czerwony olbrzym

Czerwony olbrzymia gwiazdy lub czerwony olbrzymia gwiazda jest jasne gwiazdy o niskiej lub średniej masy, którą przekształca się olbrzymim gwiazdy w późnej fazie jego ewolucji . W ten sposób gwiazda staje się większa, co powoduje spadek temperatury jej powierzchni, a tym samym jej zaczerwienienie. Czerwone olbrzymy obejmują typy widmowe K i M, ale także gwiazdy typu S i większość gwiazd węglowych .

Odkrycie

Gigant czerwony zidentyfikowano na początku XX p  wieku , gdy użycie schematu Hertzsprunga-Russell (HR) ujawnionych, że istnieją dwa różne typy gwiazd niskotemperaturowych o bardzo różnych rozmiarach: karzeł formalnie nazywany główna sekwencja gwiazd i olbrzymy.

Termin „  gałąź czerwonych olbrzymów  ” (RGB) zaczął być używany w latach czterdziestych i pięćdziesiątych XX wieku jako ogólny termin odnoszący się do regionu czerwonych olbrzymów na diagramie Hertzsprunga-Russella.

Pod koniec lat 60. nazwa Asymptotic Branch of the Giants (AGB) została nadana gałęzi gwiazd, które były nieco jaśniejsze i bardziej niestabilne niż większość czerwonych olbrzymów. Często są to gwiazdy zmienne o dużej amplitudzie, takie jak Mira .

Charakterystyka

Diagram Hertzsprunga-Russella Typ widmowy Brązowe karły Białe karły Subkarły Sekwencja główna
(„krasnale”) Sub-giganci Giganci Gigantyczne jasne gwiazdy Nadolbrzym Hypergiant
Absolutna wielkość
(M V )

Czerwony olbrzym to gwiazda o masach od 0,3 do 8 mas Słońca ( ), która wyczerpała zapas wodoru w swoim jądrze (in) i rozpoczęła termojądrową fuzję wodoru w powłoce otaczającej jądro. Te olbrzymy mają promienie od dziesiątek do setek razy większe niż promienie słoneczne ( ). Jednak ich zewnętrzna powłoka jest chłodniejsza niż rdzeń, co daje im szczyt emisyjności zlokalizowany w czerwono-pomarańczowym odcieniu. Pomimo niższej gęstości energetycznej ich powłoki, czerwone olbrzymy są znacznie jaśniejsze od Słońca ze względu na ich duży rozmiar.  

W przeciwieństwie do ich przedstawienia na wielu ilustracjach, ciemne środkowe krawędzie czerwonych olbrzymów nie są wyraźnie określone. Tak więc, ze względu na bardzo małą gęstość masową powłoki, gwiazdy te nie mają dobrze zdefiniowanej fotosfery . W przeciwieństwie do Słońca, którego fotosfera składa się z wielu granulek  ; fotosfery czerwonych olbrzymów, jak również tych czerwonych nadolbrzymów, miałyby tylko kilka dużych komórek. Byłoby to przyczyną wahań jasności wspólnych dla obu typów gwiazd.

Czerwone olbrzymy są podzielone na kategorie ze względu na sposób, w jaki wytwarzają energię:

Gwiazdy z gałęzi czerwonych olbrzymów mają jasność prawie trzy tysiące razy większą niż Słońce ( ). Są typu widmowego K lub M, mają temperaturę powierzchni w zakresie od 3000 do 4000  kelwinów i promienie do 200 razy większe od Słońca ( ).

Gwiazdy na poziomej gałęzi są cieplejsze, a większość z nich ma jasność około 75 .

Gwiazdy w asymptotycznej gałęzi olbrzymów mają podobną jasność jak najjaśniejsze gwiazdy z gałęzi czerwonych olbrzymów, ale mogą być kilkakrotnie jaśniejsze pod koniec fazy impulsu termicznego .

