Rød kæmpe

Røde kæmper  er stjerner, der er kendetegnet ved sene spektraltyper og store størrelser og lysstyrker, og optager dermed den øverste højre del af Hertzsprung-Russell-diagrammet . De har udvidede, sparsomme skaller og skaber en stærk stjernevind og udviser ofte variation . Radierne af sådanne stjerner er 10–200 R ⊙ , deres lysstyrker er 10 2 til 10 4 L ⊙ , og deres temperaturer er 3000–5000 K .

I løbet af evolutionen efter hovedsekvensen bliver stjerner af lille og mellem masse til røde kæmper: først falder de på den røde kæmpegren , efter at have forladt den går de i rød kondens , forbliver røde kæmper, eller holder op med at være sådan, og bevæger sig til den vandrette gren og den blå sløjfe . Så bliver stjernerne til røde kæmper igen og flytter til den asymptotiske kæmpegren . Derefter smider røde kæmper deres skaller og bliver til hvide dværge .. Den samlede varighed af det røde kæmpestadium er ikke mere end 10 % af en stjernes levetid, mens stjerner med masser fra 0,2 M ⊙ til 10 M ⊙ bliver til røde kæmper .

Karakteristika

Røde kæmper er stjerner af sene spektralklasser : K og M og lave temperaturer - 3000-5000 K , så de udsender hovedsageligt i rødt og infrarødt lys. Samtidig har røde kæmper store radier - i intervallet cirka 10-200 R ⊙ , og som følge heraf høje lysstyrker - fra 10 2 til 10 4 L ⊙ [1] , og deres absolutte størrelser ligger hovedsageligt i området fra 0 m til −3 m [2] . Røde kæmper er lysstyrkeklasse III og indtager den øverste højre del af Hertzsprung-Russell-diagrammet . I løbet af evolutionen (se nedenfor ) bliver stjerner med en masse på mindst 0,2 M ⊙ [3] og højst 10 M ⊙ [4] til røde kæmper .

Den indre struktur af røde giganter adskiller sig afhængigt af deres udviklingstrin (se nedenfor ), men under alle omstændigheder er brint allerede opbrugt i deres kerner, og nuklear forbrænding af brint sker i en lagdelt kilde. Kernen består først af helium og er inert, derefter begynder heliumforbrændingen i den, hvorunder kulstof og ilt syntetiseres . Når heliumet er opbrugt, bliver den røde kæmpes kerne igen inert og består af kulstof og ilt [4] . De røde giganters skaller er konvektiv , og i nogle tilfælde er konvektion i stand til at transportere elementer syntetiseret i det indre til stjernens overflade, hvilket kan føre til anomalier i den kemiske sammensætning [2] .

De ydre lag af røde kæmper er udvidede og meget sjældne [ g/cm−3-10−4gennemsnitlige tæthed af sådanne stjerner er omkring 10den,1] 5 g/cm 3 [6] . Røde kæmper er karakteriseret ved en stærk stjernevind  — i de sene stadier kan massetabsraten nå op på 10 −4 M ⊙ om året [7] . Ofte udviser røde kæmper variabilitet af forskellige typer, inklusive dem med høj amplitude, især i de lyseste af dem: de kan være mirider , semi-regulære variabler og variabler af andre typer [4] [8] [9] .

Røde kæmper betragtes ofte sammen med røde supergiganter : sidstnævnte er større og lysere, men begge tilhører sene spektralklasser, og absorptionsbånd af molekyler observeres i deres spektre. Røde kæmper og superjætter har meget tætte små kerner og fortærrede konvektionsskaller [2] [4] .

Andelen af ​​røde kæmper blandt stjerner er lille - for stjerner, der bliver til røde kæmper, varer dette evolutionære stadium ikke mere end 10 % af deres liv [2] [10] , men på grund af deres høje lysstyrke er de synlige fra store afstande , og blandt stjernerne, der er synlige med det blotte øje, deres omkring 10 % [9] [11] [12] . Røde kæmper er for eksempel Arcturus og Aldebaran [13] [4] .

