En rød kjempe er en gigantisk stjerne med lav eller middels masse (mindre enn 8–9 solmasser ) som, etter å ha konsumert hydrogenet i kjernen under hovedsekvensstadiet , konvertert det til helium ved kjernefysisk fusjon , begynner å brenne hydrogen i en skall rundt den inerte heliumkjernen. Den første effekten av dette er en økning i volumet til stjernen og en avkjøling av overflaten, som er grunnen til at fargen blir rødlig. I den fasen før den røde kjempen, kalles stjernen en underkjempe . Den kan nå en temperatur på 3000-5000 K. På et tidspunkt blestjernens atmosfære når en kritisk minimumstemperaturverdi som den ikke lenger kan synke under, noe som tvinger stjernen til å øke lysstyrken og volumet ved nesten konstant overflatetemperatur (dvs. farge); stjernen sveller til en typisk radius på rundt 100 millioner km: stjernen har dermed blitt en rød kjempe. Gjennom denne prosessen kommer energien som sendes ut av giganten fra det nevnte skallet og fra omdannelsen av gravitasjonsenergi til varme ved virial teoremet .
En rød kjempe er en stjerne som har brukt opp tilførselen av hydrogen i kjernen og har startet termonukleær fusjon av helium i en konvolutt som omgir kjernen. De har radier titalls til hundrevis av ganger større enn solens. Imidlertid har deres ytre skall en lavere temperatur, noe som gir dem en rødoransje fargetone. Til tross for den lavere energitettheten til konvolutten deres, er røde kjemper mye mer lysende enn solen på grunn av deres store størrelse. Stjernene i den røde gigantiske grenen har lysstyrker opptil omtrent tre tusen ganger solens lysstyrker, spektraltyper av K eller M, har overflatetemperaturer på 3 000-4 000 K og radier opp til omtrent 200 ganger solens horisontale er varmere, med et lite spekter av lysstyrker rundt en sollysstyrke på 75. Asymptotiske gigantiske grenstjerner varierer fra lysstyrker som ligner på lysstyrkene til de klareste røde gigantiske grenstjernene, opp til flere ganger sterkest ved slutten av den termiske pulsasjonsfasen.
Blant stjernene i den asymptotiske gigantiske grenen er sene CN- og CR-type karbonstjerner, produsert når karbon og andre elementer transporteres ved konveksjon til overflaten, ofte kalt en mudder. [ 1 ] Den første mudringen skjer under jordskorpebrenning av hydrogen i den røde kjempegrenen, men produserer ikke en stor mengde karbon ved overflaten. Den andre, og noen ganger den tredje, produseres under brenningen av heliumkonvolutten i grenen til asymptotiske kjemper og fremkaller karbon til overflaten i tilstrekkelig massive stjerner.
Stjernelemmet til en rød kjempe er ikke klart definert, i motsetning til det som vises i mange illustrasjoner. Snarere, på grunn av den svært lave massetettheten til konvolutten, mangler slike stjerner en veldefinert fotosfære , og stjernekroppen går gradvis over til en " korona ". [ 2 ] Kjølere røde kjemper har komplekse spektre, med molekylære linjer, emisjonstrekk og noen ganger masere, spesielt fra termisk pulserende AGB-stjerner. [ 3 ] Observasjoner har også gitt bevis for eksistensen av en varm kromosfære over den røde gigantiske fotosfæren, [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] der undersøkelse av oppvarmingsmekanismene for dannelse av kromosfærer krever 3D-simuleringer av røde kjemper . [ 7 ]
Et annet bemerkelsesverdig trekk ved røde kjemper er at, i motsetning til sollignende stjerner, hvis fotosfærer har et stort antall små konveksjonsceller ( solgranulat ), fotosfærene til røde kjemper, så vel som de til røde superkjemper , har de bare noen få store celler, hvis egenskaper forårsaker lysstyrkevariasjonene som er så vanlige i begge typer stjerner. [ 8 ]
I løpet av hovedsekvensstadiet, ettersom termonukleære reaksjoner produserer helium, akkumuleres det i midten av en stjerne på grunn av dens høyere tetthet (tyngre enn hydrogen). Ettersom hydrogenet forbrukes ved å smelte sammen til helium, reduseres det indre trykket ved å nå en kritisk mengde helium (Schoenberg-Chandrasekhar-grensen), og stjernen reagerer ved å komprimere og varmes opp litt mer til det gjør det umulig for det lille gjenværende hydrogenet å sikring i midten. Stjernen skal da ha blitt forgiftet av helium. Med hydrogenet allerede oppbrukt, kan ikke heliumkjernen stoppe stjernens vekt og begynner å komprimeres, noe som utløser stjernens transformasjon til en rød kjempe.
