O stea gigantă roșie sau o stea gigantă roșie este o stea strălucitoare cu masă mică sau intermediară care se transformă într- o stea gigantă în timpul etapei târzii a evoluției sale stelare . Steaua devine astfel mai mare, ceea ce determină o scădere a temperaturii sale la suprafață și, în consecință, provoacă înroșirea acesteia. Giganții roșii includ tipurile spectrale K și M, dar și stelele de tip S și cele mai multe stele din carbon .
Roșul gigant au fost identificate la începutul XX - lea secol , când utilizarea diagramei Hertzsprung-Russell (HR) a adus la lumină faptul că au existat două tipuri distincte de stele de temperaturi joase , cu dimensiuni foarte diferite: pitic, numit acum în mod oficial de secvență principală stele și uriașii.
Termenul „ ramură a uriașilor roșii ” (RGB) a început să fie folosit în anii 1940 și 1950 ca termen general pentru a se referi la regiunea gigant roșie a diagramei Hertzsprung - Russell.
La sfârșitul anilor 1960, denumirea de ramură asimptotică a uriașilor (AGB) a fost dată unei ramuri de stele ușor mai strălucitoare și mai instabile decât majoritatea giganților roșii. Ele sunt adesea stele variabile de amplitudine mare, cum ar fi Mira .
Un gigant roșu este o stea cu 0,3 până la 8 mase solare ( ) care a epuizat alimentarea cu hidrogen din nucleul său (în) și a început fuziunea termonucleară a hidrogenului într-o coajă care înconjoară nucleul. Acești uriași au raze de la zeci la sute de ori mai mari decât ale Soarelui ( ). Cu toate acestea, învelișul lor exterior este mai rece decât miezul lor, ceea ce le conferă un vârf de emisivitate situat într-o nuanță portocalie roșiatică. În ciuda densității energetice mai mici a anvelopei lor, giganții roșii sunt mult mai strălucitori decât Soarele datorită dimensiunilor lor mari.
Spre deosebire de descrierea lor în multe ilustrații, întunecarea marginii centrale a uriașilor roșii nu este clar definită. Astfel, datorită densității de masă foarte redusă a plicului, aceste stele nu au o fotosferă bine definită. Spre deosebire de Soare, a cărui fotosferă este alcătuită dintr-o multitudine de granule ; fotosferele uriașilor roșii, precum și cele ale supergigantelor roșii, ar avea doar câteva celule mari. Aceasta ar fi cauza variațiilor de luminozitate comune ambelor tipuri de stele.
Giganții Roșii sunt clasificați prin modul în care generează energie:
Stelele ramurii uriașilor roșii au luminozități de până la aproape trei mii de ori mai mari decât ale Soarelui ( ). Sunt de tip spectral K sau M, au temperaturi de la suprafață cuprinse între 3000 și 4000 Kelvin și au raze de până la 200 de ori mai mari decât ale Soarelui ( ).
Stelele de pe ramura orizontală sunt mai calde, majoritatea având o strălucire de aproximativ 75 .
Stelele din ramura asimptotică a giganților au luminozități similare cu cele ale celor mai strălucitoare stele din ramura giganților roșii, dar pot fi de câteva ori mai strălucitoare la sfârșitul fazei impulsului termic .
Stelele de carbon de tip CN și CR care fac parte din ramura asimptotică a giganților sunt produse atunci când moleculele de carbon și carbon sunt mutate prin convecție la suprafață în timpul dragării . O stea poate trece astfel prin faza de dragare de până la trei ori.
Prima dragare are loc în timpul arderii straturilor de hidrogen pe ramura roșie gigantică. Sub efectul amestecului convectiv, raporturile 12 C / 13 C și C / N sunt reduse și abundențele de litiu și beriliu de suprafață pot fi reduse. Această primă dragare nu aduce o cantitate mare de carbon la suprafață.
A doua dragare are loc în stelele 4-8 . Când fuziunea heliului se termină în nucleu, convecția amestecă produsele ciclului CNO . A treia dragare are loc după ce o stea intră în ramura asimptotică a uriașilor și apare un fulger de heliu . Convecția creată prin fuziunea hidrogenului într-un strat face ca heliul, carbonul și produsele procesului să iasă la suprafață . După această a treia dragare, abundența carbonului în raport cu oxigenul prezent pe suprafața stelei îi conferă semnătura spectrală deosebită a stelelor gigantice de carbon.
În timpul vieții sale pe secvența principală , steaua fuzionează hidrogenul din nucleu în heliu. Timpul acestei fuziuni din inima stelei urmează o relație de scădere exponențială în funcție de masa stelei. Astfel, cu cât o stea este mai masivă, cu atât arde mai repede hidrogenul din nucleul său.
Steaua părăsește secvența principală atunci când concentrația de hidroni a protonului devine prea mică în nucleu. O stea similară Soarelui cu 1 rămâne aproximativ 10 miliarde de ani în secvența principală ca o pitică galbenă , în timp ce o stea de 3 este acolo doar 500 de milioane de ani.
