kluczowe fakty & podsumowanie
- czerwony olbrzym ma zwykle kolor od żółto-pomarańczowego do Czerwonego, w tym typy widmowe K I M, ale także Gwiazdy klasy S i gwiazdy węglowe.
- czerwony olbrzym to umierająca gwiazda w ostatnich fazach swojej gwiezdnej ewolucji.
- czerwone olbrzymy są zwykle wynikiem niskiej i średniej masy gwiazd ciągu głównego o masie około 0,5 do 5 mas Słońca.
- czerwone olbrzymy różnią się sposobem generowania energii.,
- większość znanych jasnych gwiazd to czerwone olbrzymy, ze względu na ich jasność i umiarkowanie powszechne.
- czerwone olbrzymy nie dokonują już w swoich rdzeniach fuzji jądrowej helu i wodoru, w związku z czym nagrzewają się i rozszerzają kilkakrotnie w stosunku do swoich poprzednich rozmiarów.
- wszystkie gwiazdy umierają, gdy spalają całe paliwo i nie ma już nacisku, aby grawitacja pchała się w kierunku ich centrów.
- czerwone olbrzymy są od 100 do 1000 razy jaśniejsze niż nasze Słońce.
- Większość czerwonych olbrzymów żyje do około 0,1 do 2 miliardów lat.,
- czerwone olbrzymy są znacznie mniejsze i znacznie mniej masywne od czerwonych supergigantów.
- niektóre znane gwiazdy czerwonego olbrzyma to Aldebaran i Arcturus.
- nasza własna gwiazda, Słońce, w końcu stanie się gwiazdą czerwonego olbrzyma i rozszerzy się kilkakrotnie o swoją obecną średnicę.
- jednym z największych odkrytych czerwonych olbrzymów jest VY Canis Majoris, który jest około 1400 razy większy od naszego Słońca.
- niektóre czerwone olbrzymy mają planety krążące wokół nich. Uważa się, że czerwone olbrzymy mogą mieć stabilną strefę zamieszkania, pozwalającą prawdopodobnie na rozwój życia na planetach.,
- Ziemia zostanie ostatecznie skonsumowana przez czerwonego olbrzyma, nasze Słońce.
powstawanie
większość gwiazd we wszechświecie to Gwiazdy ciągu głównego-są to gwiazdy, które nadal przekształcają wodór w hel poprzez fuzję jądrową. Gwiazdy ciągu głównego mają masę od jednej trzeciej do ośmiu razy większą od masy Słońca i w końcu spalają się przez zapasy wodoru.
czerwony olbrzym powstaje, gdy gwiazda, podobnie jak nasze Słońce, spala wszystkie zapasy wodoru i helu. Proces ten może trwać nawet 10 miliardów lat.,
Kiedy gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, zaczyna się rozszerzać i zagęszczać. Następnie zacznie spalać hel do węgla przez kilka milionów lat, aż w końcu Hel się skończy.
gdy skończy się hel, gwiazda nie będzie wystarczająco gęsta, aby utworzyć inne ciężkie pierwiastki, takie jak żelazo, w związku z czym proces fuzji zostanie zatrzymany, a gwiazda zapadnie się na swoim jądrze z powodu grawitacji działającej do wewnątrz.,
dzieje się tak, ponieważ nie ma już Energii Termojądrowej stabilizującej grawitację. Czerwony olbrzym może w końcu stać się białymi karłami, chłodną i niezwykle gęstą gwiazdą, której rozmiary zmniejszają się kilkakrotnie, nawet do wielkości planety.
charakterystyka
czerwony olbrzym osiąga rozmiary około 100 milionów do 1 miliarda kilometrów średnicy, czyli 100 do 1000 razy większe od naszego Słońca.,
ponieważ energia czerwonego olbrzyma rozprzestrzenia się na większym obszarze, temperatura jej powierzchni jest chłodniejsza, osiągając tylko 2200 do 3200 stopni Celsjusza / 4000 do 5800 stopni Fahrenheita, nieco ponad połowę gorącej niż nasze Słońce.
z powodu tej zmiany temperatury gwiazda zaczyna świecić w bardziej czerwonej części widma, co prowadzi do nazwy czerwonego olbrzyma, choć często mają one bardziej pomarańczowy wygląd.
Gwiazdy czerwonych olbrzymów pozostają w tym stadium od kilku tysięcy do 1 miliarda lat., W końcu kończy im się hel w rdzeniach i tym samym fuzja zatrzymuje się.
powoduje to, że gwiazda kurczy się, dopóki nowa powłoka helu nie dotrze do jej jądra. Kiedy Hel się zapali, zewnętrzne warstwy gwiazdy są zdmuchiwane w ogromnych obłokach gazu i pyłu znanych jako mgławice planetarne. Muszle te są znacznie większe i słabsze niż ich Gwiazdy macierzyste.
