pionowo w górę, a obszar wysokich jasności mija dość szybko: na przykład Słońce z 600 milionów lat, które spędza na gałęzi czerwonych olbrzymów, zajmie około 450 milionów lat, aby zwiększyć jego jasność do 17 L . W ciągu pozostałych 150 milionów lat jasność Słońca wzrośnie do 2350 L , promień osiągnie 166 R , a temperatura spadnie do 3100 K. Jego masa wyniesie 0,72 M - główne ubytki masy wystąpią bliżej końca tego etapu. Do tego czasu Słońce zostanie wchłonięte przez Merkurego [15] [18][6] .

Obecność gwiazdy na gałęzi czerwonych olbrzymów zostaje przerwana przez początek spalania helu w jądrze, któremu towarzyszy spadek wielkości i jasności gwiazdy oraz wzrost temperatury powierzchni. Jeśli jądro gwiazdy nie jest zdegenerowane, co ma miejsce w przypadku gwiazd masywniejszych niż 2,3 M , hel będzie się stopniowo zapalał , a gwiazda przechodzi w niebieską pętlę . Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza niż 2,3 M , to jądro ulega degeneracji i hel ulega wybuchowemu zapłonowi - następuje błysk helu , a gwiazda szybko przechodzi do gałęzi poziomej , lub do jej niskotemperaturowego obszaru - czerwona koncentracja [17] [18][6] . Ponadto, według niektórych modeli, istnieje szereg małych mas, w których gwiazda przechodzi do gałęzi czerwonych olbrzymów, ale nie jest wystarczająco masywna, aby spowodować wybuch helu. Takie gwiazdy w pewnym momencie zrzucają swoje zewnętrzne powłoki i pozostawiają białego karła helowego [3] [19] .

Czerwona kondensacja

Struktura czerwonej gwiazdy kondensacji

Gwiazdy z błyskiem helu w rdzeniu padają na poziomą gałąź . Wyróżnia się w nim region o najniższych temperaturach - czerwona kondensacja , do której opadają gwiazdy populacji I , stosunkowo niewielkiego wieku io wysokiej metaliczności . Temperatury czerwonych gwiazd wynoszą około 5000 K , a typy spektralne to G8 – K0 i są one również określane jako czerwone olbrzymy [17] [20] [21] .

Czerwone gwiazdy kondensacyjne wspierają spalanie helu w jądrze, aż do wyczerpania, po czym gwiazda zaczyna się rozszerzać, ochładzać i przechodzić do asymptotycznej gałęzi olbrzymów . Dla Słońca okres przebywania na gałęzi poziomej wyniesie około 100 milionów lat, a w tym czasie jego zewnętrzne cechy praktycznie się nie zmienią: jasność wyniesie około 44 L , promień 10 R , a temperatura wyniesie około 4700 K. Masa na tym etapie również praktycznie nie ulegnie zmniejszeniu [15] [17] .

Asymptotyczna gałąź gigantów

Zmiany parametrów gwiazdy na etapie pulsacji termicznych

Kiedy hel w jądrze gwiazdy wyczerpie się, spalanie helu trwa dalej w powłoce wokół jądra, która stała się obojętna i składa się z węgla i tlenu . Gwiazda rozszerza się i ochładza, ponownie stając się czerwonym olbrzymem, jeśli przestanie istnieć. Procesy te są podobne do tych zachodzących w gwiazdach na gałęzi czerwonych olbrzymów, a etap ewolucyjny nazywa się asymptotyczną gałęzią olbrzymów . Docierają do niego gwiazdy o masie co najmniej 0,5 M [16] [17] [22] .

Po pewnym czasie cichej ewolucji - wczesna asymptotyczna gałąź olbrzymów - najbardziej masywne gwiazdy o masach 8-10 M ⊙ przechodzą detonację węglową , w której rozpoczyna się jądrowe spalanie węgla i po czym, jeśli nie wybuchają jak supernowe , ewoluują jako nadolbrzymy [23] [24] [25] .

W mniej masywnych gwiazdach hel w źródle warstwy najpierw się wyczerpuje i spalanie helu ustaje, ale potem ponownie gromadzi się w wyniku spalania wodoru. Gdy zgromadzi się wystarczająca ilość helu, następuje błysk warstwy helu. Proces ten powtarza się kilkakrotnie, podczas gdy promień i jasność gwiazdy ulegają wahaniom, obserwuje się silny wiatr gwiazdowy , a w wyniku usunięcia materii z wnętrza gwiazdy na powierzchnię może ona stać się gwiazdą węglową . Ten etap nazywany jest etapem pulsacji termicznych [26] .

Etap wczesnej asymptotycznej gałęzi olbrzymów dla Słońca będzie trwał 20 milionów lat. Pod jego koniec masa Słońca zmniejszy się do 0,59 M , a temperatura - do 3150 K. Promień wzrośnie do około 130 R , a jasność - 2000 L . Na etapie pulsacji termicznych Słońce spędzi tylko 400 tysięcy lat, w tym czasie masa Słońca zmniejszy się do 0,54 M , jego promień będzie się wahał w granicach 50-200 R , a jego jasność - od 500 do 5000 L . Maksymalny promień Słońca wyniesie 0,99 AU. , który jest większy niż współczesna orbita Wenus , ale ze względu na utratę masy przez Słońce, Wenus przesunie się do tego czasu na bardziej odległą orbitę i uniknie wchłonięcia przez gwiazdę [15] .

