Punainen jättiläinen

Punaiset jättiläiset  ovat tähtiä, joille on tunnusomaista myöhäiset spektrityypit ja suuret koot ja valovoimat, ja ne ovat siten Hertzsprung-Russell-kaavion oikeassa yläkulmassa . Niillä on pidennetyt, harvat kuoret ja ne luovat voimakkaan tähtituulten , ja niissä on usein vaihtelua . Tällaisten tähtien säteet ovat 10-200 R ⊙ , niiden kirkkaus on 10 2 - 10 4 L ⊙ , ja niiden lämpötilat ovat 3000-5000 K .

Pääsarjan jälkeisen evoluution aikana tähdistä, joiden massa on pieni ja keskikokoinen, tulee punaisia ​​jättiläisiä: ensin ne putoavat punaiselle jättiläisoksalle , sieltä poistuttuaan ne sulautuvat punaiseen tiivistymiseen , jäljelle jäävät punaiset jättiläiset tai lakkaavat olemasta sellaisia, siirtyvät vaakasuora haara ja sininen silmukka . Sitten tähdet muuttuvat jälleen punaisiksi jättiläisiksi, jotka siirtyvät asymptoottiseen jättiläishaaraan . Sen jälkeen punaiset jättiläiset vuodattavat kuorensa ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi . Punaisen jättiläisen vaiheen kokonaiskesto on enintään 10 % tähden elinajasta, kun taas tähdistä, joiden massa on 0,2 M ⊙ - 10 M ⊙ , tulee punaisia ​​jättiläisiä .

Ominaisuudet

Punaiset jättiläiset ovat tähtiä myöhäisistä spektriluokista : K ja M, ja alhaiset lämpötilat - 3000-5000 K , joten ne säteilevät pääasiassa punaisessa ja infrapunavalossa . Samaan aikaan punaisilla jättiläisillä on suuret säteet - alueella noin 10-200 R ⊙ ja sen seurauksena korkeat valovoimat - 10 2 - 10 4 L ⊙ [1] , ja niiden absoluuttiset suuruudet ovat pääasiassa alue 0 m - -3 m [2] . Punaiset jättiläiset ovat valoisuusluokkaa III ja ne ovat Hertzsprung-Russell-kaavion oikeassa yläkulmassa . Evoluution aikana (katso alla ) tähdistä, joiden massa on vähintään 0,2 M ⊙ [3] ja enintään 10 M ⊙ [4], tulee punaisia ​​jättiläisiä .

Punaisten jättiläisten sisäinen rakenne vaihtelee riippuen niiden evoluutiovaiheesta (katso alla ), mutta joka tapauksessa vety on jo loppunut niiden ytimistä ja vedyn ydinpoltto tapahtuu kerroslähteessä. Ydin koostuu ensin heliumista ja on inertti, sitten siinä alkaa heliumin palaminen , jonka aikana syntetisoidaan hiili ja happi . Kun helium loppuu, punaisen jättiläisen ydin muuttuu jälleen inertiksi ja koostuu hiilestä ja hapesta [4] . Punaisten jättiläisten kuoret ovat konvektiivisia , ja joissain tapauksissa konvektio pystyy kuljettamaan sisällä syntetisoituja alkuaineita tähden pintaan, mikä voi johtaa poikkeamiin kemiallisessa koostumuksessa [2] .

Punaisten jättiläisten ulkokerrokset ovat laajentuneita ja erittäin harvinaisia ​​[ g/cm-3-10-4keskimääräinen tiheys on noin 10tähtien,1] 5 g/cm 3 [6] . Punaisille jättiläisille on ominaista voimakas tähtituuli  – loppuvaiheessa massahäviö voi nousta 10 −4 M ⊙ vuodessa [7] . Usein punaisilla jättiläisillä on erityyppistä vaihtelua , mukaan lukien suuren amplitudin omaavat, erityisesti kirkkaimmissa: ne voivat olla miridejä , puolisäännöllisiä muuttujia ja muun tyyppisiä muuttujia [4] [8] [9] .

