Rød kæmpe gren

Den røde kæmpegren  er et trin i udviklingen af ​​stjerner med lille og mellem masse. Disse stjerner er giganter af de sene spektralklasser , derfor indtager de på Hertzsprung-Russell-diagrammet et bestemt område, også kaldet den røde kæmpegren. Stjerner på den røde kæmpe gren har en kraftig stjernevind , hvoraf nogle er variable . Disse stjerner brænder brint i en skal rundt om kernen og øger gradvist deres størrelse og lysstyrke, og deres kerner er lavet af helium , termonukleære reaktioner går ikke der.

Stjerner går ind i dette stadie efter det subgigantiske stadie og fuldender, afhængigt af massen, dette udviklingsstadium på forskellige måder. De kan flytte til en vandret gren eller rød klump , de kan ende i en blå løkke , eller de kan smide deres kuvert og blive hvide dværge . I fremtiden vil Solen også være på dette stadie.

Karakteristika

Stjerner i det røde kæmpegrenstadium har lave temperaturer, og derfor er de sene spektralklasser  hovedsageligt K og M [1] . Lysstyrken af ​​sådanne stjerner er meget større end for hovedsekvensstjerner af de samme spektralklasser, hvilket betyder, at radius også er større. De har således lysstyrkeklasse III og er røde kæmper , og på Hertzsprung-Russell-diagrammet indtager de en bestemt region, også kaldet den røde kæmpegren. Stjerner har på dette stadie en begyndelsesmasse på højst 10 M ⊙ og ikke mindre end 0,2 M ⊙ , hvilket skyldes stjernernes udvikling (se nedenfor ) [2] [3] [4] . Selve den røde kæmpegren kommer godt til udtryk i stjernepopulationer ældre end 1,5-2 milliarder år [5] .

Disse stjerner har en heliumkerne , hvor termonukleære reaktioner ikke forekommer , og en udvidet konvektiv kappe. Ved grænsen af ​​disse regioner syntetiseres helium fra brint , primært gennem CNO-cyklussen [3] [6] .

Af stjernerne i nærheden af ​​Solen er på den røde kæmpegren for eksempel Gacrux [7] .

Variabilitet

Stjerner på den røde kæmpegren, især den klareste af dem, viser ofte variation [8] .

Blandt dem er ofte langtidsvariable  - en heterogen klasse af pulserende variable. Det omfatter hovedsageligt stjernerne i den røde kæmpegren og den asymptotiske kæmpegren . Der skelnes mellem fire grupper i dem, men alle stjerner, der udviser en sådan variabilitet, adlyder forholdet mellem pulsationsperioden og artens gennemsnitlige lysstyrke . Her  er den absolutte størrelse ,  er perioden, og og  er koefficienter, der er forskellige for forskellige grupper af sådanne stjerner og kan også variere inden for disse grupper [9] [10] .

Evolution

Overgang til den røde kæmpegren

Stjerner , hvor termonuklear fusion af helium fra brint er ophørt i kernen , forlader hovedsekvensen og flytter til den subgigantiske gren . På dette stadium foregår heliumsyntesen i en lagdelt kilde - en skal omkring en inert heliumkerne. Efter subgigantgrenen går stjernen over til den røde kæmpegren, hvor den også syntetiserer helium i en lagkilde, men i modsætning til subgigantgrenen har stjernen på dette stadium en udvidet konvektiv skal [3] [6] .

Med en stigning i energifrigivelsen bør stjernens lysstyrke stige, derfor bør enten temperaturen på fotosfæren eller dens radius stige. Mekanismen for omdannelsen af ​​en stjerne til en rød kæmpe er ikke nøjagtig kendt, men der er nødvendige betingelser for det: en mærkbar forskel i den kemiske sammensætning i kernen og i skallerne samt en stigning i den optiske tykkelse af fotosfæren med stigende temperatur. Fotosfæren af ​​en stjerne bør være placeret i et område, hvor den optiske tykkelse er lille, og hvis denne indikator vokser med temperaturen, så flytter fotosfæren til et område med lavere temperatur [11] .

