Červený obr - Red giant

Červený obr je světelný obří hvězda s malou nebo střední hmotnosti (asi 0,3-8 sluneční masy ( M )) v pozdní fázi hvězdného vývoje . Vnější atmosféra je nafouknutá a tenká, takže poloměr je velký a povrchová teplota kolem 5 000 K (4 700 ° C; 8500 ° F) nebo nižší. Vzhled červeného obra je od žlutooranžové po červenou, včetně spektrálních typů K a M, ale také hvězd třídy S a většiny uhlíkových hvězd .

Červení obři se liší ve způsobu, jakým generují energii:

Mnoho ze známých jasných hvězd jsou rudí obři, protože jsou světelní a středně běžní. Hvězda Arcturus K0 RGB je vzdálená 36 světelných let a Gamma Crucis je nejbližší obr třídy M ve vzdálenosti 88 světelných let.

Charakteristika

Mira , variabilní asymptotický obří větev červený obr

Červený obr je hvězda, která vyčerpala zásobu vodíku ve svém jádru a zahájila termonukleární fúzi vodíku ve skořápce obklopující jádro. Mají poloměry desítky až stokrát větší než poloměr Slunce . Jejich vnější obal má však nižší teplotu, což jim dává červenooranžový odstín. Navzdory nižší energetické hustotě jejich obalu jsou rudí obři díky své velké velikosti mnohonásobně zářivější než Slunce. Hvězdy rudých obřích větví mají svítivost až téměř tři tisícekrát vyšší než Slunce ( L ), spektrální typy K nebo M, mají povrchové teploty 3 000–4 000 K a poloměry až asi 200krát vyšší než Slunce ( R ). Hvězdy na vodorovné větve jsou teplejší, pouze s malým rozsahem zářivý výkon kolem 75  L . Asymptotické hvězdy s obřími větvemi se pohybují od podobných světelností jako jasnější hvězdy červeně obří větve až po několikrát zářivější na konci tepelné pulzující fáze.

Mezi hvězdy s asymptotickými obřími větvemi patří uhlíkové hvězdy typu CN a pozdní CR, které vznikají, když jsou uhlík a další prvky dopravovány na povrch v takzvaném hloubení . K prvnímu vybagrování dochází během hoření vodíkové skořápky na větvi červeného obra, ale na povrchu nevzniká velké množství uhlíku. Ke druhému, a někdy třetímu vybagrování dochází během hoření skořápky helia na asymptotické obří větvi a dopravuje uhlík na povrch v dostatečně hmotných hvězdách.

Hvězdná končetina červeného obra není ostře definována, na rozdíl od jejich zobrazení v mnoha ilustracích. Kvůli velmi nízké hmotnostní hustotě obalu takové hvězdy postrádají přesně definovanou fotosféru a tělo hvězdy postupně přechází do „ koróny “. Nejchladnější rudí obři mají složitá spektra s molekulárními liniemi, emisními prvky a někdy i masery, zejména z tepelně pulzujících hvězd AGB. Pozorování také poskytla důkazy o horké chromosféře nad fotosférou rudých obrů, kde zkoumání ohřívacích mechanismů pro tvorbu chromosfér vyžaduje 3D simulace červených obrů.

Další pozoruhodnou vlastností červených obrů je to, že na rozdíl od hvězd podobných Slunci, jejichž fotosféry mají velký počet malých konvekčních článků ( sluneční granule ), červenoobří fotosféry, stejně jako červené superobry , mají jen několik velkých buněk, vlastnosti, které způsobují změny jasu tak běžné u obou typů hvězd.

Vývoj

Tento obrázek sleduje život hvězdy podobné Slunci , od jejího zrodu na levé straně rámu až po jeho vývoj v červeného obra vpravo po miliardách let

Červení obři se vyvinuli z hvězd hlavní sekvence s hmotností v rozmezí od přibližně 0,3  M do přibližně 8  M . Když se hvězda zpočátku tvoří z kolabujícího molekulárního oblaku v mezihvězdném médiu , obsahuje primárně vodík a helium se stopovým množstvím „ kovů “ (ve hvězdné struktuře se to jednoduše vztahuje na jakýkoli prvek, který není vodík ani helium, tj. Atomové číslo větší než 2). Tyto prvky jsou rovnoměrně promíchány v celé hvězdě. Hvězda dosáhne hlavní posloupnosti, když jádro dosáhne teploty dostatečně vysoké na to, aby začalo sloučit vodík (několik milionů kelvinů) a nastolit hydrostatickou rovnováhu . Během svého hlavního sekvenčního života hvězda pomalu převádí vodík v jádru na helium; jeho životnost v hlavní sekvenci končí, když byl téměř veškerý vodík v jádru fúzován. U Slunce je životnost hlavní sekvence přibližně 10 miliard let. Hmotnější hvězdy hoří nepoměrně rychleji, a proto mají kratší životnost než méně hmotné hvězdy.