Punaisia ​​jättiläisiä pidetään usein yhdessä punaisten superjättien kanssa : jälkimmäiset ovat suurempia ja kirkkaampia, mutta molemmat kuuluvat myöhäisiin spektriluokkiin ja niiden spektrissä havaitaan molekyylien absorptiovyöhykkeitä. Punaisilla jättiläisillä ja superjättiläisillä on erittäin tiheät pienet ytimet ja harvinaistuneet konvektiiviset kuoret [2] [4] .

Punaisten jättiläisten osuus tähtien joukossa on pieni - punaisiksi jättiläisiksi muuttuvilla tähdillä tämä kehitysvaihe kestää enintään 10 % niiden elämästä [2] [10] , mutta suuren kirkkautensa vuoksi ne näkyvät suurilta etäisyyksiltä , ja paljaalla silmällä näkyvien tähtien joukossa niiden osuus on noin 10 % [9] [11] [12] . Punaisia ​​jättiläisiä ovat esimerkiksi Arcturus ja Aldebaran [13] [4] .

Evoluutio

Tähdet, joiden massa on yli 0,2 M⊙ ja joiden ytimessä vedyn heliumin termoydinfuusio on lakannut , poistuvat pääsekvenssistä ja siirtyvät alijättihaaraan laajentuen ja jäähtyen [ 3] . Tässä vaiheessa heliumin synteesi tapahtuu kerroksellisessa lähteessä - kuoressa inertin heliumytimen ympärillä. Jos tähden massa on alle 10 M ⊙ , se alkaa kirkastua ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi [4] [7] .

Energian vapautumisen lisääntyessä tähden kirkkauden tulisi kasvaa, joten joko fotosfäärin lämpötilan tai sen säteen tulisi kasvaa. Mekanismia, jolla tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi, ei ole tarkkaan tiedossa, mutta sille on välttämättömät olosuhteet: huomattava ero ytimen ja kuorien kemiallisessa koostumuksessa sekä optisen paksuuden kasvu. fotosfäärin lämpötilan noustessa. Tähden fotosfäärin tulee sijaita alueella, jossa optinen paksuus on pieni, ja jos tämä indikaattori kasvaa lämpötilan mukana, fotosfääri siirtyy alhaisemman lämpötilan alueelle [3] .

Tähdille , joiden massa on alle 0,2 M⊙ , nämä ehdot eivät täyty: niillä ei ole kovin korkea lämpötila, jossa läpinäkyvyys ei kasva sen kasvun myötä, ja ne ovat täysin konvektiivisia ja pysyvät kemiallisesti homogeenisina, joten ne eivät punastu jättiläiset [3] . Kun tähden massa on yli 10 M⊙ , se muuttuu superjättiläiseksi , koska sellaisella massalla heliumin palaminen tähden ytimessä alkaa ennen kuin tähdestä tulee punainen jättiläinen. Sen jatkokehitys etenee eri tavalla, tähdestä tulee kirkkaampi ja suurempi, joten jäähtyessään ja laajeneessaan massiivisimmista tähdistä ei tule punaisia ​​jättiläisiä, vaan punaisia ​​superjättiläisiä [4] [14] .

Auringosta tulee punainen jättiläinen 7,1 miljardin vuoden kuluttua - 11,6 miljardin vuoden iässä. Tämän vaiheen alussa sen säde on 2,3 R ⊙ , valoisuus 2,7 L ⊙ ja pintalämpötila noin 4900 K [15] .

Punainen jättiläinen haara

Aluksi punaiset jättiläiset kuuluvat punaiseen jättiläiseen  - ne syntetisoivat heliumia kerroslähteessä, ja niiden ydin on inertti ja koostuu heliumista, mutta toisin kuin alijättiläisillä, niillä on pidennetty konvektiivinen kuori . Suuren ja pienen massan punaisen jättiläishaaran tähtien välillä on laadullinen ero: kun tähtimassa on yli 2,3 M ⊙ , heliumin ydin on tilassa, joka on lähellä ihannetta ja pienemmällä massalla, käy ilmi. olla rappeutunut . Tämä ero vaikuttaa siihen, kuinka tarkalleen tähden oleskelu punaisella jättiläishaaralla päättyy [16] [17] [18] .