Gwiazdy węglowe typu CN i CR, które są częścią asymptotycznej gałęzi olbrzymów, powstają, gdy cząsteczki węgla i węgla są przenoszone konwekcyjnie na powierzchnię podczas pogłębiania . Gwiazda może więc przejść przez fazę pogłębiania do trzech razy.
Pierwsze pogłębianie następuje podczas spalania warstw wodoru na gigantycznej czerwonej gałęzi. Pod wpływem mieszania konwekcyjnego, stosunki 12 C / 13 C i C / N są zmniejszone, a zawartość litu i berylu na powierzchni może zostać zmniejszona. To pierwsze pogłębianie nie powoduje wyniesienia dużej ilości węgla na powierzchnię.
Drugie pogłębianie występuje w gwiazdach od 4 do 8 . Kiedy fuzja helu kończy się w jądrze, konwekcja miesza produkty cyklu CNO . Trzecie pogłębianie następuje po wejściu gwiazdy do asymptotycznej gałęzi gigantów i pojawia się błysk helu . Konwekcja spowodowana stopieniem się wodoru w warstwie powoduje, że hel, węgiel i produkty procesu wypływają na powierzchnię . Po tym trzecim pogłębianiu obfitość węgla w stosunku do tlenu obecnego na powierzchni gwiazdy nadaje jej szczególną sygnaturę widmową gigantycznych gwiazd węglowych.

Ewolucja

Podczas swojego życia w ciągu głównym , gwiazda stapia wodór w jądrze w hel. Czas tej fuzji w sercu gwiazdy jest zależny od wykładniczego spadku w zależności od masy gwiazdy. Zatem im masywniejsza gwiazda, tym szybciej spala wodór w swoim jądrze.

Gwiazda opuszcza główną sekwencję, gdy stężenie wodoru protonu w jądrze staje się zbyt niskie. Gwiazda podobna do Słońca z liczbą 1 pozostaje około 10 miliardów lat w ciągu głównym jako żółty karzeł , podczas gdy gwiazda z liczbą 3 jest tam tylko przez 500 milionów lat.

Gałąź czerwonych olbrzymów

Kiedy zapasy wodoru są wyczerpane, reakcje jądrowe nie mogą już trwać, a zatem jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem własnej grawitacji . Powoduje to dostarczenie dodatkowego wodoru do powłoki wokół jądra, gdzie temperatura i ciśnienie są wystarczające do wznowienia procesu topienia. Kiedy jądro zbliża się do granicy Schönberga-Chandrasekhara , następuje skurcz jądra wewnątrz powłoki, gdzie pali się wodór i skurcz samej powłoki. Zgodnie z modelami obserwujemy zwierciadło ( zasada zwierciadła , która zapewnia, że ​​warstwy na zewnątrz skorupy rozszerzają się podczas kurczenia się i odwrotnie . Zewnętrzne warstwy gwiazdy rozszerzają się znacznie, ponieważ pochłaniają większość dodatkowej energii z topnienia powłoki. W tym procesie stygnięcia i ekspansji gwiazda staje się sub-olbrzymem . Kiedy powłoka gwiazdy dostatecznie ostygnie, staje się konwekcyjna i przestaje się rozszerzać, jej jasność zaczyna wzrastać, a gwiazda zaczyna wznosić się w gałęzi czerwone olbrzymy diagramu H - R.

Oddział poziomy

Droga, jaką podąża gwiazda na gałęzi czerwonych olbrzymów, zależy od jej masy. W przypadku gwiazd mniejszych niż 2 jądro stanie się na tyle gęste, że degenerujące ciśnienie elektronów zapobiegnie dalszemu zapadaniu się. Gdy jądro zostanie zdegenerowane , będzie nadal się nagrzewać, aż osiągnie temperaturę około 10 8 K, co jest wystarczające, aby rozpocząć syntezę helu z węglem w procesie potrójnej alfa. Gdy zdegenerowane jądro osiągnie tę temperaturę, całe jądro zacznie topić hel prawie w tym samym czasie, co doprowadzi do rozbłysku helu.