Když hvězda vyčerpá vodíkové palivo ve svém jádru, jaderné reakce již nemohou pokračovat, a tak se jádro začne smršťovat kvůli vlastní gravitaci. To přináší další vodík do zóny, kde je teplota a tlak dostačující k tomu, aby fúze pokračovala ve skořápce kolem jádra. Výsledkem pláště spalování vodíku je situace, která byla popsána jako princip zrcadla ; když se jádro uvnitř skořepiny stáhne, vrstvy hvězdy mimo plášť se musí roztáhnout. Podrobné fyzikální procesy, které to způsobují, jsou složité, ale chování je nezbytné pro uspokojení současné zachování gravitační a tepelné energie ve hvězdě se strukturou skořápky. Jádro se smršťuje a zahřívá kvůli nedostatku fúze, a tak se vnější vrstvy hvězdy velmi rozpínají a absorbují většinu extra energie z fúze skořápky. Tento proces ochlazování a rozpínání je pod obrem . Je-li obálka hvězdy chladne dostatečně stane konvektivní, hvězda zastaví rozšiřování její svítivost začne zvyšovat, a hvězda stoupá v červeno-obří větev z Hertzsprung-Russell (H-R) diagram .

Mira A je stará hvězda, která již vrhá své vnější vrstvy do vesmíru

Evoluční cesta, kterou se hvězda pohybuje, když se pohybuje po větvi červeného obra, závisí na hmotnosti hvězdy. Pro Slunce a hvězdy menší než asi 2  M bude jádro dostatečně husté, aby tlak degenerace elektronů zabránil jeho dalšímu kolapsu. Jakmile je jádro degenerované , bude se dále zahřívat, dokud nedosáhne teploty zhruba 108  K, dostatečně horké na to, aby se začalo tavit helium s uhlíkem pomocí procesu trojitého alfa . Jakmile degenerované jádro dosáhne této teploty, celé jádro začne fúzi helia téměř současně v takzvaném heliovém záblesku . Ve více-hmotné hvězdy, bude hroutí jádro dosáhnout 10 8  K před tím, než je dostatečně hustá, že degenerovaná, takže helium fúze začne mnohem plynuleji, a nevytvářejí hélia blesku. Fáze jádra spojující hélium v ​​životě hvězdy se nazývá horizontální větev u hvězd chudých na kovy, pojmenována tak proto, že tyto hvězdy leží na téměř horizontální linii v H-R diagramu mnoha hvězdokup. Hélium tavící hvězdy bohaté na kov místo toho leží na takzvaném červeném shluku v H-R diagramu.

Analogický proces nastává, když je centrální hélium vyčerpáno a hvězda se znovu zhroutí, což způsobí, že se hélium ve skořápce začne tavit. Současně může vodík začít fúzi ve skořápce těsně mimo hořící helium. Tím se hvězda dostane na asymptotickou obří větev , druhou fázi červeného obra. Fúze helia má za následek vybudování jádra uhlík -kyslík. Hvězda pod asi 8  M nikdy nezačne fúzi ve svém degenerovaném jádru uhlík -kyslík . Místo toho na konci fáze asymptotické obří větve hvězda vysune své vnější vrstvy a vytvoří planetární mlhovinu s odkrytým jádrem hvězdy, čímž se nakonec stane bílým trpaslíkem . Vyhozením vnější hmoty a vytvořením planetární mlhoviny nakonec končí červeno-obří fáze vývoje hvězdy. Fáze červeného obra obvykle u hvězdné hmotnosti Slunce obvykle trvá jen asi miliardu let, přičemž téměř celá část je vynaložena na větev červeného obra. Fáze horizontální a asymptotické obří větve postupují desítkykrát rychleji.

Pokud má hvězda přibližně 0,2 až 0,5  M , je dostatečně hmotná na to, aby se stala červeným obrem, ale nemá dostatečnou hmotnost k zahájení fúze helia. Tyto „mezilehlé“ hvězdy se poněkud ochlazují a zvyšují svoji svítivost, ale nikdy nedosáhnou špičky červeně obří větve a heliového záblesku. Když výstup červeno-obří větve skončí, odfouknou své vnější vrstvy podobně jako hvězda post-asymptotické obří větve a poté se stanou bílým trpaslíkem.

Hvězdy, ze kterých se nestanou rudí obři

Hvězdy s velmi nízkou hmotností jsou plně konvekční a mohou pokračovat ve fúzi vodíku na helium až po bilion let, dokud není vodíkem jen malá část celé hvězdy. Světelnost a teplota se během této doby neustále zvyšují, stejně jako u hmotnějších hvězd hlavní posloupnosti, ale doba, po kterou jsou zahrnuta, znamená, že teplota se nakonec zvýší asi o 50% a svítivost přibližně 10krát. Nakonec se hladina helia zvýší do bodu, kdy hvězda přestane být plně konvekční a zbývající vodík uzamčený v jádru se spotřebuje za pouhých několik miliard dalších let. V závislosti na hmotnosti se teplota a svítivost po určitou dobu během hoření vodíkové skořápky zvyšují, hvězda se může stát teplejší než Slunce a desítkykrát jasnější, než když se vytvořila, i když stále není tak zářivá jako Slunce. Po několika miliardách let začnou být méně zářivé a chladnější, přestože spalování vodíkové skořápky pokračuje. Stávají se z nich chladní hélium bílí trpaslíci.

Hvězdy s velmi vysokou hmotností se vyvíjejí do supergiantů, kteří sledují evoluční stopu, která je vodorovně převádí tam a zpět přes diagram H-R, na pravém konci tvoří červené superobry . Ty obvykle končí svůj život jako supernova typu II . Nejhmotnější hvězdy se mohou stát hvězdami Wolf -Rayet, aniž by se vůbec staly obry nebo superobry.

Planety

Rudí obři se známými planetami: M-type HD 208527 , HD 220074 a v únoru 2014 několik desítek známých K-gigantů včetně Pollux , Gamma Cephei a Iota Draconis .

Vyhlídky na obyvatelnost

Ačkoli se tradičně předpokládalo, že vývoj hvězdy na červeného obra způsobí, že její planetární systém bude neobyvatelný, bude- li přítomen, některé výzkumy naznačují, že během evoluce 1  M hvězdy podél větve červeného obra by mohla skrývat obytná zóna na několik miliard let po 2 astronomických jednotek (AU) se na přibližně 100 milionů let 9 AU ven, což dost možná čas pro život vyvíjet na vhodném světě. Po stádiu červeného obra by pro takovou hvězdu existovala obyvatelná zóna mezi 7 a 22 AU na další miliardu let. Pozdější studie tento scénář upřesnily a ukázaly, jak u 1  M hvězdy žije obyvatelná zóna od 100 milionů let u planety s oběžnou dráhou podobnou Marsu do 210 milionů let u té, která obíhá ve vzdálenosti Saturnu od Slunce , maximální čas (370 milionů let) odpovídající planetám obíhajícím ve vzdálenosti Jupitera . Planety obíhající kolem hvězdy 0,5  M in na stejných oběžných drahách jako Jupiter a Saturn by však byly v obyvatelné zóně 5,8 miliardy let, respektive 2,1 miliardy let; u hvězd hmotnějších než Slunce jsou časy podstatně kratší.

Zvětšení planet

V červnu 2014 bylo kolem obřích hvězd objeveno padesát obřích planet. Tyto obří planety jsou však hmotnější než obří planety, které se nacházejí kolem hvězd slunečního typu. Důvodem může být to, že obří hvězdy jsou hmotnější než Slunce (méně hmotné hvězdy budou stále v hlavní sekvenci a dosud se obry nestanou) a očekává se, že hmotnější hvězdy budou mít hmotnější planety. Hmotnosti planet, které byly nalezeny kolem obřích hvězd, však nekorelují s hmotami hvězd; planety by proto mohly během fáze červeného obra hvězd hromadně růst. Růst hmotnosti planety by mohl být částečně způsoben narůstáním hvězdného větru, i když mnohem větším efektem by bylo přetečení Rocheho laloku způsobující přenos hmoty z hvězdy na planetu, když se obr rozpíná do orbitální vzdálenosti planety.

Známé příklady

Mnoho ze známých jasných hvězd jsou rudí obři, protože jsou světelní a středně běžní. Proměnná hvězda rudého obra Gamma Crucis je nejbližší obří hvězdou třídy M na 88 světelných let. Hvězda Arcturus s rudým obrem K1.5 je vzdálená 36 světelných let.

Červeno-obří větev

Červenohluční obři

Aktuální velikost Slunce (nyní v hlavní posloupnosti ) ve srovnání s jeho odhadovanou maximální velikostí během jeho fáze červeného obra v budoucnosti

Asymptotická obří větev

Slunce jako červený obr

Slunce opustí hlavní sekvenci přibližně za 5 miliard let a začne se měnit v červeného obra. Slunce jako červený obr vyroste tak velké, že pohltí Merkur, Venuši a možná i Zemi, možná i Mars a část nebo celý pás asteroidů.

Reference

externí odkazy

Média související s červenými obry na Wikimedia Commons