Kun tähti on punaisella jättiläishaaralla, sen säde, kirkkaus ja ydinmassa kasvavat, kun taas sen lämpötila laskee hieman. Hertzsprung - Russell-kaaviossa tähti liikkuu lähes pystysuunnassa ylöspäin, ja suurten valovoimakkuuksien alue ohittaa melko nopeasti: esimerkiksi 600 miljoonasta vuodesta, jonka se viettää punaisella jättiläishaaralla , aurinko tarvitsee noin 450 miljoonaa vuotta. nostaa sen kirkkautta 17 litraan ⊙ . Jäljellä olevien 150 miljoonan vuoden aikana Auringon kirkkaus kasvaa arvoon 2350 L ⊙ , säde saavuttaa 166 R⊙ ja lämpötila laskee 3100 K : iin . Sen massa on 0,72 M ⊙  - päämassan menetys tapahtuu lähempänä tämän vaiheen loppua. Tähän mennessä Aurinko on niellyt Merkuriuksen [15] [18] [6] .

Tähden läsnäolon punaisella jättiläishaaralla keskeyttää heliumin palamisen alkaminen ytimessä, johon liittyy tähden koon ja valoisuuden pieneneminen ja pintalämpötilan nousu. Jos tähden ydin ei ole rappeutunut, mikä pätee yli 2,3 M ⊙ tähdille , helium syttyy vähitellen ja tähti siirtyy siniseen silmukkaan . Jos tähden massa on alle 2,3 M ⊙ , ydin on rappeutunut ja helium syttyy räjähdysmäisesti - tapahtuu heliumin välähdys ja tähti siirtyy nopeasti vaakasuoraan haaraan tai sen alhaisen lämpötilan alueelle - punaiseen klusteriin [ 17] [18] [6] . Lisäksi joidenkin mallien mukaan on olemassa joukko pieniä massoja, joissa tähti siirtyy punaiselle jättiläishaaralle, mutta se ei ole tarpeeksi massiivinen, jotta siinä tapahtuisi heliumleima. Tällaiset tähdet irrottavat jossain vaiheessa ulkokuorensa ja jättävät jälkeensä heliumin valkoisen kääpiön [3] [19] .

Punainen kondensaatio

Tähdet, joiden ytimessä on välähtänyt helium , putoavat vaakasuoralle haaralle . Siinä erottuu alhaisimman lämpötilan alue - punainen tähtijoukko , jolle laskeudun väestön tähdet, suhteellisen pienellä iällä ja korkealla metallisuudella . Punaisten tähtien lämpötilat ovat noin 5000 K ja niiden spektrityypit ovat G8-K0, ja niitä kutsutaan myös punaisiksi jättiläisiksi [17] [20] [21] .

Punaiset kondensaatiotähdet tukevat heliumin palamista ytimessä, kunnes se loppuu, minkä jälkeen tähti alkaa laajentua, jäähtyy ja siirtyy asymptoottiseen jättimäiseen haaraan . Auringon vaakahaaralla viipymisaika on noin 100 miljoonaa vuotta, ja tänä aikana sen ulkoiset ominaisuudet eivät käytännössä muutu: valoisuus on noin 44 L ⊙ , säde 10 R ⊙ ja lämpötila on noin 4700 K. Tämän vaiheen massa ei myöskään käytännössä pienene [15] [17] .

Jättiläisten asymptoottinen haara

Kun tähden ytimestä loppuu helium, heliumin palaminen jatkuu ytimen ympärillä olevassa kuoressa, joka on muuttunut inertiksi ja koostuu hiilestä ja hapesta . Tähti laajenee ja jäähtyy ja muuttuu jälleen punaiseksi jättiläiseksi, jos se on lakannut olemasta sellainen. Nämä prosessit ovat samanlaisia ​​kuin tähdissä punaisella jättiläishaaralla, ja evoluutiovaihetta kutsutaan asymptoottiseksi jättiläishaaroksi . Tähdet, joiden massa on vähintään 0,5 M ⊙ [16] [17] [22] saavuttavat sen .

