Czerwony olbrzym — cechy, ewolucja i znaczenie w astronomii
Czerwony olbrzym to etap ewolucji gwiazdy po opuszczeniu ciągu głównego. Artykuł opisuje budowę, przebieg przemian, przykłady i różnice wobec innych olbrzymów.
Co to jest czerwony olbrzym?
Czerwony olbrzym to gwiazda w zaawansowanym stadium ewolucji, która stała się znacznie większa i chłodniejsza od stanu na ciągu głównym. Ogólną definicję można znaleźć w literaturze astronomicznej: opis gwiazd. Ich masy zwykle mieszczą się w przybliżeniu w przedziale od około pół do kilku, a niekiedy do dziesięciu mas Słońca — porównanie masy można znaleźć pod odnośnikiem do Słońca: masa Słońca. Nazwa „czerwony” pochodzi od stosunkowo niskiej temperatury powierzchniowej, która nadaje im czerwonawy odcień: kolor gwiazd.
Galeria obrazów
5 Obrazy
Charakterystyka i budowa
Czerwone olbrzymy mają dużą jasność całkowitą, mimo że ich temperatura powierzchniowa jest niższa niż gwiazd ciągu głównego. Typowe spektra to klasy widmowe K i M. Wewnętrznie mają skurczone, gęste jądro (zazwyczaj z He lub cięższymi produktami procesów jądrowych) otoczone powłokami, w których zachodzi spalanie wodoru w formie warstwy wokół jądra. W czasie dalszego rozwoju mogą zapalać się procesy spalania helu lub powstawać warstwy spalania cięższych pierwiastków. Informacje o różnicy między gwiazdami ciągu głównego a późniejszymi etapami znajdują się pod: ciąg główny.
Ewolucja i losy Układu Słonecznego
Gwiazdy podobne do Słońca po wyczerpaniu paliwa w jądrze rozszerzają się i przechodzą w fazę czerwonego olbrzyma. W kontekście przyszłości naszego Układu Słonecznego naukowcy przewidują, że za kilka miliardów lat Słońce opuści ciąg główny i znacznie się powiększy — szczegóły prognoz omawiają badacze: badania i prognozy. W wyniku rozszerzenia jego średnica może wzrosnąć do kilkudziesięciu lub kilkuset razy obecnej, co najprawdopodobniej doprowadzi do pochłonięcia planet wewnętrznych, takich jak Merkury, Wenus i możliwe, że również Ziemia. Zmiany te wiążą się także z intensyfikacją wiatru gwiazdowego i utratą materii.
Przykłady i zjawiska obserwacyjne
Wśród dobrze znanych czerwonych olbrzymów znajdują się takie obiekty jak Aldebaran, Arcturus, Betelgeuse oraz gwiazda zmienna Mira. Niektóre z tych gwiazd wykazują nieregularne lub periodyczne zmiany blasku — przykładem są gwiazdy typu Mira, których pulsacje prowadzą do cyklicznych wahań promieni i jasności. Obserwacje czerwonych olbrzymów w zakresie podczerwieni i interferometrii pozwalają bezpośrednio mierzyć ich rozmiary i strukturę atmosferyczną.
Różnice, klasyfikacja i znaczenie
Należy rozróżnić czerwonych olbrzymów od czerwonych nadolbrzymów (red supergiants) — te drugie powstają z dużo masywniejszych gwiazd i mogą być jeszcze większe oraz kończyć życie w wybuchach supernowych. Gwiazdy niższej i średniej masy w fazie asymptotycznego olbrzyma (AGB) doświadczają intensywnej utraty masy i bogacą otoczenie w pierwiastki cięższe powstałe w procesach nukleosyntezy. Znajomość cyklu życia czerwonych olbrzymów ma znaczenie dla zrozumienia ewolucji galaktyk, obiegu materii i źródeł pierwiastków cięższych.
Najważniejsze fakty (w skrócie)
- Czerwone olbrzymy to etap po zakończeniu głównej sekwencji życia gwiazdy.
- Charakteryzują się dużą średnicą, niską temperaturą powierzchniową i wysoką jasnością.
- Przykłady: Aldebaran, Arcturus, Betelgeuse, Mira.
- Przyszłość Słońca jako czerwonego olbrzyma jest przedmiotem badań: prognozy naukowe.
Ten przegląd dostarcza podstawowego obrazu czym są czerwone olbrzymy, jakie mają właściwości i dlaczego są istotne dla astronomii. Dla uzupełnienia informacji o gwiazdach i ich ewolucji można sięgnąć do specjalistycznych źródeł: więcej o gwiazdach, ciąg główny oraz opracowań dotyczących konkretnych obiektów: Aldebaran, Arcturus.
Jak gwiazda staje się czerwonym olbrzymem
Wszystkie nowe gwiazdy zamieniają wodór na hel w wyniku fuzji jądrowej. W ten sposób powstaje dużo energii (np. światło i ciepło). W normalnej gwieździe, takiej jak nasze Słońce i wszystkie inne gwiazdy ciągu głównego, przemiana ta zachodzi w samym centrum gwiazdy. Prędzej czy później prawie cały wodór w centrum zamienia się w hel. Powoduje to zatrzymanie reakcji jądrowej. Centrum zaczyna się zmniejszać z powodu grawitacji gwiazdy. To sprawia, że warstwa znajdująca się tuż za centrum staje się gorętsza. W tej warstwie nadal znajduje się wodór. Wodór ten ulegnie fuzji, tworząc hel.
Dzięki temu nowemu źródłu energii zewnętrzne warstwy gwiazdy staną się dużo, dużo większe. Gwiazda stanie się jaśniejsza, czasami nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsza niż wtedy, gdy była na ciągu głównym. Ponieważ zewnętrzna część gwiazdy jest większa, energia będzie rozprowadzana na znacznie większym obszarze. Z tego powodu temperatura powierzchni obniży się, a kolor zmieni się na czerwony lub pomarańczowy.
Faza czerwonego olbrzyma jest tymczasowa. Jest ona krótsza niż miliardy lat, które gwiazda spędza na ciągu głównym. Wkrótce (w ciągu zaledwie setek milionów lat) czerwone olbrzymy zaczną przekształcać hel w inne pierwiastki, takie jak węgiel, azot i tlen. Niektóre z ich zewnętrznych warstw rozwieją się, pozostawiając gaz i pył międzygwiazdowy krążący wokół gwiazdy. Z czasem większość czerwonych olbrzymów stanie się białymi karłami. Bardzo duże czerwone olbrzymy stają się gwiazdami neutronowymi lub czarnymi dziurami.
Powiązane strony
- Ewolucja gwiazd
- Sekwencja główna
- Biały karzeł
- Czerwony karzeł
Powiązane artykuły
Autor
AlegsaOnline.com Czerwony olbrzym — cechy, ewolucja i znaczenie w astronomii Leandro Alegsa
URL: https://pl.alegsaonline.com/art/81655