– Tasten Fakta & Oppsummering
- En rød kjempe-stjerners utseende er vanligvis fra gul-oransje til rødt, inkludert spektrale typer K og M, men også S klasse stjerner og karbon stjerner.
- En rød kjempe star er en døende stjerne i de siste stadiene av sin fremragende utvikling.
- Red giant stjerner vanligvis er resultatet fra lave og middels masse viktigste-sekvens stjerner på rundt 0,5 til 5 solmasser.
- Red giant stjerner forskjellige i måten de genererer energi.,
- de Fleste av de kjente lyse stjerner er røde kjemper, på grunn av sin glød og fordi de er ganske vanlige.
- Red giant stjernene ikke lenger utføre kjernefysisk fusjon mellom helium og hydrogen i sine kjerner og dermed de varme opp og utvide flere ganger sin tidligere størrelse.
- Alle stjernene dør når de brenner opp alle sine drivstoff og det er ikke mer press på å holde tyngdekraften presser mot deres sentre.
- Red giant stjerner er mellom 100 til 1.000 ganger mer skinnende enn vår egen Sol.
- de Fleste red giant stjerner leve opp til rundt 0,1 til 2 milliarder år.,
- Red giant stjerner er mye mindre og mye mindre omfattende enn rød supergiant stjerner.
- Noen kjente red giant stjerner er Aldebaran og Arcturus.
- Vår egen stjerne, Solen, vil til slutt bli en rød kjempe-stjerners og utvide flere ganger sin nåværende diameter.
- En av de største red giants noensinne har oppdaget er VY Canis Majoris, blir rundt 1400 ganger større enn vår Sol.
- Noen røde gigantene har planeter som går i bane rundt dem. Det er en teori om at røde gigantene kan ha en stabil beboelig sone, slik at livet til sannsynligvis utvikle seg på planeter.,
- Jorda vil til slutt bli fortært av en rød kjempe, vår Sol.
Dannelse
flertallet av stjerner i universet er main-sekvens stjerner – de er stjerner som fortsatt konvertere hydrogen til helium gjennom kjernefysisk fusjon. Main-sekvens stjerner har en masse mellom en tredjedel og åtte ganger Solens, og de til slutt brenne gjennom sin hydrogen-rekvisita.
En rød kjempe-stjerners dannes når en stjerne, som vår egen Sol, brenner alle sine hydrogen og helium rekvisita. Denne prosessen kan ta opp til 10 milliarder år.,
Når en stjerne blir en rød kjempe, det vil begynne å utvide og bli tettere. Det vil da begynne å brenne helium til karbon for et par millioner av år, til, slutt, de helium renner ut.
Når helium går ut, stjernen vil ikke være tett nok til å danne andre tunge elementer som jern, dermed fusion-prosessen vil stoppe, og stjernen vil kollapse på sin kjerne på grunn av innover handler tyngdekraften.,
Dette skjer fordi det er ikke lenger noen fusjon energi til å stabilisere tyngdekraften. Red giant kan til slutt bli hvite dverger, en kul og ekstremt tett stjerne, med sin størrelse blir krympet flere ganger, som en planeten selv.
Egenskaper
En rød kjempe-stjerners når størrelser på ca 100 millioner kroner til 1 milliard km / 62 millioner til å 621 millioner miles i diameter, eller 100 til 1000 ganger større enn vår Sol.,
Siden en rød kjempe-stjerners energi sprer seg over et større område, dets overflate temperaturer er kjøligere, nådde bare 2,200 til 3200 grader Celsius / 4.000 til 5,800 grader Fahrenheit, litt over halvparten så varmt som Solen vår.
på Grunn av denne endringen i temperatur, stjernen begynner å skinne i rødere del av spekteret, noe som fører til navnet red giant, selv om de ofte er mer orange i utseende.
Røde kjemper stjerner forblir i denne scenen fra et par tusen til 1 milliarder år., De etter hvert går ut av helium i sine kjerner og dermed fusion stopper.
Dette får stjernen til å krympe til en ny helium shell når sin kjerne. Når helium tenner, de ytre lagene av stjernen er blåst av i store skyer av gass og støv kjent som planetariske tåker. Disse skjellene er mye større og mye svakere enn sine foreldre stjerner.
Evolusjon
Røde kjemper utvikle seg ut av main-sekvens stjerner som har massene i området fra rundt 0.3 solmasser til rundt 8 solmasser. Stjerner i utgangspunktet form fra kollapse molekylær skyer i det interstellare medium.,
Disse skyene inneholder hydrogen og helium, med spormengder av metaller, og alle disse elementene er jevnt blandet i hele stjerne.
stjerners når hovedserien når kjernen har nådd en temperatur som er høy nok til å begynne å fusjonere hydrogen og etablerer hydrostatisk likevekt.