Jonkin aikaa hiljaisen evoluution jälkeen - jättiläisten varhainen asymptoottinen haara - massiivisimmilla tähdillä, joiden massat ovat 8-10 M ⊙ , on hiilen räjähdys , jossa alkaa hiilen ydinpalaminen ja jonka jälkeen, jos ne eivät räjähdä supernovana , ne kehittyvät superjättiläisiksi [23] [24] [25] .

Vähemmän massiivisissa tähdissä kerroslähteen helium loppuu ensin ja heliumin palaminen lakkaa, mutta kerääntyy sitten uudelleen vedyn palamisen seurauksena. Kun heliumia kertyy riittävästi, heliumlevyn välähdys tapahtuu . Tämä prosessi toistetaan monta kertaa, kun tähden säde ja kirkkaus vaihtelevat, havaitaan voimakas tähtituuli , ja aineen poistuessa tähden sisältä pintaan siitä voi tulla hiilitähti . Tätä vaihetta kutsutaan termisten pulsaatioiden vaiheeksi [26] .

Auringon varhaisen asymptoottisen jättihaaran vaihe kestää 20 miljoonaa vuotta. Sen lopussa Auringon massa laskee 0,59 M⊙ : iin ja lämpötila laskee 3150 K :iin . Säde kasvaa noin 130 R ⊙ ja valoisuus 2000 L ⊙ . Lämpöpulsaatiovaiheessa Aurinko viettää vain 400 tuhatta vuotta, jona aikana Auringon massa pienenee 0,54 M ⊙ , sen säde vaihtelee välillä 50-200 R ⊙ ja valoisuus - 500 - 5000 L ⊙ . Auringon enimmäissäde on tässä tapauksessa 0,99 AU. , joka on suurempi kuin nykyaikainen Venuksen kiertorata , mutta Auringon massa menetyksen vuoksi Venus siirtyy siihen mennessä kaukaisemmalle kiertoradalle ja välttää absorption tähden [15] .

Aikaa, jonka tähti viettää lämpöpulsaatiovaiheessa, rajoittaa vetykuoren massa, joka pienenee vähitellen voimakkaan tähtituulen ja vedyn palamisen seurauksena kerroslähteessä. Kun vetyä on jäljellä liian vähän, heliumin fuusio pysähtyy, vedyn ja heliumin kuoret alkavat kutistua nopeasti ja tähti jättää asymptoottisen jättimäisen haaran. Samaan aikaan tähden pinnan lämpötila nousee, kun taas valoisuus pysyy lähes vakiona. Tähdestä ja sen sinkoamasta aineesta tulee protoplanetaarinen sumu ja sitten planetaarinen sumu , joka lopulta hajoaa ja punaisesta jättiläisestä jää jäljelle valkoinen kääpiö [27] [28] .

Opiskeluhistoria

Termi "punainen jättiläinen" syntyi, kun 1900-luvun alussa Einar Hertzsprung havaitsi, että saman spektrityypin tähdillä voi olla erilainen kirkkaus, ja tämä ero on erityisen voimakas myöhäisissä spektrityypeissä [29] [30] . Samaan aikaan punaisen jättiläisen alaryhmät löydettiin myöhemmin: vuoteen 1952 mennessä löydettiin vaakasuora haara [31] [32] , ja sitten asymptoottinen jättiläinen haara ja punainen jättiläinen haara erotettiin Halton Arpin vuoden 1955 paperissa [33] [ 34] [35] .