Evolution

Stjerner med en masse på mere end 0,2 M ⊙ , i hvis kerne termonuklear fusion af helium fra brint er ophørt , forlader hovedsekvensen og passerer til den subgigantiske gren , udvider og afkøles [3] . På dette stadium foregår heliumsyntesen i en lagdelt kilde - en skal omkring en inert heliumkerne. Hvis stjernens masse er mindre end 10 M ⊙ , så begynder den at blive lysere og bliver til en rød kæmpe [4] [7] .

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 [3] .

For stjerner med en masse mindre end 0,2 M ⊙ er disse betingelser ikke opfyldt: de har en ikke særlig høj temperatur, ved hvilken gennemsigtigheden ikke øges med dens vækst, og de er fuldstændig konvektiv og forbliver kemisk homogene, derfor bliver de ikke røde kæmper [3] . Når en stjerne har en masse på mere end 10 M ⊙ , bliver den til en supergigant , da med en sådan masse begynder heliumforbrændingen i stjernens kerne, før stjernen bliver til en rød kæmpe. Dens videre udvikling forløber på en anden måde, stjernen bliver lysere og større, derfor bliver de mest massive stjerner, når de afkøles og udvides, ikke røde kæmper, men røde supergiganter [4] [14] .

Solen bliver en rød kæmpe om 7,1 milliarder år – i en alder af 11,6 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 [15] .

Rød kæmpe gren

Til at begynde med hører røde kæmper til den røde kæmpegren  - de syntetiserer helium i en lagkilde, og deres kerne er inert og består af helium, men i modsætning til subgiganter har de en udvidet konvektiv skal . Der er en kvalitativ forskel mellem stjernerne i den røde kæmpegren af ​​store og små masser: med en stjernemasse på mere end 2,3 M ⊙ er heliumkernen i en tilstand tæt på ideal , og med en mindre masse viser det sig. at være degenereret . Denne forskel påvirker præcis, hvordan opholdet af en stjerne på den røde kæmpegren vil ende [16] [17] [18] .

Mens en stjerne er på den røde kæmpegren, stiger dens radius, lysstyrke og kernemasse, mens dens temperatur falder lidt. 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 ⊙ , radius vil nå 166 R ⊙ , og temperaturen vil falde til 3100 K . Dens masse vil være 0,72 M ⊙  - hovedmassetabet vil forekomme tættere på slutningen af ​​denne fase. På dette tidspunkt vil Solen have slugt Merkur [15] [18] [6] .

Tilstedeværelsen af ​​en stjerne på den røde kæmpegren afbrydes af begyndelsen af ​​heliumforbrænding i kernen, som er ledsaget af et fald i stjernens størrelse og lysstyrke og en stigning i overfladetemperaturen. Hvis stjernens kerne ikke er degenereret, hvilket er sandt for stjerner, der er mere massive end 2,3 M ⊙ , antændes helium gradvist, og stjernen passerer til den blå sløjfe . Hvis stjernens masse er mindre end 2,3 M ⊙ , så er kernen degenereret og heliumet antændes eksplosivt - der opstår et heliumglimt , og stjernen passerer hurtigt til den vandrette gren eller til dens lavtemperaturområde - den røde hob [ 17] [18] [6] . Også ifølge nogle modeller er der en række lave masser, hvor stjernen passerer til den røde kæmpegren, men ikke er massiv nok til, at der kan opstå et heliumglimt i den. Sådanne stjerner afgiver på et tidspunkt deres ydre skaller og efterlader en heliumhvid dværg [3] [19] .

Rød kondensering

Stjerner, der har haft en heliumglimt i deres kerne , falder på den vandrette gren . Det laveste temperaturområde skiller sig ud i det - den røde hob , hvorpå stjerner af befolkningen I falder , med en relativt lille alder og høj metallicitet . Temperaturerne på røde hobestjerner er omkring 5000 K , og deres spektraltyper er G8-K0, og de omtales også som røde kæmper [17] [20] [21] .

Røde kondensstjerner understøtter afbrændingen af ​​helium i kernen, indtil den er opbrugt, hvorefter stjernen begynder at udvide sig, afkøles og passerer til den asymptotiske kæmpegren . For Solen vil opholdsperioden på den vandrette gren være omkring 100 millioner år, og i løbet af denne tid vil dens ydre karakteristika praktisk talt ikke ændre sig: lysstyrken vil være cirka 44 L ⊙ , radius vil være 10 R ⊙ , og temperaturen vil være omkring 4700 K . Massen under dette stadie vil praktisk talt ikke falde [15] [17] .