Over en stjerne viktigste sekvens liv, det langsomt omdanner hydrogen i kjernen til helium. En stjerne er hovedserien livet slutter når nesten alle sine hydrogen rekvisita i kjernen har blitt smeltet sammen.,
Når hydrogen rekvisita er oppbrukt, kjernefysiske reaksjoner kan ikke lenger fortsette og dermed kjernen begynner å trekke seg på grunn av sin egen gravitasjon.
Dette gir ekstra hydrogen inn i en sone hvor temperaturen og trykket er tilstrekkelig til å forårsake fusion å fortsette i et skall rundt kjernen.
hydrogen-brenning shell resulterer i en situasjon som har blitt beskrevet som speilet prinsippet, når kjernen i shell-kontrakter, lag-på-stjerners utenfor shell må utvide.,
Den evolusjonære banen stjernen tar den beveger seg langs rød kjempe-fasen avhenger utelukkende av dens masse. For eksempel, Solen og stjernene på mindre enn 2 solmasser, kjernen vil bli tette nok til at elektron degenererthet trykket vil hindre den fra å kollapse videre.
Når kjernen er degenerert, det vil fortsette å varme inntil det når en temperatur på omtrent 108 K, hot nok til å begynne å fusjon av helium til karbon via trippel-alfa prosessen.,
Når den degenererte core når denne temperaturen, hele kjernen vil begynne helium fusion nesten samtidig i en såkalt helium flash.
Mer massive stjerner har sine kollapse kjerner nå 108 K før det er tett nok til å bli degenerert, og dermed helium fusjon vil begynne mye mer jevnt og ikke produsere en helium flash.
En tilsvarende prosess som oppstår når den sentrale helium er utslitt og stjernen kollapser igjen, forårsaker helium i et skall for å begynne å fusjonere.,
På samme tid, hydrogen kan begynne fusjon i et skall like utenfor brenne helium shell, som setter stjernen på den asymptotiske gigantiske gren, en annen rød kjempe-fasen.
En stjerne som har færre enn 8 solmasser vil aldri starte fusion i sin utarte kjerne. Men på slutten av sin andre fase, stjernen vil løse ut sine ytre lag, og danner en planetariske tåken, og som har sin kjerne utsettes for til slutt å bli en hvit dverg.
Sted
Red giant stjerner er spredt over universet. Noen av dem er veldig nær oss, mens andre er unfathomably langt unna., Men la oss ta en titt på noen kjente red giant stjerner.
Aldebaran er en rød kjempe-stjerners hotellet ligger på rundt 65 lysår borte fra oss. Det er den sterkeste stjernen i stjernetegnet stjernebildet Tyren, celestial bull.
Det varierer litt i lysstyrke mellom størrelsene 0,75 og 0.95 – dette kan imidlertid ikke observeres med det blotte øye.
Arcturus er en rød kjempe-stjerners hotellet ligger på rundt 36.7 lysår vekk fra Solen. Det er den sterkeste stjernen i stjernebildet Boötes., Det er også den fjerde sterkeste stjernen på nattehimmelen, men den lyseste på den nordlige halvkule.
et Annet eksempel på en rød kjempe er Gacrux. Det er den tredje sterkeste stjernen i Southern Cross asterism. Alle sine stjerners naboer er blå, og dermed Gacrux skiller seg ut med sin rødbrune farge. Det ligger i 88.6 lysår borte fra oss.
Fremtiden
Red giant stjerner leve i mange år, og vi trenger ikke å bekymre deg om dem., Imidlertid, i ca 5 milliarder år fra nå, en rød kjempe som vil komme ganske nær oss.
Vår egen Sol vil faktisk bli en rød kjempe-stjerners. Når dette vil skje, Solen vil utvide sitt ytre lag og konsumere Merkur, Venus, og til slutt Jorden.
Visste du at?
- Når Solen vil bli en rød kjempe, dens radius vil øke til nesten 100 ganger sin nåværende størrelse, og temperaturene vil synke så lavt som 3000 K.,
- I en rød kjempe, en stor, kule, og lav tetthet hydrogen konvolutt omslutter en liten, varm, høy tetthet helium core – med en tetthet på om lag 1000 tonn / m3.
- Røde gigantene er flere ganger mer strålende enn Solen vår på grunn av sin store størrelse.
- Noen røde gigantene kan bli så store, at hvis vi skulle erstatte våre Solen med en av dem, kunne de nå i bane rundt Mars, og selv bortenfor.
Kilder:
- Wikipedia
- Plass
- Astronomy.swin.edu