Červená obří hvězda nebo červená obří hvězda je jasná hvězda s nízkou nebo střední hmotnosti, která promění v obří hvězdy během pozdní fázi jejího hvězdného vývoje . Hvězda se tak zvětší, což způsobí pokles její povrchové teploty a následně způsobí její zčervenání. Mezi červené obry patří spektrální typy K a M, ale také hvězdy typu S a většina uhlíkových hvězd .
Obří červený byly identifikovány na počátku XX th století, kdy se použití schématu Hertzsprung-Russell (HR) vyšly najevo, že existují dva odlišné typy nízkoteplotních hvězd s velmi různých velikostech: trpaslík, nyní oficiálně označovány jako hvězdy hlavní sekvence a obři.
Termín „ větev červených gigantů “ (RGB) se začal používat ve 40. a 50. letech jako obecný termín pro označení oblasti červeného obra v diagramu Hertzsprung - Russell.
Na konci 60. let dostal název Asymptotic Branch of the Giants (AGB) větev hvězd, která byla o něco jasnější a labilnější než většina červených gigantů. Často jde o proměnné hvězdy s vysokou amplitudou, jako je Mira .
Hertzsprung-Russellův diagram
Spektrální typ
Hnědí trpaslíci
Bílé trpaslíky
Sub-trpaslíci
Hlavní sekvence („trpaslíci“) Sub-obři Obři Obří jasné hvězdy Superobr Hyperobří Absolutní velikost (M V ) |
Červený obr je hvězda s 0,3 až 8 slunečními hmotami ( ), která vyčerpala přísun vodíku ve svém jádru (in) a zahájila termonukleární fúzi vodíku ve skořápce obklopující jádro. Tito obři mají paprsky v rozmezí od desítek až stovek časů , které Slunce ( ). Jejich vnější plášť je však chladnější než jejich jádro, což jim dává vrchol emisivity umístěný v červenooranžovém odstínu. Navzdory nižší hustotě energie v jejich obálce jsou červení obři díky své velké velikosti mnohem jasnější než Slunce.
Na rozdíl od jejich vyobrazení na mnoha ilustracích není ztmavení středních okrajů červených gigantů jasně definováno. Vzhledem k velmi nízké hmotnostní hustotě obálky tedy tyto hvězdy nemají přesně definovanou fotosféru . Na rozdíl od Slunce, jehož fotosféra je tvořena množstvím granulí ; že photospheres červených obrů, stejně jako ty z červených supergiants, bude mít jen několik velkých buněk. To by bylo příčinou variací svítivosti společné pro oba typy hvězd.
Červené obry jsou rozděleny do kategorií podle způsobu, jakým generují energii:
Hvězdy větve rudých obrů mají svítivost až téměř tři tisícekrát větší než Slunce ( ). Jsou to spektrální typy K nebo M, mají povrchové teploty v rozmezí od 3000 do 4000 Kelvinů a paprsky mají až 200krát vyšší teplotu než Slunce ( ).
Hvězdy na vodorovné větvi jsou teplejší a většina z nich má jasnost kolem 75 .
Hvězdy v asymptotické větvi obrů mají podobnou svítivost jako nejjasnější hvězdy ve větvi červených obrů, ale na konci fáze tepelného pulzu mohou být několikrát jasnější .
Uhlíkové hvězdy typu CN a CR, které jsou součástí asymptotické větve obrů, se vytvářejí, když jsou molekuly uhlíku a uhlíku konvekcí přesunuty na povrch během bagrování . Hvězda tak může projít fází bagrování až třikrát.
K prvnímu bagrování dochází při spalování vrstev vodíku na obrovské červené větvi. Působením konvekčního míchání se sníží poměry 12 C / 13 C a C / N a sníží se povrchové množství lithia a berylia . Toto první bagrování nepřináší na povrch velké množství uhlíku.
K druhému bagrování dochází u hvězd 4 až 8 . Když fúze helia končí v jádru, konvekce mísí produkty cyklu CNO . Ke třetímu bagrování dochází poté, co hvězda vstoupí do asymptotické větve obrů a nastane záblesk helia . Konvekce vytvořená fúzí vodíku ve vrstvě způsobí, že hélium, uhlík a produkty procesu stoupají na povrch . Po tomto třetím bagrování mu množství uhlíku ve vztahu k kyslíku přítomnému na povrchu hvězdy dává zvláštní spektrální podpis obřích uhlíkových hvězd.
Během svého života v hlavní sekvenci hvězda fúzuje vodík v jádru na hélium. Čas této fúze v srdci hvězdy sleduje vztah exponenciálního poklesu podle hmotnosti hvězdy. Čím hmotnější je hvězda, tím rychleji spaluje vodík v jádře.
Hvězda opouští hlavní sekvenci, když je koncentrace protonového vodíku v jádru příliš nízká. Hvězda podobná Slunci s 1 zůstává v hlavní posloupnosti asi 10 miliard let jako žlutý trpaslík , zatímco hvězda 3 je tam jen 500 milionů let.
Když jsou zásoby vodíku vyčerpány, jaderné reakce již nemohou pokračovat a jádro se proto začne stahovat silou své vlastní gravitace . To přináší další vodík do pláště kolem jádra, kde jsou teplota a tlak dostatečné pro obnovení procesu tavení. Když se jádro přiblíží k hranici Schönberg-Chandrasekhar , následuje kontrakce jádra uvnitř pláště, kde hoří vodík, a kontrakce samotného pláště. Podle modelů pozorujeme zrcadlo ( zrcadlový princip , který zajišťuje, že se vrstvy na vnější straně pláště rozpínají, když se smršťuje, a naopak . Vnější vrstvy hvězdy se značně rozpínají, protože absorbují většinu extra energie z tání skořápky. V tomto procesu ochlazování a rozpínání se hvězda stává sub-obrem . Když se skořápka hvězdy dostatečně ochladí, stane se konvektivní a přestane se rozpínat, její jas začne stoupat a hvězda začne stoupat ve větvi červené obry diagramu H - R.
Cesta, kterou se hvězda vydá po větvi červených obrů, závisí na její hmotnosti. U hvězd menších než 2 bude jádro dostatečně husté, aby degenerující tlak elektronů zabránil jeho dalšímu kolapsu. Jakmile je jádro zdegenerováno , bude pokračovat v zahřívání, dokud nedosáhne teploty kolem 108 K, což je dostatečné pro zahájení fúze helia na uhlík pomocí procesu triple-alfa. Jakmile degenerované jádro dosáhne této teploty, začne celé jádro tavit helium téměř ve stejnou dobu, což povede k záblesku helia.
Ve více masivních hvězd, bude hroutí jádro dosáhnout 10 8 K před tím, než je dostatečně hustá, aby degenerované, takže helium fúze začne mnohem hladší a nebude záblesk helia. Během fáze tání hélia v jádře vstupují hvězdy s nízkou metalicitou do horizontální větve , zatímco hvězdy s vyšší metalicitou se místo toho nacházejí v červeném shluku diagramu H - R.
U hvězd s hmotností větší než 8 dochází k podobnému procesu, když je hélium v jádře vyčerpáno a hvězda se znovu zhroutí, což způsobí sloučení hélia do skořápky. Současně může fúze vodíku začít v plášti těsně mimo pláště, kde se spojuje hélium. To umístí hvězdu na asymptotickou větev obrů. Fúze helia vede k vytvoření uhlíkového a kyslíkového jádra.
Všechny výše uvedené procesy způsobují, že hvězda ztrácí hmotu , ať už záblesky hélia, které vytlačují horní vrstvy, sluneční větry a jaderná fúze, která přeměňuje hmotu na tepelnou energii . Jádro bude vyrobeno z heliového popela, který označuje konec konvekce hvězdy. Výsledkem je, že gravitační energie převezme, což vede ke snížení objemu hvězdy. Červený obr poté vysune všechny své vnější vrstvy a vytvoří planetární mlhovinu a to, co zbylo, vytvoří bílého trpaslíka . Fáze červeného obra obvykle trvá pouze miliardu let pro hvězdu sluneční hmoty, z nichž téměř celá je věnována větvi červeného obra. Horizontální a asymptotické větvové fáze obrů se rozvíjejí desítkykrát rychleji.
Pokud jde o ně, velmi hmotné hvězdy se transformují na červené supergianty a sledují evoluční trajektorii, díky které horizontálně přicházejí a odcházejí na H-R diagramu, dokud nedosáhnou nukleosyntézy železa . Jedná se o nejstabilnější prvek, absorbuje spoustu energie a nemůže se sloučit. Jakmile srdce dosáhne hmotnosti Chandrasekharu , zhroutí se na sebe a vytvoří neutrony a obrovský tok neutrin z elektronů a protonů , který vytlačuje horní vrstvy hvězdy v supernově . Jádro hvězdy je současně transformováno na neutronovou hvězdu nebo černou díru . Transformace jádra hvězdy závisí na faktorech, jako je metalicita a hmotnost hvězdy. Hvězda mezi 10 a 25 se zhroutí do neutronové hvězdy. Stejně jako hvězdy nad 25 let s nízkým složením helia a vodíku. Na druhou stranu hvězdy nad 25 let, které mají nízkou metalicitu, končí v černé díře.
Hvězdné jméno | Souhvězdí | Vzdálenost (světelné roky) |
Poznámky |
---|---|---|---|
Aldebaran | Býk | 65.3 | Aldebaran je oranžový obr. |
Antares | Štír | 550 | Antarès je červený superobr. |
Arcturus | Bouvier | 26.7 | Arcturus je nejjasnější červený obr na severní polokouli. |
Betelgeuse | Orion | 222 | Betelgeuse je jedním z nejjasnějších červených supergiantů na obloze. |
Miro | Velryba | 299 | Mira je červený obr binární soustavy. |
UY Scuti | Sobieskiho štít | 5000 | UY Scuti je červený superobr s odhadovaným poloměrem 1708 . V roce 2013 by byla největší pozorovanou hvězdou. |
: dokument použitý jako zdroj pro tento článek.