Ifølge teoretiske modeller falder stjerner med en begyndelsesmasse på mindst 0,2 M ⊙ [11] [12] på den røde kæmpegren . For stjerner med en lavere masse er ovenstående betingelser ikke opfyldt: de er fuldstændigt konvektive og forbliver kemisk homogene; desuden, ved temperaturerne på deres fotosfærer, øges den optiske tykkelse ikke med temperaturen. Den maksimale masse for at ramme den røde kæmpegren er 10 M ⊙ , da heliumforbrændingen i stjernens kerne med en større masse begynder tidligere, end stjernen passerer til den røde kæmpegren, og som følge heraf forløber dens udvikling også anderledes. Derudover er der en kvalitativ forskel mellem høj og lav masse røde kæmpe grenstjerner. Ved en stjernemasse større end 2,3 M ⊙ (den nøjagtige værdi afhænger af den kemiske sammensætning) er heliumkernen i en tilstand tæt på ideal , og ved en lavere masse viser den sig at være degenereret . Denne forskel påvirker præcis, hvordan opholdet af en stjerne på den røde kæmpegren vil ende [13] .

Solen kommer ind i den røde kæmpegren om 7,1 milliarder år. I begyndelsen af ​​denne fase vil den have en radius på 2,3 R ⊙ , en lysstyrke på 2,7 L ⊙ og en overfladetemperatur på omkring 4900 K [14] .

Evolution på den røde kæmpe gren

Mens stjernen er på den røde kæmpegren, stiger dens radius og lysstyrke, og temperaturen falder kun lidt. Denne proces sker samtidig med komprimeringen af ​​kernen på grund af det faktum, at både loven om bevarelse af energi og virialsætningen skal være opfyldt i stjernen , men den nøjagtige mekanisme for forbindelsen af ​​disse processer er ukendt [15] . I Hertzsprung-Russell-diagrammet bevæger stjernen sig næsten lodret opad, og området med høj lysstyrke passerer ret hurtigt: for eksempel, ud af de 600 millioner år, som den tilbringer på den røde kæmpegren, vil Solen bruge omkring 450 millioner år for at øge dens lysstyrke til 17 L ⊙ . I løbet af de resterende 150 millioner år vil Solens lysstyrke stige til 2350 L ⊙ [6] [14] [16] .

Massen af ​​heliumkernen stiger, da helium konstant produceres i den lagdelte kilde. Lagkilden bevæger sig til gengæld mod stjernens ydre lag og aftager: for lavmassestjerner indeholder den for eksempel 10 −3 M ⊙ i begyndelsen af ​​den røde kæmpegren og 10 −4 M ⊙ ved slutningen [3] [6] . En stjernes ophold på den røde kæmpegren er ledsaget af et betydeligt tab af masse, især når lysstyrken er høj: for en stjerne med en masse i størrelsesordenen af ​​solen kan dens hastighed nå op til 10 −7 M ⊙ om året, mens Solen i øjeblikket kun taber 10 −17 M ⊙ om året [4] .

Stjernernes konvektionszone på den røde kæmpegren øges med tiden og når stadig større dybder. På et bestemt tidspunkt når det en lagkilde, hvor der dannes helium. Dette fører til fjernelse af en del af helium fra det indre af stjernen til overfladen, men efter et stykke tid begynder konvektionszonen at indsnævres, og udstrømningen af ​​helium til den ydre skal stopper. Dette fænomen kaldes det første scoop , som et resultat af hvilket indholdet på overfladen af ​​andre grundstoffer, bortset fra helium, også ændres [6] .

Derudover genererer konvektion et skarpt spring i indholdet af kemiske elementer i området med maksimal dybde, hvortil konvektionszonen er nået. Når lagkilden passerer gennem området, hvor dette spring observeres, trækker stjernen sig lidt sammen, og dens lysstyrke falder, hvorefter den begynder at stige igen og blive lysere. Dette fører til det faktum, at stjernen i Hertzsprung-Russell-diagrammet passerer næsten det samme område tre gange, i hvis område den dvæler i 20% af opholdsperioden på den røde kæmpegren. Følgelig observeres flere stjerner på den, og der observeres en top i lysstyrkefunktionen af ​​stjernerne i den røde kæmpegren. I den engelske litteratur kaldes denne top for den røde kæmpe gren bump (lit. "bump of the red branch of giants") [6] [17] .

For stjerner med en degenereret kerne på den røde kæmpegren hænger kernens masse og stjernens lysstyrke tæt sammen: Jo større kernens masse, jo større lysstyrke. Stjernens metallicitet har også en lille effekt , og skallens parametre har praktisk talt ingen indflydelse på lysstyrken, da skallen er meget sjælden og ændrer trykket i lagkilden lidt. På den anden side, ceteris paribus, jo større massen af ​​skallen er, jo mindre er stjernens radius, og dermed jo større er den effektive temperatur . En stjernes massetab får således stjernen til at skifte til højre i Hertzsprung-Russell-diagrammet [6] .

Afgang fra den røde kæmpegren