viktiga fakta & sammanfattning
- en röd jättestjärnas utseende är vanligtvis från gul-orange till röd, inklusive spektraltyperna K och M, men också s-klassstjärnor och kolstjärnor.
- en röd jättestjärna är en döende stjärna i de sista stadierna av sin stjärnutveckling.
- röda jättestjärnor är vanligtvis resultatet av låga och mellanliggande massa huvudsekvens stjärnor på cirka 0,5 till 5 solmassor.
- röda jättestjärnor skiljer sig åt på ett sätt som de genererar energi.,
- de flesta av de välkända ljusa stjärnorna är röda jättar, på grund av deras ljusstyrka och eftersom de är måttligt vanliga.
- röda jättestjärnor utför inte längre kärnfusion mellan helium och väte i sina kärnor och därmed värmer de upp och expanderar flera gånger sin tidigare storlek.
- alla stjärnor dör när de bränner upp allt sitt bränsle och det finns inget mer tryck för att hålla gravitationen driver mot sina centra.
- röda jättestjärnor är mellan 100 till 1.000 gånger mer lysande än vår sol.
- de flesta röda jättestjärnor lever upp till cirka 0,1 till 2 miljarder år.,
- röda jättestjärnor är mycket mindre och mycket mindre massiva än röda superjätte stjärnor.
- några kända röda jättestjärnor är Aldebaran och Arcturus.
- vår egen stjärna, solen, kommer så småningom att bli en röd jättestjärna och expandera flera gånger sin nuvarande diameter.
- en av de största röda jättarna som någonsin upptäckts är VY Canis Majoris, som är runt 1,400 gånger större än vår sol.
- vissa röda jättar har planeter som kretsar kring dem. Det teoretiseras att röda jättar kan ha en stabil beboelig zon, så att livet förmodligen kan utvecklas på planeter.,
- jorden kommer så småningom att konsumeras av en röd jätte, vår sol.
bildning
majoriteten av stjärnorna i universum är huvudserien stjärnor-de är stjärnor som fortfarande omvandlar väte till helium genom kärnfusion. Huvudsekvensen stjärnor har en massa mellan en tredjedel till åtta gånger solens, och de så småningom bränna genom sina väte leveranser.
en röd jättestjärna bildas när en stjärna, som vår sol, bränner all sin väte-och heliumförsörjning. Denna process kan ta upp till 10 miljarder år.,
När en stjärna blir en röd jätte börjar den expandera och bli tätare. Det kommer sedan att börja bränna helium till kol i ett par miljoner år tills helium slutligen tar slut.
När helium tar slut kommer stjärnan inte att vara tät nog för att bilda andra tunga element som järn, så fusionsprocessen kommer att sluta, och stjärnan kommer att kollapsa på sin kärna på grund av inåtverkande gravitation.,
detta händer eftersom det inte längre finns någon fusionsenergi för att stabilisera gravitationen. Röd jätte kan så småningom bli vita dvärgar, en cool och extremt tät stjärna, med sin storlek krympt flera gånger, till en planet jämn.
egenskaper
en röd jättestjärna når storlekar på cirka 100 miljoner till 1 miljard kilometer / 62 miljoner till 621 miljoner miles i diameter, eller 100 till 1,000 gånger storleken på vår sol.,
eftersom en röd jättestjärnas energi sprider sig över ett större område är dess yttemperaturer svalare och når endast 2 200 till 3 200 grader Celsius / 4 000 till 5 800 grader Fahrenheit, lite över hälften så varmt som vår sol.
på grund av denna temperaturförändring börjar stjärnan att lysa i den rödare delen av spektrumet, vilket leder till namnet red giant, även om de ofta är mer orange i utseende.
röda jättar stjärnor kvar i detta skede från några tusen till 1 miljard år., De slut så småningom av helium i sina kärnor och därmed fusion stannar.
detta gör att stjärnan krymper tills ett nytt heliumskal når sin kärna. När heliumet antänds blåses stjärnans yttre lager av i stora moln av gas och stoft som kallas planetariska nebulosor. Dessa skal är mycket större och svagare än sina moderstjärnor.
Evolution
röda jättar utvecklas ur huvudserien stjärnor som har massor i intervallet från cirka 0,3 solmassor till cirka 8 solmassor. Stjärnor bildas ursprungligen från kollapsande molekylära moln i det interstellära mediet.,
dessa moln innehåller väte och helium, med spårmängder av metaller, och alla dessa element blandas jämnt i hela stjärnan.
stjärnan når huvudserien när kärnan når en temperatur som är tillräckligt hög för att börja smälta väte och etablerar hydrostatisk jämvikt.