W bardziej masywnych gwiazdach zapadający się rdzeń osiągnie 10 8 K, zanim będzie wystarczająco gęsty, aby zdegenerować, więc fuzja helu rozpocznie się znacznie płynniej i nie będzie błysku helu. Podczas fazy topnienia helu w jądrze, gwiazdy o niskiej metaliczności wchodzą do gałęzi poziomej , podczas gdy gwiazdy o większej metaliczności znajdują się zamiast tego w czerwonej grudce diagramu H - R.

Asymptotyczna gałąź gigantów

W przypadku gwiazd o masie większej niż 8 podobny proces zachodzi, gdy hel w jądrze jest wyczerpany, a gwiazda ponownie się zapada, powodując połączenie helu w powłokę. W tym samym czasie fuzja wodoru może rozpocząć się w powłoce tuż na zewnątrz powłoki, w której następuje stapianie helu. To umieszcza gwiazdę na asymptotycznej gałęzi olbrzymów. Fuzja helu prowadzi do powstania rdzenia węglowego i tlenowego.

Koniec etapu czerwonego olbrzyma

Wszystkie powyższe procesy powodują, że gwiazda traci masę , czy to w wyniku rozbłysków helu w górnych warstwach, wiatrów słonecznych czy syntezy jądrowej, która zamienia masę w energię cieplną . Rdzeń będzie wykonany z popiołu helowego, który oznacza koniec konwekcji gwiazdy. W rezultacie energia grawitacyjna przejmuje kontrolę, co prowadzi do zmniejszenia objętości gwiazdy. Czerwony olbrzym wyrzuci wtedy wszystkie swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną , a to, co pozostanie, utworzy białego karła . Faza czerwonego olbrzyma typowo trwa w sumie tylko miliard lat w przypadku gwiazdy o masie słonecznej, z których prawie cała jest poświęcona gałęzi czerwonego olbrzyma. Pozioma gałąź i asymptotyczne fazy rozgałęzienia olbrzymów rozwijają się dziesiątki razy szybciej.

Jeśli chodzi o nich, bardzo masywne gwiazdy przekształcają się w czerwone nadolbrzymy i podążają ewolucyjną trajektorią, która sprawia, że ​​pojawiają się i znikają poziomo na diagramie H - R, aż osiągną nukleosyntezę żelaza . Będąc najbardziej stabilnym pierwiastkiem, pochłania dużo energii i nie może się łączyć. Gdy tylko serce osiągnie masę Chandrasekhara , zapada się samo, tworząc neutrony i ogromny strumień neutrin z elektronów i protonów , który wyrzuca górne warstwy gwiazdy w postaci supernowej . Jądro gwiazdy jest jednocześnie przekształcane w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę . Transformacja jądra gwiazdy zależy od takich czynników, jak metaliczność i masa gwiazdy. Gwiazda między 10 a 25 zapada się w gwiazdę neutronową. Podobnie jak gwiazdy powyżej 25 roku życia o niskim składzie helu i wodoru. Z drugiej strony gwiazdy powyżej 25 roku życia, które mają niską metaliczność, trafiają do czarnej dziury.

Niezwykłe czerwone olbrzymy

Nazwa gwiazdy Konstelacja Odległość
(lata świetlne) 		Uwagi
Aldebaran Byk 65.3 Aldebaran to pomarańczowy olbrzym.
Antares Skorpion 550 Antarès to czerwony nadolbrzym.
Arcturus Bouvier 26.7 Arcturus to najjaśniejszy czerwony olbrzym na półkuli północnej.
Betelgeuse Orion 222 Betelgeuse jest jednym z najjaśniejszych czerwonych nadolbrzymów na niebie.
Mira Wieloryb 299 Mira to czerwony gigant systemu podwójnego.
UY Scuti Tarcza Sobieskiego 5000 UY Scuti to czerwony nadolbrzym o szacunkowym promieniu 1708 roku . W 2013 roku byłaby największą obserwowaną gwiazdą.