Ewolucja
czerwone olbrzymy ewoluują z gwiazd ciągu głównego, które mają masy w zakresie od około 0,3 mas Słońca do około 8 mas Słońca. Gwiazdy początkowo tworzą się z zapadających się obłoków molekularnych w ośrodku międzygwiazdowym.,
chmury te zawierają wodór i hel, ze śladowymi ilościami metali, a wszystkie te pierwiastki są równomiernie mieszane w całej gwieździe.
gwiazda osiąga ciąg główny, gdy jądro osiągnie temperaturę wystarczającą do stopienia wodoru i ustanowienia równowagi hydrostatycznej.
w ciągu głównego życia gwiazdy powoli zamienia wodór w jądrze w hel. Życie ciągu głównego Gwiazdy kończy się, gdy prawie wszystkie jej zasoby wodoru w jądrze zostaną połączone.,
gdy zasoby wodoru zostaną wyczerpane, reakcje jądrowe nie będą już kontynuowane i w ten sposób jądro zaczyna kurczyć się z powodu własnej grawitacji.
doprowadza to dodatkowy wodór do strefy, w której temperatura i ciśnienie są wystarczające, aby spowodować wznowienie fuzji w powłoce wokół rdzenia.
spalanie wodoru powoduje sytuację, która została opisana jako zasada zwierciadła, gdy jądro wewnątrz powłoki kurczy się, warstwy gwiazdy na zewnątrz powłoki muszą się rozszerzać.,
ścieżka ewolucyjna, jaką podąża gwiazda w fazie czerwonego olbrzyma, zależy wyłącznie od jej masy. Na przykład, słońce i gwiazdy o masie mniejszej niż 2 masy Słońca, jądro stanie się na tyle gęste, że ciśnienie degeneracji elektronów zapobiegnie jego dalszemu zapadaniu się.
gdy rdzeń ulegnie degeneracji, będzie się grzał, aż osiągnie temperaturę około 108 K, wystarczająco gorącą, aby rozpocząć łączenie Helu z węglem w procesie triple-alpha.,
Kiedy zdegenerowane jądro osiągnie taką temperaturę, całe jądro rozpocznie fuzję helu niemal równocześnie w tzw. błysku helu.
bardziej masywne gwiazdy osiągną 108 K, zanim staną się na tyle gęste, że ulegną degeneracji, więc fuzja helu rozpocznie się znacznie płynniej i nie spowoduje błysku helu.
analogiczny proces zachodzi, gdy centralny Hel zostanie wyczerpany i gwiazda ponownie zapadnie się, powodując stopienie helu w skorupie.,
w tym samym czasie wodór może rozpocząć fuzję w skorupie tuż poza płonącą skorupą helu, która umieszcza gwiazdę w asymptotycznej gałęzi olbrzyma, drugiej fazie czerwonego olbrzyma.
gwiazda, która ma mniej niż 8 mas Słońca, nigdy nie rozpocznie fuzji w swoim zdegenerowanym jądrze. Jednak pod koniec drugiej fazy gwiazda wyrzuci swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną, a jej jądro zostanie odsłonięte, ostatecznie stając się białym karłem.
Położenie
czerwone olbrzymie Gwiazdy rozchodzą się po całym wszechświecie. Niektóre z nich są bardzo blisko nas, podczas gdy inne są niezgłębione daleko., Ale przyjrzyjmy się sławnym czerwonym olbrzymom.
Aldebaran to gwiazda czerwonego olbrzyma znajdująca się w odległości około 65 lat świetlnych od nas. Jest to najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Byka zodiakalnego.
jasność zmienia się nieznacznie między magnitudami 0,75 i 0,95 – jednak nie można tego zaobserwować gołym okiem.
Arcturus-gwiazda typu czerwony olbrzym znajdująca się w odległości około 36,7 lat świetlnych od Słońca. Jest najjaśniejszą gwiazdą w gwiazdozbiorze Boötesa., Jest to również czwarta najjaśniejsza gwiazda na nocnym niebie, a jednocześnie najjaśniejsza na półkuli północnej.
Innym przykładem czerwonego olbrzyma jest Gacrux. Jest to trzecia najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Krzyża Południa. Wszyscy jego gwiezdni sąsiedzi są niebiescy, dlatego Gacrux wyróżnia się czerwonawym kolorem. Znajduje się w odległości 88,6 lat świetlnych od nas.
przyszłość
czerwone olbrzymie Gwiazdy żyją wiele lat i nie musimy się o nie martwić., Jednak za około 5 miliardów lat, czerwony olbrzym pojawi się dość blisko nas.
nasze Słońce stanie się gwiazdą czerwonego olbrzyma. Kiedy to nastąpi, Słońce rozszerzy swoje zewnętrzne warstwy i pochłonie Merkurego, Wenus i ostatecznie ziemię.
Czy wiesz?
- kiedy słońce stanie się czerwonym olbrzymem, jego promień wzrośnie prawie 100 razy do obecnych rozmiarów, a jego temperatura spadnie nawet do 3000 K.,
- w czerwonym olbrzymie Ogromna, chłodna i o niskiej gęstości otoczka wodoru otacza mały, gorący, o wysokiej gęstości rdzeń helu – o gęstości około 1000 ton / m3.
- czerwone olbrzymy są kilkakrotnie jaśniejsze od naszego Słońca ze względu na swoje wielkie rozmiary.
- niektóre czerwone olbrzymy mogą stać się tak duże, że gdybyśmy mieli zastąpić nasze Słońce jednym z nich, mogłyby dotrzeć do orbity Marsa, a nawet poza nią.
Źródła:
- Wikipedia
- Spacja
- Astronomy.swin.edu