Hvis stjernen har tilstrekkelig lav masse (M < 2,5 solmasser) stopper den degenererte frie elektrongassen delvis kompresjonen. Temperaturen stiger til antennelsespunktet for helium, rundt 100 millioner grader. I stjerner som er mer massive enn den nevnte grensen (M > 2,5 solmasser) skjer denne overgangen jevnt siden gassen knapt har degenerert når kjernen antennes. I stjerner med en masse mellom 0,5 og 2,5 solmasser er kjernen derimot delvis degenerert og forsterker reaksjonene mens temperaturen øker. Den fortsetter slik til den plutselig vender tilbake til det ideelle gassregimet, som produserer et termisk snøskred med en kraftig eksplosjon der energier som kan sammenlignes med en supernova frigjøres , men som ikke setter stjernens integritet i fare siden den største en del av denne energien brukes til å eliminere elektronisk degenerasjon: det er heliumblitsen . [ 9 ] Til slutt, i stjerner med lavere masse (M < 0,5 solmasser), er kjernetemperaturen aldri høy nok til at heliumfusjon kan skje. Utviklingen av disse stjernene er imidlertid så langsom at det ennå ikke har gått tid siden universets dannelse før en isolert stjerne av den massen har utviklet seg til en rød kjempe.
Heliumantennelse avslutter den røde kjempefasen. Selv om denne prosessen er noe voldsom, påvirker den ikke integriteten til stjernen, som vil fortsette i noen få millioner år til i en ny stabil fase med rød grenhøy, ellerermetallisitetenhvisklump hvis metallisiteten er lav, og smelter sammen. det nye drivstoffet. Stjernen går ned igjen i Hertzprung-Russell-diagrammet, men alltid mer lysende og kjøligere enn under hovedsekvensstadiet.
De ytre lagene til røde kjemper er lite gravitasjonsbundet, så massetap er viktig på dette stadiet. I tillegg er den konvektive sonen til gigantene veldig dyp, så sjokkbølgene bidrar til å akselerere stjernevinden enda mer. På den annen side sender disse stjernene ut mye i den infrarøde delen av spekteret, som lider av mye absorpsjon av stjernestøv , som får mer fart og overfører det til gassen. Til slutt, også en større metallisitet (som innebærer en større opasitet ) forårsaker større utstøting av materie. Det kumulative massetapet mellom den røde kjempefasen og den asymptotiske kjempefasen er estimert til å være mellom 40 og 60 % av den opprinnelige totale massen til stjernen.
Denne lave tettheten av deres ytre skall betyr også at de er stjerner som mangler et veldefinert lem (dvs. fotosfære ). I stedet forvandles kroppen til stjernen veldig gradvis til en korona når den beveger seg bort fra sentrum.
Det er også bemerkelsesverdig at, i motsetning til det som skjer i små stjerner som vår sol, hvor det er mange konveksjonsceller ( solgranulat ), har en rød kjempe bare et lite antall av dem - men store -, og vurderer denne funksjonen som dens lysstyrke. variasjoner. [ 8 ]
Når stjernen utvider seg, strekker den konvektive sonen seg fra et område hvor hydrogen delvis er blitt omarbeidet til helium til de ytre lagene, slik at opparbeidet materiale føres til overflaten. Denne endringen i overflatemengde er potensielt observerbar, og manifesterer seg som en forskjell med overflatemengdene til hovedsekvensstjerner med samme opprinnelige metallisitet .