över en stjärnas huvudsakliga sekvensliv, omvandlar den långsamt väte i kärnan till helium. En stjärnans huvudsakliga sekvensliv slutar när nästan alla dess väte leveranser i kärnan har smält.,
När vätgastillförseln är uttömd kan kärnreaktionerna inte längre fortsätta och kärnan börjar därför komma i kontakt på grund av sin egen gravitation.
detta ger ytterligare väte i en zon där temperaturen och trycket är tillräckliga för att få fusion att återupptas i ett skal runt kärnan.
vätgasförbränningsskalet resulterar i en situation som har beskrivits som spegelprincipen, när kärnan i skalet kontraherar, måste lagren av stjärnan utanför skalet expandera.,
den evolutionära vägen som stjärnan tar när den rör sig längs den röda jättefasen beror enbart på dess massa. Till exempel, Solen och stjärnorna på mindre än 2 solmassor, kommer kärnan att bli tät nog att elektrondegenerationstrycket kommer att förhindra att det kollapsar ytterligare.
När kärnan är degenererad fortsätter den att värma tills den når en temperatur på ungefär 108 K, tillräckligt varm för att börja smälta helium till kol via triple-alpha-processen.,
När den degenererade kärnan når denna temperatur börjar hela kärnan heliumfusion nästan samtidigt i en så kallad heliumblixt.
mer massiva stjärnor kommer att ha sina kollapsande kärnor nå 108 K innan det är tätt nog att degenerera, så helium fusion kommer att börja mycket smidigare och kommer inte att producera en heliumblixt.
en analog process uppstår när det centrala heliumet är uttömt och stjärnan kollapsar igen, vilket gör att helium i ett skal börjar smälta.,
samtidigt kan väte börja fusion i ett skal strax utanför det brinnande heliumskalet, vilket sätter stjärnan på den asymptotiska jättegrenen, en andra röd jättefas.
en stjärna som har färre än 8 solmassor kommer aldrig att starta fusion i sin degenererade kärna. Men i slutet av sin andra fas kommer stjärnan att mata ut sina yttre lager, bilda en planetarisk nebulosa och ha sin kärna exponerad och slutligen bli en vit dvärg.
plats
röda jättestjärnor sprids över universum. Några av dem är mycket nära oss medan andra är outgrundliga långt borta., Men låt oss ta en titt på några kända röda jättestjärnor.
Aldebaran är en röd jättestjärna belägen på cirka 65 ljusår från oss. Det är den ljusaste stjärnan i zodiakkonstellationen av Taurus, den himmelska tjuren.
det varierar något i ljusstyrka mellan magnituder 0,75 och 0,95 – detta kan dock inte observeras med blotta ögat.
Arcturus är en röd jättestjärna belägen runt 36,7 ljusår från solen. Det är den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Björn., Det är också den fjärde ljusaste stjärnan på natthimlen, men den ljusaste på norra halvklotet.
ett annat exempel på en röd jätte är Gacrux. Det är den tredje ljusaste stjärnan i södra Korsasterismen. Alla sina stjärngrannar är blåa, så Gacrux sticker ut med sin rödaktiga färg. Det ligger på 88,6 ljusår från oss.
framtiden
röda jättestjärnor lever i många år, och vi behöver inte oroa oss för dem., Om cirka 5 miljarder år kommer dock en röd jätte att dyka upp ganska nära oss.
vår sol blir faktiskt en röd jättestjärna. När detta kommer att hända kommer solen att expandera sina yttre lager och konsumera Kvicksilver, Venus och så småningom jorden.
visste du?
- när solen kommer att bli en röd jätte, kommer dess radie att öka till nästan 100 gånger sin nuvarande storlek, och dess temperaturer kommer att sjunka så lågt som 3,000 K.,
- i en röd jätte, ett stort, coolt och lågdensitetsvätehölje omsluter en liten, varm, högdensitetsheliumkärna-med en densitet på cirka 1000 ton / m3.
- röda jättar är flera gånger mer lysande än vår sol på grund av deras stora storlek.
- vissa röda jättar kan bli så stora, att om vi skulle ersätta vår sol med en av dem, kunde de nå Mars bana, och även bortom.
källor:
- Wikipedia
- Utrymme
- Astronomy.swin.edu