Uwagi i odniesienia

  1. Olivier Esslinger, „  The red giants  ” , na http://www.astronomes.com ,13 października 2019 r(dostęp 8 maja 2020 ) .
  2. Jacques Gispert, „  Les Géantes Rouges  ” , na http://astronomia.fr/ , Association Andromède ,18 sierpnia 2017(dostęp 15 marca 2020 )
  3. (w) WS Adams , AH Joy G. Stromberg i CG Burwell , „  Paralaksa gwiazd w 1646 roku wyprowadzona metodą spektroskopową  ” , Astrophysical Journal , vol.  53,1921, s.  13 ( DOI  10.1086 / 142584 , Bibcode  1921ApJ .... 53 ... 13A )
  4. (w :) RJ Trumpler , "  Spectral Types in Open Clusters  " , Publications of the Astronomical Society of the Pacific , tom.  37,1925, s.  307 ( DOI  10.1086 / 123509 , Bibcode  1925PASP ... 37..307T )
  5. (w) Icko Iben , "  Gwiezdna ewolucja w obrębie i poza główną sekwencją  " , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  5,1967, s.  571 ( DOI  10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035 , Bibcode  1967ARA & A ... 5..571I )
  7. (w) Allan Sandage , Basil Katem i Jerome Kristian , „  Wskazanie luk w gigantycznej gałęzi gromady kulistej M15  ” , Astrophysical Journal , vol.  153,1968, s.  L129 ( DOI  10.1086 / 180237 , Bibcode  1968ApJ ... 153L.129S )
  8. (w) Halton C. Arp , William A. Baum i Allan R. Sandage , „  Diagram wielkości koloru gromady kulistej M 92  ” , Astronomical Journal , vol.  58,1953, s.  4 ( DOI  10.1086 / 106800 , Bibcode  1953AJ ..... 58 .... 4A )
  9. (w) G. Laughlin , P. Bodenheimer i CF Adams , „  The End of the Main Sequence  ” , The Astrophysical Journal , vol.  482, N O  1,1997, s.  420–432 ( DOI  10.1086 / 304125 , Bibcode  1997ApJ ... 482..420L )
  10. (w) R. Loudon , The Quantum Theory of Light , Cambridge University Press,2000( 1 st  ed. 1973) ( ISBN  0-19-850177-3 )
  11. Marc Séguin i Benoît Villeneuve , Astronomy and astrophysics , Éditions du Renouveau Pédagogique,2002, 2 II  wyd. , 618  s. ( ISBN  978-2-7613-1184-7 ) , str.  87
  12. (w) Takeru K. Suzuki , „  Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona / Cool Wind Dividing Line  ” , The Astrophysical Journal , vol.  659 n O  22007, s.  1592–1610 ( DOI  10.1086 / 512600 , Bibcode  2007ApJ ... 659.1592S , arXiv  astro-ph / 0608195 )
  13. (w :) Martin Schwarzschild , „  W skali konwekcji fotosferycznej u czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów  ” , Astrophysical Journal , vol.  195,1975, s.  137-144 ( DOI  10.1086 / 153313 , Bibcode  1975ApJ ... 195..137S )
  14. (w) AI Boothroyd i I. -J. Sackmann , „  The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge - up  ” , The Astrophysical Journal , vol.  510 n o  1,1999, s.  232–250 ( DOI  10.1086 / 306546 , Bibcode  1999ApJ ... 510..232B , arXiv  astro-ph / 9512121 )
  15. (w) DL Lambert , Elements and the Cosmos , Cambridge, UK, Cambridge University ,1992, 332,  s. ( ISBN  0-521-41475-X ) , „Obserwacyjne skutki nukleosyntezy w gwiazdach ewolucyjnych”
  16. (w) Sun Kwok , The origin and evolution of planetary nebulae , Cambridge, Cambridge University Press ,2000, 243  str. ( ISBN  0-521-62313-8 ) , str.  199
  17. (en) Michael A. Zeilik i Gregory, Stephan A., Introduction to Astronomy & Astrophysics , Saunders College Publishing,1998, 321–322  s. ( ISBN  0-03-006228-4 )
  18. Marc Séguin i Benoît Villeneuve , Astronomy and astrophysics , Éditions du Renouveau Pédagogique,2002, 2 II  wyd. , 618  s. ( ISBN  978-2-7613-1184-7 ) , str.  272
