Ewolucja gwiazd - czerwony olbrzym

2024 Autor: Henry Conors | [email protected]. Ostatnio zmodyfikowany: 2024-02-12 11:42

Czerwony olbrzym, a także nadolbrzym to nazwa obiektów kosmicznych z rozszerzonymi powłokami i wysoką jasnością. Należą do późnych klas widmowych K i M. Ich promienie są setki razy większe niż promienie słoneczne. Maksymalne promieniowanie tych gwiazd przypada na podczerwone i czerwone obszary widma. Na diagramie Hertzsprunga-Russella czerwone olbrzymy znajdują się powyżej głównej linii ciągu, ich wielkość bezwzględna zmienia się nieco powyżej zera lub ma wartość ujemną.

Powierzchnia takiej gwiazdy przekracza obszar Słońca co najmniej 1500 razy, podczas gdy jej średnica jest około 40 razy większa. Ponieważ różnica w wartości bezwzględnej z naszą oprawą wynosi około pięciu, okazuje się, że czerwony olbrzym emituje sto razy więcej światła. Ale jednocześnie jest znacznie zimniej. Temperatura słoneczna jest dwukrotnie wyższa od temperatury czerwonego olbrzyma, a zatem oprawa naszego układu emituje szesnaście razy więcej światła na jednostkę powierzchni.

Pozorny kolor gwiazdy zależy bezpośrednio od temperatury powierzchni. Nasze słońce płonie na białoi ma stosunkowo mały rozmiar, dlatego nazywa się go żółtym karłem. Chłodniejsze gwiazdy mają pomarańczowe i czerwone światło. Każda gwiazda w trakcie swojej ewolucji może osiągnąć ostatnie klasy widmowe i stać się czerwonym olbrzymem w dwóch etapach rozwoju. Dzieje się to w procesie zarodkowania na etapie powstawania gwiazd lub na końcowym etapie ewolucji. W tym czasie czerwony olbrzym zaczyna promieniować energią dzięki własnej energii grawitacyjnej, która jest uwalniana podczas kompresji.

Kiedy gwiazda się kurczy, jej temperatura rośnie. Jednocześnie, ze względu na zmniejszenie wielkości powierzchni, jasność gwiazdy spada kilkukrotnie. Znika. Jeśli jest to „młody” czerwony olbrzym, to ostatecznie w jego głębi rozpocznie się reakcja syntezy termojądrowej z wodorem helu. Następnie młoda gwiazda wejdzie w główną sekwencję. Stare gwiazdy mają inny los. Na późniejszych etapach ewolucji wodór w wnętrznościach gwiazdy wypala się całkowicie. Następnie gwiazda opuszcza ciąg główny. Zgodnie z diagramem Hertzsprunga-Russella przenosi się w region nadolbrzymów i czerwonych olbrzymów. Ale zanim przejdzie do tego etapu, przechodzi przez etap pośredni - podolbrzym.

Podolbrzymy to gwiazdy, w których rdzeniu reakcje termojądrowe wodoru już się zatrzymały, ale spalanie helu jeszcze się nie rozpoczęło. Dzieje się tak, ponieważ rdzeń nie rozgrzał się wystarczająco. Przykładem takiego podolbrzyma może być Artur, znajdujący się w konstelacji Wolarza. Jest pomarańczowym z

wszędzie z pozorną jasnością -0,1. Jest około 36-38 lat świetlnych od Słońca. Można to zaobserwować na półkuli północnej w maju, patrząc bezpośrednio na południe. Artur jest 40 razy większy od średnicy Słońca.

Żółty karzeł Słońce jest stosunkowo młodą gwiazdą. Jego wiek szacuje się na 4,57 miliarda lat. Pozostanie w ciągu głównym przez około 5 miliardów lat. Ale naukowcom udało się zasymulować świat, w którym Słońce jest czerwonym olbrzymem. Jego wymiary wzrosną 200 razy i osiągną orbitę Ziemi, spalając Merkurego i Wenus. Oczywiście do tego czasu życie będzie niemożliwe. Na tym etapie Słońce przetrwa jeszcze około 100 milionów lat, po czym zamieni się w mgławicę planetarną i stanie się białym karłem.