Czas, jaki gwiazda spędza w fazie pulsacji termicznych, jest ograniczony masą otoczki wodorowej, która stopniowo maleje z powodu silnego wiatru gwiezdnego i spalania wodoru w źródle warstwy. Gdy pozostaje za mało wodoru, synteza helu zatrzymuje się, powłoki z wodoru i helu zaczynają gwałtownie się kurczyć, a gwiazda opuszcza asymptotyczną gałąź olbrzyma. W tym przypadku temperatura na powierzchni gwiazdy wzrasta, a jasność pozostaje praktycznie stała. Gwiazda i wyrzucana przez nią materia stają się mgławicą protoplanetarną , a następnie mgławicą planetarną , która w końcu rozprasza się, pozostawiając białego karła z czerwonego olbrzyma [27] [28] .

Historia studiów

Termin „czerwony olbrzym” pojawił się, gdy na początku XX wieku Einar Hertzsprung odkrył, że gwiazdy tego samego typu widmowego mogą mieć różne jasności, a różnica ta jest szczególnie silna w późniejszych typach widmowych [29] [30] . W tym przypadku podgrupy czerwonych olbrzymów odkryto później: do 1952 r. odkryto gałąź poziomą [31] [32] , a następnie asymptotyczną gałąź olbrzymów i gałąź czerwonych olbrzymów rozdzielono w pracy Haltona Arpa w 1955 r. [33] [34] [35] .

W tym samym czasie rozwinęła się też teoria budowy i ewolucji gwiazd . W 1954 roku Allan Sandage ustalił, że gwiazdy stają się czerwonymi olbrzymami po sekwencji głównej [36] , po czym stopniowo rozwijano i uzupełniano modele ewolucyjne [37] .

Notatki (edytuj)

  1. 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Czerwony olbrzym . Słowniczek Astronet . Data leczenia: 19 maja 2021 r.
  2. 1 2 3 4 Yungelson L.R.Red olbrzymy i nadolbrzymy . Astronet . Data zabiegu: 22 maja 2021 r.
  3. 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC Koniec sekwencji głównej (angielski) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1 czerwca (vol. 482). - str. 420-432. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 .
  4. 1 2 3 4 5 6 7 Yungelson L.R.Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy . Wielka rosyjska encyklopedia . Data leczenia: 18 maja 2021 r.
  5. Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (inż.) 73. Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge . Data leczenia: 19 maja 2021 r.
  6. 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399-400.
  7. 1 2 Kochanie D. Ewolucja gwiazd . Internetowa Encyklopedia Nauki . Data leczenia: 20 maja 2021.
  8. Kiss LL, Bedding TR Czerwone zmienne OGLE w bazie danych-II - I. Pulsacje i relacje okres-jasność poniżej wierzchołka gałęzi czerwonego olbrzyma Wielkiego Obłoku Magellana (ang.) // Comiesięczne Zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego ... - NY : Wiley-Blackwell , 2003. - 1 sierpnia (tom 343). - str. L79-L83. - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x .
  9. 1 2 Kochanie D. Czerwony olbrzym . Internetowa Encyklopedia Nauki . Data leczenia: 18 maja 2021 r.
  10. Czerwone olbrzymy . Astronomia . Politechnika Swinburne . Data zabiegu: 22 maja 2021 r.
  11. Percy JR, Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry GW Photometric Variability of Red Giants (eng.) // Seria konferencji ASP z największą, najgorszą, najfajniejszą gwiazdą. - San Francisco: Towarzystwo Astronomiczne Pacyfiku , 2009 .-- 1 września (vol. 412). - str. 179.
  12. Karttunen i in., 2007 , s. 216.
  13. Surdin, 2015 , s. 153.
  14. Salaris, Cassisi, 2005 , s. 174.
  15. 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd AI, Kraemer KE Nasze Słońce. III. Teraźniejszość i przyszłość (angielski) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 listopada (vol. 418). - str. 457. - ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/173407 .
  16. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 159.
  17. 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , pp. 249—250.
  18. 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 141—148.
  19. Adams FC, Graves GJM, Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (англ.) // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica [en] . — Mexico: Instituto de Astronomía, 2004. — 1 December (vol. 22). — P. 46–49. — ISSN 0185-1101 .
  20. Plewa P. Gaia and the Red Clump (англ.) . Astrobites (30 November 2017). Дата обращения: 21 мая 2021.
  21. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 163—167, 305.
  22. Salaris, Cassisi, 2005 , p. 187.
  23. Сурдин, 2015 , с. 154—159.
  24. Karttunen et al., 2007 , pp. 250—253.
  25. Salaris, Cassisi, 2005 , p. 189.
  26. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189, 195—197.
  27. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 195—198.
  28. Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 2005. — 1 June (vol. 360). — P. 104—118. — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  29. Astronomy — The rise of astrophysics (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 22 мая 2021.
  30. Russell HN «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory [en] . — L. : Royal Astronomical Society , 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324–329. — ISSN 0029-7704 .
  31. Arp HC , Baum WA, Sandage AR The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1952. — 1 April (vol. 57). — P. 4–5. — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/106674 .
  32. Sandage AR The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3. // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1953. — Vol. 58. — P. 61–75. — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/106822 .
  33. Arp HC , Johnson HL The Globular Cluster M13. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1955. — 1 July (vol. 122). — P. 171. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/146065 .
  34. Sandage AR , Katem B., Kristian J. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 (англ.) // The Astrophysical Journal Letters . — Bristol: IOP Publishing , 1968. — 1 August (vol. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/180237 .
  35. Simoda M., Tanikawa K. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Japan [en] . — Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22. — P. 143. — ISSN 0004-6264 .
  36. История астрономии . Astronomy . Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН . Дата обращения: 22 мая 2021.
  37. Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. The Aarhus red giants challenge. I. Stellar structures in the red giant branch phase (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Paris: EDP Sciences , 2020. — 1 March (vol. 635). — P. A164. — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361/201935843 .

Литература