Til slutt skal det bemerkes at beskrivelsen av en rød kjempe som dukker opp her er relativt moderne. Opprinnelig, da de forskjellige prosessene som skjedde i de senere fasene av en stjernes liv fortsatt ikke var fullt ut forstått, omfattet begrepet rød kjempe også de senere fasene av rød bunting / horisontal gren og asymptotisk kjempe . Hva er fortsatt sant hvis vi i stedet for å snakke om evolusjonsfaser holder oss til lysstyrkeklassene til MKK-systemet , alle disse stjernene er av lysstyrkeklasse III, det vil si kjemper.
Se også: Stellar evolusjonSelv om det vanligvis antas at omdannelsen av en stjerne til en rød gigant vil gjøre planetsystemet , hvis det eksisterer, ubeboelig, tyder noen studier på at mens stjernen utvikler seg til å bli den typen stjerne, kan den huse en beboelig sone , som for eksempel en stjerne med massen til solen - vil strekke seg mellom 2 og 9 astronomiske enheter av stjernen, vare flere milliarder år på korteste avstand og 100 millioner år på den største, kanskje nok tid til at liv kan utvikle seg på en passende planet for den på den avstanden. Når stjernen forlater den røde kjempefasen, mens den smelter sammen helium i kjernen som en horisontal gren/rød stjerne som smelter sammen helium i kjernen, er det ytterligere en milliard ekstra år med beboelighet i en stripe mellom 7 og 22 astronomiske enheter - også for en stjerne med massen til solen-. [ 10 ]
Senere studier viser imidlertid at for en stjerne med en masse som ligner Solens, synker varigheten av de beboelige sonene til 100 millioner år i avstanden til Mars og 210 millioner år i avstanden til Saturn (og enda mindre for stjerner mer massive enn vår stjerne); Men i stjerner som er mindre massive enn dette, kan den beboelige sonen vare i flere milliarder år. [ 11 ]
Fra juni 2014 har femti gigantiske planeter blitt oppdaget rundt gigantiske stjerner. Disse gigantiske planetene er imidlertid mer massive enn de gigantiske planetene som finnes rundt typestjerner som vår sol. Dette kan skyldes at gigantiske stjerner er mer massive enn solen (mindre massive stjerner vil fortsatt være i hovedsekvensen ). Og de vil ikke har blitt giganter ennå) og mer massive stjerner forventes å ha mer massive planeter. Massene til planetene som er funnet rundt kjempestjernene tilsvarer imidlertid ikke massene til stjernene; derfor kan planetene vokse i masse under stjernenes røde kjempefase. Veksten i massen til planetene kan delvis skyldes stjernevindtilvekst, selv om en mye større effekt ville være Roche -lobssøl som forårsaker masseoverføring fra stjerne til planet når den gigantiske stjernen utvider seg til planetens baneavstand. [ 12 ]
Mange av de kjente klare stjernene er røde kjemper, fordi de er lysende og moderat vanlige. Den asymptotiske gigantiske grenvariable stjernen Gamma Crucis er den nærmeste kjempestjernen i M-klassen innen 88 lysår . [ 13 ] Den røde gigantiske grenstjernen K0 Arcturus er 36 lysår unna. [ 14 ]
Avhengig av modellene som brukes til å studere dens fremtidige utvikling, anslås det at innen 5000-6000 [ 16 ] [ 17 ] millioner år vil solen , etter å ha smeltet sammen alt hydrogenet i kjernen, forvandle seg til en rød gigant, prosess som vil ta omtrent 600 millioner år. [ 17 ] I prosessen vil det oppsluke Merkur , Venus , og sannsynligvis også Jorden og til og med Mars og en del av asteroidebeltet kort tid før den når sin maksimale størrelse og lysstyrke , ]18[]16[ [ 16 ]
Se også: Søn