  19. (w) Lev Eppelbaum Izzy Kutasov and Arkady Pilchin , Applied geothermics , Berlin, Heidelberg, Springer Berlin Heidelberg,2013( ISBN  9783642340239 ) , str.  2
  20. (w) Erik Rosolowsky, „  Stellar Evolution Primer  ”
  21. (w) Tiago L. Campante Nuno C.Santos i JPFG Mário Monteiro Asteroseismology and Exoplanets: Listening to the Stars and Searching for New Worlds: Azores IVth International Advanced School in Space Science , Springer,3 listopada 2017 r, 99  pkt. ( ISBN  978-3-319-59315-9 , czytaj online )
  22. (en) F. Fagotto , A. Bressan , G. Bertelli i C. Chiosi , „  Evolutionary sequences of stellar models with new radiative zmętnienia. IV. Z = 0,004 i Z = 0,008  ” , Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol.  105,1994, s.  29 ( Bibcode  1994A i AS..105 ... 29F )
  23. (w) David R. Alves i Ata Sarajedini , „  Zależne od wieku Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Bump Asymptotic Giant Branch i Branch Horizontal red clump  ” , The Astrophysical Journal , vol.  511 n o  1,1999, s.  225–234 ( DOI  10.1086 / 306655 , Bibcode  1999ApJ ... 511..225A , arXiv  astro-ph / 9808253 )
  24. (w) I. -J. Sackmann , AI Boothroyd i KE Kraemer , „  Our Sun. III. Teraźniejszość i przyszłość  ” , The Astrophysical Journal , vol.  418,1993, s.  457 ( DOI  10.1086 / 173407 , Bibcode  1993ApJ ... 418..457S )
  25. (w) Nick Strobel, „  Ewolucja gwiazd zależy od ich masy (tylko na początku połączenia) *  ” na www.astronomynotes.com ,15 lutego 2020 r(dostęp 4 kwietnia 2020 )
  26. (w) Davide Castelvecchi, "  Gigantyczny japoński detektor przygotowany do wyłapywania neutrin z supernw  " , Nature ,27 lutego 2019 r( DOI  10.1038 / d41586-019-00598-9 , czytaj online , dostęp 8 maja 2020 )
  27. (w) A. Heger , CL Fryer , SE Woosley , N. Langer i DH Hartmann , „  How Massive Single Stars End their Life  ” , Astrophysical Journal , vol.  591 n o  1,2003, s.  288300 ( DOI  10.1086 / 375341 , Bibcode  2003ApJ ... 591..288H , arXiv  astroph / 0212469 )
  28. (w) George Gatewood , „  Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions  ” , The Astronomical Journal , vol.  136 n o  1,lipiec 2008, s.  452–460 ( DOI  10.1088 / 0004-6256 / 136/1/452 , Bibcode  2008AJ .... 136..452G )
  29. (en) F. van Leeuwen , „  Walidacja nowej redukcji Hipparcos  ” , Astronomy and Astrophysics , tom.  474 n O  2listopad 2007, s.  653–664 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20078357 , Bibcode  2007A & A ... 474..653V , arXiv  0708.1752 )
  30. (w :) GM Harper , A. Brown , EF Guinan , E. O'Gorman , AMS Richards , P. Kervella i L. Decin , „  An Updated 2017 Astrometric Solution for Betelgeuse  ” , The Astronomical Journal , vol.  154 n o  1,2017, s.  11 ( DOI  10.3847 / 1538-3881 / aa6ff9 , Bibcode  2017AJ .... 154 ... 11H , arXiv  1706.06020 , czytaj online , dostęp 8 maja 2020 )
  31. (w) B Arroyo Torres , M. Wittkowski , JM Marcaide i P. H. Hauschildt , "  The Atheric structure and Fundamental parameters of the red Supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  554 n O  A76czerwiec 2013, A76 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201220920 , Bibcode  2013A & A ... 554A..76A , arXiv  1305.6179 )

Zobacz też

Bibliografia

Dokument użyty do napisania artykułu : dokument używany jako źródło tego artykułu.

Powiązane artykuły