Asymptotisk gren af ​​giganter

Når en stjernes kerne løber tør for helium, fortsætter heliumforbrændingen i en skal omkring kernen, som er blevet inert og består af kulstof og ilt . Stjernen udvider sig og afkøles og bliver en rød kæmpe igen, hvis den er holdt op med at være en. Disse processer ligner dem, der forekommer i stjerner på den røde kæmpegren, og udviklingsstadiet kaldes den asymptotiske kæmpegren . Stjerner med en masse på mindst 0,5 M ⊙ [16] [17] [22] når den .

Efter nogen tids stille evolution - den tidlige asymptotiske gren af ​​giganter - får de mest massive stjerner med en masse på 8-10 M ⊙ en kulstofdetonation , hvor den nukleare forbrænding af kulstof begynder , og hvorefter, hvis de ikke eksploderer som supernovaer , de udvikler sig som supergiganter [23] [24] [25] .

I mindre massive stjerner er heliumet i lagkilden først udtømt, og heliumforbrændingen stopper, men akkumuleres derefter igen som følge af brintforbrænding. Når der opbygges tilstrækkeligt med helium, opstår der et helium -ark flash . Denne proces gentages mange gange, mens stjernens radius og lysstyrke svinger, observeres en kraftig stjernevind , og som et resultat af fjernelse af stof fra stjernens indre til overfladen kan den blive en kulstofstjerne . Dette stadie kaldes stadiet af termiske pulsationer [26] .

Stadiet af den tidlige asymptotiske kæmpegren til Solen vil vare 20 millioner år. Ved afslutningen vil Solens masse falde til 0,59 M ⊙ , og temperaturen vil falde til 3150 K . Radius vil stige til cirka 130 R ⊙ og lysstyrken til 2000 L ⊙ . På tidspunktet for termiske pulsationer vil Solen kun bruge 400 tusind år, i løbet af hvilken tid Solens masse vil blive reduceret til 0,54 M ⊙ , dens radius vil svinge inden for 50-200 R ⊙ , og lysstyrken - fra 500 til 5000 L ⊙ . Den maksimale radius af Solen i dette tilfælde vil være 0,99 AU. , som er større end Venus ' moderne bane , men på grund af Solens tab af masse vil Venus til den tid bevæge sig til en mere fjern bane og undgå absorption af stjernen [15] .

Den tid, en stjerne tilbringer i stadiet med termiske pulsationer, er begrænset af brintskallens masse, som gradvist aftager på grund af den stærke stjernevind og afbrændingen af ​​brint i en lagkilde. Når der er for lidt brint tilbage, stopper heliumfusionen, skallerne af brint og helium begynder at skrumpe hurtigt, og stjernen forlader den asymptotiske kæmpegren. Samtidig stiger temperaturen på stjernens overflade, mens lysstyrken forbliver næsten konstant. Stjernen og stoffet, der udskydes af den, bliver en protoplanetarisk tåge , og derefter en planetarisk tåge , som til sidst forsvinder, og en hvid dværg forbliver fra den røde kæmpe [27] [28] .

Studiehistorie

Udtrykket "rød kæmpe" dukkede op, da Einar Hertzsprung i begyndelsen af ​​det 20. århundrede opdagede, at stjerner af de samme spektraltyper kan have forskellige lysstyrker, og denne forskel er især stærk i de sene spektraltyper [29] [30] . Samtidig blev de røde kæmpe undergrupper opdaget senere: i 1952 blev den horisontale gren opdaget [31] [32] , og derefter blev den asymptotiske kæmpegren og den røde kæmpegren adskilt i Halton Arps 1955 -blad [33] [ 34] [35] .

Samtidig udviklede teorien om stjernernes struktur og udvikling sig også . I 1954 slog Allan Sandage fast, at stjerner bliver til røde kæmper efter hovedsekvensen [36] , hvorefter evolutionsmodeller gradvist blev udviklet og suppleret [37] .

