Црвени џин

С Википедије, слободне енциклопедије

Црвени џин Мира

Према Херцшпрунг-Раселовом диаграму (Хертзспрунг-Русселл диаграм), црвени џин је велика звезда звездане класе К или M која се налази ван главног низа ХР дијаграма, која је тако названа због своје црвенолике појаве карактеристичне за хладну џиновску звезду. Као пример може се издвојити Алдебаран у сазвежђу Бик и Арктур у сазвежђу Волара.

Црвени џинови су звезде чија је маса 0.4 - 10 маса Сунца, које су истрошиле залихе водоника у својим језгрима и прешле на фузију водоника у љусци ван језгра. Пошто инертно хелијумско језгро нема више сопствени извор енергије, оно се сажима и загрева, а његова гравитација сабија водоник у омотачу који се налази одмах изнад њега, подстичући на тај начин брзу фузију водоника у омотачу. Ово за узврат омогућава звезди да постане више луминозна (од 1000 – 10000 пута сјајнија) и да се увећава, при чему степен ширења звезде надмашује степен повећања њене луминозности, због чега долази до опадања њене ефективне температуре. У звездама довољно великим да започну хелијумску фузију, процес аналоган овоме дешава се кад се централни хелијум истроши и звезда пређе на фузију хелијума у спољашњој љусци, мада са пратећим компликацијама, пошто се у многим случајевима водонична фузија наставља у љусци мање дубине – ово сврстава звезду у асимптотску грану џинова.

Смањење површинске температуре преводи максимум звездиног зрачења ка црвеном делу спектра, па отуда и њен назив “црвени џин”. За звезде спектралних типова од О према К верује се да ће постати црвени џинови (или суперџинови у случају О и Б звезда).

За звезде веома мале масе мисли се да су потпуно проводљиве за топлоту, тако да оне не могу акумулирати инертно језгро од хелијума и према томе могу да исцрпе све своје гориво, а да никада не постану црвени џинови.

Ако је звезда мања од 2.5 соларних маса, додавање хелијума у језгро фузијом водоника из околне љуске може да проузрокује хелијумски бљесак – веома брзу експлозију хелијума који се фузионише у језгру, после које звезда започиње кратак период фузије хелијума пре него што се не попне за један нови степеник у грани црвених џинова.

Звезде које су масивније од 2.5 соларних маса улазе у фазу фузије хелијума много постепеније и мекше. Хелијум фузиона фаза звездиног живота назива се хоризонталном граном у врсти металом-оскудних звезда, тако названих зато што ове звезде леже на скоро хоризонталној линији на Херцшпрунг-Раселовом дијаграму од многих звезданих јата. Металом-богата хелијум-фузиона звезда не лежи на хоризонталној грани, већ уместо тога лежи у црвеној групи Херцшпрунг-Раселовог дијаграма.

Пошто је наше Сунце једне соларне масе, очекује се да оно постане црвени џин за око седам милијарди година. Оно би тада требало да постане довољно велико да обухвати и постојеће орбите неких од унутрашњих планета нашег Соларног система уклучујући и нашу планету Земљу. Међутим, како би гравитационо привлачење Сунца требало да ослаби до тада захваљујући губицима у његовој маси, тиме се отвара могућност да Земља побегне на већу орбиту и тако избегне ово прождирање од стране увећаног Сунца. Иначе, судбина Земље, када је у питању величина проширеног Сунца, још увек је тема горуће дебате унутар научне заједнице.

Карактеристике[уреди | уреди извор]

Црвени џин је звезда која је исцрпила залихе водоника у свом језгру и започела термонуклеарну фузију водоника у љусци која окружује језгро. Они имају полупречнике десетине до стотине пута веће од Сунчевог. Међутим, њихов спољни омотач је ниже температуре, што им даје црвенкасто-наранџасту нијансу. Упркос нижој густини енергије њиховог омотача, црвени гиганти су много пута сјајнији од Сунца због своје велике величине. Звезде са гранама црвених џинова имају сјај до скоро три хиљаде пута већи од Сунца (L☉), спектрални типови К или M, имају површинску температуру од 3.000–4.000 К и полупречнике до око 200 пута веће од Сунца (R☉). Звезде на хоризонталној грани су топлије, са само малим опсегом сјаја око 75 L☉. Асимптотске звезде гигантске гране крећу се од сличне светлости као светлије звезде гране црвеног џина, до неколико пута светлије на крају фазе топлотног пулсирања.

Међу звездама асимптотичког џиновског огранка припадају угљеничне звезде типа C-N и касног C-R, које настају када се угљеник и други елементи конвектују на површину у ономе што се назива извлачењем.[1] Прво извлачење се дешава током сагоревања водоничне шкољке на грани црвеног џина, али не производи велику количину угљеника на површини. Друго, а понекад и треће, извлачење се дешава током сагоревања хелијумске шкољке на асимптотично-џиновској грани и конвектује угљеник на површину у довољно масивним звездама.

Звездани огранак црвеног џина није оштро дефинисан, супротно њиховом приказу на многим илустрацијама. Уместо тога, због веома ниске масене густине омотача, таквим звездама недостаје добро дефинисана фотосфера, а тело звезде постепено прелази у 'корону'.[2] Најхладнији црвени дивови имају сложене спектре, са молекуларним линијама, карактеристикама емисије, а понекад и масерима, посебно из термално пулсирајућих АГБ звезда.[3] Посматрања су такође пружила доказе о врућој хромосфери изнад фотосфере црвених џинова,[4][5][6] где истраживање механизама загревања за формирање хромосфере захтева 3Д симулације црвених дивова.[7]

Још једна значајна карактеристика црвених џинова је да, за разлику од звезда сличних Сунцу, чије фотосфере имају велики број малих конвекционих ћелија (соларних гранула), фотосфере црвених џинова, као и оне црвених супергиганата, имају само неколико великих ћелија, чије карактеристике узрокују варијације сјаја тако уобичајене на оба типа звезда.[8]

Еволуција[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Звездана еволуција § Звезде средње величине
Ова слика прати живот звезде налик Сунцу, од њеног рођења на левој страни кадра до њене еволуције у црвеног гиганта на десној страни након милијарди година

Црвени гиганти су еволуирали од звезда главне секвенце са масама у распону од око 0,3 M☉ до око 8 M☉.[9] Када се звезда у почетку формира из колапсирајућег молекуларног облака у међузвезданом медијуму, она садржи првенствено водоник и хелијум, са количинама у траговима „метала“ (у звезданој структури, ово се једноставно односи на било који елемент који није водоник или хелијум, односно атомски број већи него 2). Сви ови елементи су једнолично помешани по целој звезди. Звезда достиже главну секвенцу када језгро достигне температуру довољно високу да започне фузију водоника (неколико милиона келвина) и успостави хидростатичку равнотежу. Током свог живота главне секвенце, звезда полако претвара водоник у језгру у хелијум; њен животни век главне секвенце завршава када се скоро сав водоник у језгру стопи. За Сунце, животни век главне секвенце је приближно 10 милијарди година. Масивније звезде сагоревају несразмерно брже и тако имају краћи животни век од мање масивних звезда.[10]

Када звезда исцрпи водоничко гориво у свом језгру, нуклеарне реакције више не могу да се наставе и тако језгро почиње да се скупља услед сопствене гравитације. Ово доводи додатни водоник у зону где су температура и притисак довољни да изазову наставак фузије у љусци око језгра. Шкољка која сагорева водоник доводи до ситуације која је описана као принцип огледала; када се језгро унутар љуске скупи, слојеви звезде изван шкољке морају се проширити. Детаљни физички процеси који то изазивају су сложени, али понашање је неопходно да би се задовољило истовремено очување гравитационе и топлотне енергије у звезди са структуром шкољке. Језгро се скупља и загрева због недостатка фузије, тако да се спољни слојеви звезде увелико шире, апсорбујући већину додатне енергије од фузије шкољке. Овај процес хлађења и ширења испољава звезда подгигант. Када се омотач звезде довољно охлади, он постаје конвективна, звезда престаје да се шири, њена јачина светлости почиње да расте, а звезда се уздиже ка грани црвеног џина Херцшпрунг—Раселововог (Х–Р) дијаграма.[10][11]

Мира А је стара звезда, која већ губи своје спољашње слојеве у свемиру

Еволуциони пут који звезда узима док се креће дуж гране црвеног џина зависи од масе звезде. За Сунце и звезде мање од око 2 M☉[12] језгро ће постати довољно густо да притисак дегенерације електрона спречи његово даље колапсирање. Једном када је језгро дегенерисано, наставиће да се загрева док не достигне температуру од отприлике 108 K, довољно врућу да почне да спаја хелијум са угљеником путем троструког алфа процеса. Када дегенерисано језгро достигне ову температуру, цело језгро ће почети фузију хелијума скоро истовремено у такозваном хелијумском бљеску. У масивнијим звездама, колапсирајуће језгро ће достићи 108 К пре него што буде довољно густо да се дегенерише, тако да ће фузија хелијума почети много лакше и неће производити блесак хелијума.[10] Фаза спајања језгра хелијума у животу звезде назива се хоризонтална грана у звездама сиромашним металом, названа тако јер ове звезде леже на скоро хоризонталној линији у Х–Р дијаграму многих звезданих јата. Уместо тога, звезде богате металом које се спајају хелијумо леже на такозваној црвеној групи на Х–Р дијаграму.[13]

Ако звезда има око 0,2 до 0,5 M☉,[12] она је довољно масивна да постане црвени џин, али нема довољно масе да започне фузију хелијума.[9] Ове „средње“ звезде се донекле хладе и повећавају свој сјај, али никада не постижу врх гране црвеног џина и бљесак језгра хелијума. Када се успон гране црвеног џина заврши, оне одувују своје спољашње слојеве слично као звезда пост-асимптотичке џиновске гране, а затим постају бели патуљак.

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ Боотхроyд, А. I.; Сацкманн, I. ‐Ј. (1999). „Тхе ЦНО Исотопес: Дееп Цирцулатион ин Ред Гиантс анд Фирст анд Сецонд Дредге‐уп”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 510 (1): 232—250. Бибцоде:1999АпЈ...510..232Б. С2ЦИД 561413. арXив:астро-пх/9512121 Слободан приступ. дои:10.1086/306546. 
  2. ^ Сузуки, Такеру К. (2007). „Струцтуред Ред Гиант Wиндс wитх Магнетизед Хот Бубблес анд тхе Цорона/Цоол Wинд Дивидинг Лине”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 659 (2): 1592—1610. Бибцоде:2007АпЈ...659.1592С. С2ЦИД 13957448. арXив:астро-пх/0608195 Слободан приступ. дои:10.1086/512600. 
  3. ^ Хабинг, Харм Ј.; Олофссон, Ханс (2003). „Асyмптотиц гиант бранцх старс”. Асyмптотиц Гиант Бранцх Старс. Бибцоде:2003агбс.цонф.....Х. 
  4. ^ Деутсцх, А. Ј. (1970). „Цхромоспхериц Ацтивитy ин Ред Гиантс, анд Релатед Пхеномена”. Ултравиолет Стеллар Спецтра анд Релатед Гроунд-Басед Обсерватионс. 36: 199—208. Бибцоде:1970ИАУС...36..199Д. ИСБН 978-94-010-3295-7. дои:10.1007/978-94-010-3293-3_33. 
  5. ^ Влеммингс, Wоутер; Кхоури, Тхео; О’Горман, Еамон; Де Бецк, Елвире; Хумпхреyс, Елизабетх; Ланкхаар, Боy; Маерцкер, Маттхиас; Олофссон, Ханс; Рамстедт, Софиа; Тафоyа, Даниел; Такигаwа, Аки (децембар 2017). „Тхе схоцк-хеатед атмоспхере оф ан асyмптотиц гиант бранцх стар ресолвед бy АЛМА”. Натуре Астрономy (на језику: енглески). 1 (12): 848—853. Бибцоде:2017НатАс...1..848В. ИССН 2397-3366. С2ЦИД 119393687. арXив:1711.01153 Слободан приступ. дои:10.1038/с41550-017-0288-9. 
  6. ^ О’Горман, Е.; Харпер, Г. M.; Охнака, К.; Феенеy-Јоханссон, А.; Wилкенеит-Браун, К.; Броwн, А.; Гуинан, Е. Ф.; Лим, Ј.; Рицхардс, А. M. С.; Рyде, Н.; Влеммингс, W. Х. Т. (јун 2020). „АЛМА анд ВЛА ревеал тхе лукеwарм цхромоспхерес оф тхе неарбy ред супергиантс Антарес анд Бетелгеусе”. Астрономy & Астропхyсицс. 638: А65. Бибцоде:2020А&А...638А..65О. ИССН 0004-6361. С2ЦИД 219484950. арXив:2006.08023 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361/202037756. 
  7. ^ Wедемеyер, Свен; Кучинскас, Арūнас; Клевас, Јонас; Лудwиг, Ханс-Гüнтер (2017-10-01). „Тхрее-дименсионал хyдродyнамицал ЦО5БОЛД модел атмоспхерес оф ред гиант старс - VI. Фирст цхромоспхере модел оф а лате-тyпе гиант”. Астрономy & Астропхyсицс (на језику: енглески). 606: А26. Бибцоде:2017А&А...606А..26W. ИССН 0004-6361. С2ЦИД 119510487. арXив:1705.09641 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361/201730405. 
  8. ^ Сцхwарзсцхилд, Мартин (1975). „Он тхе сцале оф пхотоспхериц цонвецтион ин ред гиантс анд супергиантс”. Астропхyсицал Јоурнал. 195: 137—144. Бибцоде:1975АпЈ...195..137С. дои:10.1086/153313. 
  9. ^ а б Лаугхлин, Г.; Боденхеимер, П.; Адамс, Ф. C. (1997). „Тхе Енд оф тхе Маин Сеqуенце”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 482 (1): 420—432. Бибцоде:1997АпЈ...482..420Л. дои:10.1086/304125 Слободан приступ. 
  10. ^ а б в Зеилик, Мицхаел А.; Грегорy, Степхан А. (1998). Интродуцторy Астрономy & Астропхyсицс (4тх изд.). Саундерс Цоллеге Публисхинг. стр. 321–322. ИСБН 0-03-006228-4. 
  11. ^ Тиаго L. Цампанте; Нуно C. Сантос; Мáрио Ј. П. Ф. Г. Монтеиро (3. 11. 2017). Астеросеисмологy анд Еxопланетс: Листенинг то тхе Старс анд Сеарцхинг фор Неw Wорлдс: ИВтх Азорес Интернатионал Адванцед Сцхоол ин Спаце Сциенцес. Спрингер. стр. 99—. ИСБН 978-3-319-59315-9. 
  12. ^ а б Фаготто, Ф.; Брессан, А.; Бертелли, Г.; Цхиоси, C. (1994). „Еволутионарy сеqуенцес оф стеллар моделс wитх неw радиативе опацитиес. IV. З=0.004 анд З=0.008”. Астрономy анд Астропхyсицс Супплемент Сериес. 105: 29. Бибцоде:1994А&АС..105...29Ф. 
  13. ^ Алвес, Давид Р.; Сараједини, Ата (1999). „Тхе Аге-депендент Луминоситиес оф тхе Ред Гиант Бранцх Бумп, Асyмптотиц Гиант Бранцх Бумп, анд Хоризонтал Бранцх Ред Цлумп”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 511 (1): 225—234. Бибцоде:1999АпЈ...511..225А. С2ЦИД 18834541. арXив:астро-пх/9808253 Слободан приступ. дои:10.1086/306655. 

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

Медији везани за чланак Црвени џин на Викимедијиној остави

Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Crveni_džin&oldid=25912001”