Samaan aikaan kehittyi myös teoria tähtien rakenteesta ja kehityksestä . Vuonna 1954 Allan Sandage totesi, että tähdistä tulee punaisia ​​jättiläisiä pääsekvenssin jälkeen [36] , minkä jälkeen evoluutiomalleja kehitettiin ja täydennettiin vähitellen [37] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Punainen jättiläinen . Astronetin sanasto . Haettu 19. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. toukokuuta 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L. R. Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset . Astronetti . Haettu 22. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. toukokuuta 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1. kesäkuuta (osa 482). - s. 420-432. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Yungelson L. R. Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 18. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 18. toukokuuta 2021.
  5. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (eng.) 73. Cambridge University Press . Haettu 19. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010.
  6. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399-400.
  7. ↑ 1 2 Darling D. Tähtien evoluutio . Internret Encyclopedia of Science . Haettu 20. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021.
  8. ↑ Kiss LL, Bedding TR Punaiset muuttujat OGLE-II-tietokannassa - I. Pulsaatiot ja jakso-luminositeettisuhteet Suuren Magellanin pilven punaisen jättimäisen haaran kärjen alapuolella  // Monthly  Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2003. - 1. elokuuta (nide 343). - P. L79-L83. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x .
  9. ↑ 1 2 Darling D. Punainen jättiläinen . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 18. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. helmikuuta 2017.
  10. ↑ Punaiset jättiläiset tähdet . Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 22. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. tammikuuta 2021.
  11. ↑ Percy JR, Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry GW Punaisten jättiläisten fotometrinen vaihtelu  //  The Biggest, Baddest, Coolest Stars ASP Conference Series. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2009. - 1. syyskuuta (nide 412). - s. 179.
  12. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 216.
  13. ↑ Surdin, 2015 , s. 153.
  14. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 174.
  15. ↑ 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd A.I., Kraemer K.E. Our Sun. III. Nykyisyys ja tulevaisuus  // Astrophysical  Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. marraskuuta (osa 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. helmikuuta 2008.
  16. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 159.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , s. 249-250.
  18. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 141-148.
  19. ↑ Adams FC, Graves GJM, Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence  // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  . - Meksiko: Instituto de Astronomía, 2004. - 1. joulukuuta (osa 22). — s. 46–49. — ISSN 0185-1101 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2013.
  20. ↑ Plewa P. Gaia and the Red Clump  . Astrobiitit (30. marraskuuta 2017). Haettu 21. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. toukokuuta 2021.
  21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 163-167, 305.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 187.
  23. ↑ Surdin, 2015 , s. 154-159.
  24. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189.
  26. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189, 195-197.
  27. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 195-198.
  28. ↑ Davis CJ, Smith MD, Gledhill TM, Varricatt WP Protoplanetaaristen sumujen lähi-infrapuna-echellispektroskopia: nopean tuulen tutkiminen H2:ssa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2005. - 1. kesäkuuta (osa 360). - s. 104-118. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  29. ↑ Tähtitiede – astrofysiikan  nousu . Encyclopedia Britannica . Haettu 22. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 10. toukokuuta 2015.
  30. ↑ Russell HN "Jättiläinen" ja "kääpiö" tähdet  (eng.)  // The Observatory . - L .: Royal Astronomical Society , 1913. - 1. elokuuta (nide 36). - s. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. maaliskuuta 2019.
  31. ↑ Arp HC , Baum WA, Sandage AR Palloklustereiden M 92 ja M 3 HR-kaaviot.  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1952. - 1. huhtikuuta (osa 57). - s. 4-5. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/106674 .
  32. ↑ Sandage AR Väri-magnitudidiagrammi pallomaiselle joukolle M 3.  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1953. - Voi. 58.—s. 61–75. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/106822 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. tammikuuta 2016.
  33. ↑ Arp HC , Johnson HL The Globular Cluster M13.  (englanti)  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - 1. heinäkuuta (osa 122). - s. 171. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146065 .
  34. ↑ Sandage AR , Katem B., Kristian J. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - 1. elokuuta (osa 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  35. ↑ Simoda M., Tanikawa K. M5 pallomaisen klusterin jättiläismäisistä, asymptoottisista ja vaakahaaroista  // Japanin tähtitieteellinen seuran julkaisut [  . - Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. - Voi. 22. - s. 143. - ISSN 0004-6264 .
  36. ↑ Tähtitieteen historia . Tähtitiede . SI Vavilov Venäjän tiedeakatemian luonnontieteen ja tekniikan historian instituutti . Haettu 22. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020.
  37. ↑ Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. Århusin punaisten jättiläisten haaste. I. Tähtirakenteet punaisen jättiläisen haaravaiheessa  // Astronomy and Astrophysics  . - Paris: EDP Sciences , 2020. - 1. maaliskuuta (osa 635). — P.A164. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935843 .

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa