Fakta & Oversigt
- En rød kæmpestjerne udseende er normalt fra gul-orange til rød, herunder den spektrale typer K og M, men også S-klassen stjerner og carbon stjerner.
- en rød gigantisk stjerne er en døende stjerne i de sidste faser af sin stjerneudvikling.
- røde kæmpestjerner er normalt resultatet af stjerner med lav hovedsekvens og mellemmasse på omkring 0,5 til 5 solmasser.
- røde gigantiske stjerner adskiller sig på en måde, hvorpå de genererer energi.,de fleste af de velkendte lyse stjerner er røde giganter på grund af deres lysstyrke og fordi de er moderat almindelige.
- røde kæmpestjerner udfører ikke længere nuklear fusion mellem helium og brint i deres kerner, og de opvarmer og udvider således flere gange deres tidligere størrelse.
- alle stjerner dør, når de brænder alt deres brændstof, og der er ikke mere pres for at holde tyngdekraften skubbe mod deres centre.
- røde kæmpe stjerner er mellem 100 til 1.000 gange mere lysende end vores Sol.de fleste røde kæmpestjerner lever op til omkring 0,1 til 2 milliarder år.,
- røde kæmpestjerner er meget mindre og meget mindre massive end røde supergiantstjerner.nogle berømte røde kæmpestjerner er Aldebaran og Arcturus.
- vores egen stjerne, Solen, bliver til sidst en rød gigantisk stjerne og udvider flere gange dens nuværende diameter.
- en af de største røde giganter, der nogensinde er opdaget, er VY Canis Majoris, der er omkring 1.400 gange større end vores Sol.nogle røde giganter har planeter, der kredser omkring dem. Det teoretiseres, at røde giganter kan have en stabil beboelig zoneone, så livet sandsynligvis kan udvikle sig på planeter.,
- jorden vil til sidst blive forbrugt af en rød kæmpe, vores Sol.
Dannelse
størstedelen af stjerner i universet, er main-sekvens stjerner – de stjerner, der stadig omdanne brint til helium gennem nuklear fusion. Stjerner i hovedsekvens har en masse mellem en tredjedel til otte gange Solens, og de brænder til sidst gennem deres brintforsyninger.
en rød gigantisk stjerne dannes, når en stjerne, som vores sol, brænder alle sine hydrogen-og heliumforsyninger. Denne proces kan tage op til 10 milliarder år.,
Når en stjerne bliver en rød kæmpe, vil den begynde at ekspandere og blive tættere. Det vil derefter begynde at brænde helium til kulstof i et par millioner år indtil, til sidst, helium løber tør.
Når helium løber ud, stjernen vil ikke blive tætte nok til at danne andre tunge grundstoffer som jern, således fusion proces vil stoppe, og stjernen vil kollapse på sin kerne på grund indad handler tyngdekraften.,
dette sker, fordi der ikke længere er nogen fusionsenergi til stabilisering af tyngdekraften. Rød kæmpe kan til sidst blive hvide dværge, en cool og ekstremt tæt stjerne, med dens størrelse krympet flere gange, til en planet selv.
egenskaber
en rød gigantisk stjerne når størrelser på omkring 100 millioner til 1 milliard kilometer / 62 millioner til 621 millioner miles i diameter, eller 100 til 1.000 gange størrelsen på vores Sol.,
da en rød gigantisk stjernes energi spreder sig over et større område, er dens overfladetemperaturer køligere og når kun 2.200 til 3.200 grader Celsius / 4.000 til 5.800 grader Fahrenheit, lidt over halvdelen så varm som vores Sol.
på Grund af denne ændring i temperatur, stjernen begynder at skinne i den rødere del af spektret, der fører til det navn, rød kæmpe, selvom de ofte er mere orange i udseende.
røde giganter stjerner forbliver i denne fase fra et par tusinde til 1 milliard år., De løber til sidst tør for helium i deres kerner og dermed fusion stopper.
dette får stjernen til at krympe, indtil en ny heliumskal når sin kerne. Når helium antændes, blæses de ydre lag af stjernen af i enorme skyer af gas og støv kendt som planetariske tåger. Disse skaller er meget større og svagere end deres forældre stjerner.
Evolution
røde giganter udvikler sig ud af hovedsekvensstjerner, der har masser i området fra omkring 0.3 solmasser til omkring 8 solmasser. Stjerner dannes oprindeligt fra kollapsende molekylære skyer i det interstellære medium.,
disse skyer indeholder hydrogen og helium, med spormængder af metaller, og alle disse elementer blandes ensartet i hele stjernen.
Den stjerne, når de vigtigste sekvens, når kernen når en temperatur, der er høj nok til at begynde at sammensmelte brint og etablerer hydrostatisk ligevægt.
over en stjernes hovedsekvenslevetid omdanner den langsomt brint i kernen til helium. En stjernes hovedsekvensliv slutter, når næsten alle dens brintforsyninger i kernen er smeltet sammen.,
Når brintforsyningerne er opbrugt, kan nukleare reaktioner ikke længere fortsætte, og kernen begynder således at trække sig sammen på grund af sin egen tyngdekraft.
dette bringer yderligere brint ind i en .one, hvor temperaturen og trykket er tilstrækkelige til at forårsage fusion til at genoptage i en skal omkring kernen.
den brintforbrændende skal resulterer i en situation, der er beskrevet som spejlprincippet, når kernen i skallen sammentrækkes, skal lagene af stjernen uden for skallen udvides.,
den evolutionære vej, som stjernen tager, når den bevæger sig langs den rødgigantfase, afhænger udelukkende af dens masse. For eksempel vil solen og stjernerne på mindre end 2 solmasser, kernen blive tæt nok til, at elektrondegenerationstryk forhindrer det i at kollapse yderligere.
Når kernen er degenereret, vil det fortsætte med at varme, indtil det når en temperatur på omkring 108 K, varmt nok til at begynde at fusionere helium til kulstof via triple-alfa processen.,
når den degenererede kerne når denne temperatur, vil hele kernen begynde heliumfusion næsten samtidigt i en såkaldt heliumblit..
mere massive stjerner vil få deres kollapsende kerner til at nå 108 K, før den er tæt nok til at blive degenereret, således vil heliumfusion begynde meget mere glat og vil ikke producere en heliumblit..
en analog proces opstår, når det centrale helium er opbrugt, og stjernen kollapser igen, hvilket får helium i en skal til at begynde at smelte sammen.,
på samme tid kan brint begynde fusion i en skal lige uden for den brændende heliumskal, der sætter stjernen på den asymptotiske gigantiske gren, en anden rød-gigantisk fase.
en stjerne, der har færre end 8 solmasser, vil aldrig starte fusion i sin degenererede kerne. I slutningen af sin anden fase vil stjernen imidlertid skubbe sine ydre lag ud, danne en planetarisk tåge og have sin kerne udsat og i sidste ende blive en hvid dværg.
placering
røde gigantiske stjerner er spredt over hele universet. Nogle af dem er meget tæt på os, mens andre er ufattelig langt væk., Men lad os tage et kig på nogle berømte røde gigantiske stjerner.
Aldebaran er en rød kæmpe stjerne beliggende på omkring 65 lysår væk fra os. Det er den lyseste stjerne i stjernetegnets konstellation af Taurus, den himmelske tyr.
Det varierer lidt i lysstyrke mellem emissionsmængder 0.75 og 0,95 – men dette kan ikke ses med det blotte øje.
Arcturus er en rød kæmpe stjerne placeret på omkring 36,7 lysår væk fra solen. Det er den lyseste stjerne i stjernebilledet Botestes., Det er også den fjerde lyseste stjerne på nattehimlen, men alligevel den lyseste på den nordlige halvkugle.
et Andet eksempel på en rød gigant er Gacrux. Det er den tredje lyseste stjerne i Sydkorset asterisme. Alle sine stjerne naboer er blå, således gacru.skiller sig ud med sin rødlige farve. Det ligger på 88,6 lysår væk fra os.
fremtiden
røde gigantiske stjerner lever i mange år, og vi behøver ikke bekymre os om dem., Om cirka 5 milliarder år vil en rød kæmpe imidlertid dukke op ganske tæt på os.
vores sol bliver faktisk en rød gigantisk stjerne. Når dette vil ske, vil solen udvide sine ydre lag og forbruge Merkur, Venus og til sidst jorden.
vidste du det?
- når solen bliver en rød kæmpe, vil dens radius stige til næsten 100 gange sin nuværende størrelse, og dens temperaturer vil falde så lavt som 3.000 K.,
- i en rød kæmpe omslutter en enorm, kølig og lavdensitets brintkuvert en lille, varm heliumkerne med høj densitet – med en densitet på omkring 1.000 tons / m3.
- røde giganter er flere gange mere lysende end vores sol på grund af deres store størrelse.
- nogle røde giganter kan blive så store, at hvis vi skulle erstatte vores Sol med en af dem, kunne de nå Mars bane og endda ud over.
kilder:
- Wikipedia
- mellemrum
- Astronomy.swin.edu