Noter

  1. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Rød kæmpe . Ordliste for Astronet . Hentet 19. maj 2021. Arkiveret fra originalen 19. maj 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L. R. Røde kæmper og supergiganter . Astronet . Hentet 22. maj 2021. Arkiveret fra originalen 22. maj 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1. juni (bd. 482). - S. 420-432. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arkiveret fra originalen den 5. oktober 2018.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Yungelson L. R. Røde kæmper og supergiganter . Stor russisk encyklopædi . Hentet 18. maj 2021. Arkiveret fra originalen 18. maj 2021.
  5. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (Eng.) 73. Cambridge University Press . Hentet 19. maj 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010.
  6. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399-400.
  7. ↑ 1 2 Darling D. Stjerners udvikling . Internret Encyclopedia of Science . Hentet 20. maj 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021.
  8. ↑ Kiss LL, Bedding TR Røde variabler i OGLE-II-databasen - I. Pulsationer og periode-lysstyrkeforhold under spidsen af ​​den røde kæmpegren af ​​den store magellanske sky  // Månedlige  meddelelser fra Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2003. - 1. august (bd. 343). - P. L79-L83. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x .
  9. ↑ 1 2 Darling D. Rød kæmpe . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 18. maj 2021. Arkiveret fra originalen 25. februar 2017.
  10. ↑ Røde kæmpestjerner . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hentet 22. maj 2021. Arkiveret fra originalen 15. januar 2021.
  11. ↑ Percy JR, Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry GW Photometric Variability of Red Giants  //  The Biggest, Baddest, Coolest Stars ASP Conference Series. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2009. - 1. september (vol. 412). — S. 179.
  12. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 216.
  13. ↑ Surdin, 2015 , s. 153.
  14. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 174.
  15. ↑ 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd A.I., Kraemer K.E. Our Sun. III. Nutid og fremtid  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november (bd. 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkiveret fra originalen den 26. februar 2008.
  16. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 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  // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  . - Mexico: Instituto de Astronomía, 2004. - 1. december (bd. 22). — S. 46–49. — ISSN 0185-1101 . Arkiveret fra originalen den 10. august 2013.
  20. ↑ Plewa P. Gaia og den røde klump  . Astrobites (30. november 2017). Hentet 21. maj 2021. Arkiveret fra originalen 21. maj 2021.
  21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 163-167, 305.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 187.
  23. ↑ Surdin, 2015 , s. 154-159.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189.
  26. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189, 195-197.
  27. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 195-198.
  28. ↑ Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Nær-infrarød echellespektroskopi af protoplanetariske tåger: sondering af den hurtige vind i H2  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2005. - 1. juni (bd. 360). - S. 104-118. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  29. ↑ Astronomi - Astrofysikkens  fremkomst . Encyclopedia Britannica . Hentet 22. maj 2021. Arkiveret fra originalen 10. maj 2015.
  30. ↑ Russell HN "Kæmpe" og "dværg" stjerner  (eng.)  // The Observatory . - L. : Royal Astronomical Society , 1913. - 1. august (bd. 36). - S. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arkiveret fra originalen den 26. marts 2019.
  31. ↑ Arp HC , Baum WA, Sandage AR HR-diagrammerne for kuglehobe M 92 og M 3.  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1952. - 1. april (bd. 57). — S. 4–5. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/106674 .
  32. ↑ Sandage AR Farvestørrelsesdiagrammet for kuglehoben M 3.  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1953. - Vol. 58.—S. 61–75. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/106822 . Arkiveret fra originalen den 6. januar 2016.
  33. ↑ Arp HC , Johnson HL The Globular Cluster M13.  (engelsk)  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - 1. juli (bd. 122). - S. 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  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - 1. august (bd. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  35. ↑ Simoda M., Tanikawa K. Om de gigantiske, asymptotiske og vandrette grene af den kugleformede klynge M5  // Publikationer fra Astronomical Society of Japan [  . - Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. - Vol. 22. - S. 143. - ISSN 0004-6264 .
  36. ↑ Astronomis historie . Astronomi . SI Vavilov Institute of the History of Natural Science and Technology af Det Russiske Videnskabsakademi . Hentet 22. maj 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020.
  37. ↑ Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. Aarhus red giants challenge. I. Stjernestrukturer i den røde kæmpe grenfase  // Astronomi og astrofysik  . - Paris: EDP Sciences , 2020. - 1. marts (bd. 635). — P.A164. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935843 .

Litteratur

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger