Crveni džin

Из Википедије, слободне енциклопедије
Crveni džin Mira

Prema Hercšprung-Raselovom diagramu (Hertzsprung-Russell diagram), crveni džin je velika zvezda zvezdane klase K ili M koja se nalazi van glavnog niza HR dijagrama, koja je tako nazvana zbog svoje crvenolike pojave karakteristične za hladnu džinovsku zvezdu. Kao primer može se izdvojiti Aldebaran u sazvežđu Bik i Arktur u sazvežđu Volara.

Crveni džinovi su zvezde čija je masa 0.4 - 10 masa Sunca, koje su istrošile zalihe vodonika u svojim jezgrima i prešle na fuziju vodonika u ljusci van jezgra. Pošto inertno helijumsko jezgro nema više sopstveni izvor energije, ono se sažima i zagreva, a njegova gravitacija sabija vodonik u omotaču koji se nalazi odmah iznad njega, podstičući na taj način brzu fuziju vodonika u omotaču. Ovo za uzvrat omogućava zvezdi da postane više luminozna (od 1000 – 10000 puta sjajnija) i da se uvećava, pri čemu stepen širenja zvezde nadmašuje stepen povećanja njene luminoznosti, zbog čega dolazi do opadanja njene efektivne temperature. U zvezdama dovoljno velikim da započnu helijumsku fuziju, proces analogan ovome dešava se kad se centralni helijum istroši i zvezda pređe na fuziju helijuma u spoljašnjoj ljusci, mada sa pratećim komplikacijama, pošto se u mnogim slučajevima vodonična fuzija nastavlja u ljusci manje dubine – ovo svrstava zvezdu u asimptotsku granu džinova.

Smanjenje površinske temperature prevodi maksimum zvezdinog zračenja ka crvenom delu spektra, pa otuda i njen naziv “crveni džin”. Za zvezde spektralnih tipova od O prema K veruje se da će postati crveni džinovi (ili superdžinovi u slučaju O i B zvezda).

Za zvezde veoma male mase misli se da su potpuno provodljive za toplotu, tako da one ne mogu akumulirati inertno jezgro od helijuma i prema tome mogu da iscrpe sve svoje gorivo, a da nikada ne postanu crveni džinovi.

Ako je zvezda manja od 2.5 solarnih masa, dodavanje helijuma u jezgro fuzijom vodonika iz okolne ljuske može da prouzrokuje helijumski bljesak – veoma brzu eksploziju helijuma koji se fuzioniše u jezgru, posle koje zvezda započinje kratak period fuzije helijuma pre nego što se ne popne za jedan novi stepenik u grani crvenih džinova.

Zvezde koje su masivnije od 2.5 solarnih masa ulaze u fazu fuzije helijuma mnogo postepenije i mekše. Helijum fuziona faza zvezdinog života naziva se horizontalnom granom u vrsti metalom-oskudnih zvezda, tako nazvanih zato što ove zvezde leže na skoro horizontalnoj liniji na Hercšprung-Raselovom dijagramu od mnogih zvezdanih jata. Metalom-bogata helijum-fuziona zvezda ne leži na horizontalnoj grani, već umesto toga leži u crvenoj grupi Hercšprung-Raselovog dijagrama.

Pošto je naše Sunce jedne solarne mase, očekuje se da ono postane crveni džin za oko sedam milijardi godina. Ono bi tada trebalo da postane dovoljno veliko da obuhvati i postojeće orbite nekih od unutrašnjih planeta našeg Solarnog sistema uklučujući i našu planetu Zemlju. Međutim, kako bi gravitaciono privlačenje Sunca trebalo da oslabi do tada zahvaljujući gubicima u njegovoj masi, time se otvara mogućnost da Zemlja pobegne na veću orbitu i tako izbegne ovo proždiranje od strane uvećanog Sunca. Inače, sudbina Zemlje, kada je u pitanju veličina proširenog Sunca, još uvek je tema goruće debate unutar naučne zajednice.