Când rezervele de hidrogen sunt epuizate, reacțiile nucleare nu mai pot continua și, prin urmare, nucleul începe să se contracte sub forța propriei sale gravitații . Acest lucru aduce hidrogen suplimentar într-o coajă în jurul nucleului, unde temperatura și presiunea sunt suficiente pentru ca procesul de topire să reia. Când nucleul se apropie de limita Schönberg - Chandrasekhar , are loc o contracție a nucleului în interiorul cochiliei în care arde hidrogenul și o contracție a cochiliei în sine. Conform modelelor , observăm o oglindă ( principiul oglinzii , care asigură extinderea straturilor din exteriorul cochiliei atunci când aceasta se contractă și invers . Straturile exterioare ale stelei se extind considerabil, deoarece absorb cea mai mare parte a energiei suplimentare de la topirea cochiliei. În acest proces de răcire și expansiune, steaua devine un sub-gigant . Când cochilia stelei se răcește suficient, devine convectivă și se oprește din expansiune, luminozitatea ei începe să crească și steaua începe să crească în ramura uriașii roșii ai diagramei H - R.
Calea pe care o stea o ia pe ramura uriașilor roșii depinde de masa acesteia. Pentru stelele mai mici de 2 , nucleul va deveni suficient de dens încât presiunea degenerativă a electronilor să-l împiedice să se prăbușească în continuare. Odată ce nucleul este degenerat , acesta va continua să se încălzească până când ajunge la o temperatură de aproximativ 10 8 K, ceea ce este suficient pentru a începe fuziunea heliului cu carbonul prin procesul tripla-alfa. Odată ce nucleul degenerat atinge această temperatură, întregul nucleu va începe să topească heliul aproape în același timp, ducând la fulgerul de heliu.
În stelele mai masive, nucleul care se prăbușește va ajunge la 10 8 K înainte ca acesta să fie suficient de dens pentru a degenera, astfel încât fuziunea heliului va începe mult mai lină și nu va exista nici o fulgere a heliului. În timpul fazei de topire a heliului a nucleului, stelele cu metalicitate scăzută intră în ramura orizontală , în timp ce stelele cu metalicitate mai mare se găsesc în locul grupului roșu al diagramei H - R.
Pentru stelele cu o masă mai mare de 8 , un proces similar are loc atunci când heliul din nucleu este epuizat și steaua se prăbușește din nou, provocând heliul să se contopească într-o coajă. În același timp, fuziunea hidrogenului poate începe într-o coajă chiar în afara învelișului în care heliul fuzionează. Aceasta plasează steaua pe ramura asimptotică a uriașilor. Fuziunea heliului duce la constituirea unui miez de carbon și oxigen.
Toate procesele de mai sus determină pierderea de masă a stelei , fie prin sclipiri de heliu care împing straturile superioare, vânturile solare și fuziunea nucleară care transformă masa în energie termică . Miezul va fi realizat din cenușă de heliu, care marchează sfârșitul convecției stelei. Ca urmare, energia gravitațională preia, ducând la o scădere a volumului stelei. Gigantul roșu va scoate apoi toate straturile sale exterioare, formând o nebuloasă planetară , iar ceea ce rămâne formează o pitică albă . Faza gigantului roșu durează de obicei doar un miliard de ani în total pentru o stea cu masă solară, aproape toate fiind dedicate ramurii gigantului roșu. Fazele ramurilor orizontale și ramurilor asimptotice ale giganților se desfășoară de zeci de ori mai repede.
În ceea ce le privește, stelele foarte masive se transformă în supergigante roșii și urmează o traiectorie evolutivă care le face să vină și să plece orizontal pe diagrama H - R până când ajung la nucleosinteza fierului . Acesta fiind cel mai stabil element, absoarbe multă energie și nu poate fuziona. De îndată ce inima ajunge la masa lui Chandrasekhar , aceasta se prăbușește asupra sa formând neutroni și un flux imens de neutrini din electroni și protoni , care expulzează straturile superioare ale stelei într-o supernovă . Miezul stelei este în același timp transformat într- o stea de neutroni sau o gaură neagră . Transformarea miezului stelei depinde de factori precum metalicitatea și masa stelei. O stea între 10 și 25 se prăbușește într-o stea cu neutroni. La fel ca stelele peste 25 de ani cu o compoziție redusă de heliu și hidrogen. Pe de altă parte, stelele peste 25 de ani care au o metalicitate scăzută ajung într-o gaură neagră.
Numele stelei | Constelaţie | Distanță (ani lumină) |
Note |
---|---|---|---|
Aldebaran | Taurul | 65.3 | Aldebaran este un gigant portocaliu. |
Antares | Scorpionul | 550 | Antarès este un supergigant roșu. |
Arcturus | Bouvier | 26.7 | Arcturus este cel mai strălucitor gigant roșu din emisfera nordică. |
Betelgeuse | Orion | 222 | Betelgeuse este una dintre cele mai strălucitoare supergigante roșii de pe cer. |
Mira | Balenă | 299 | Mira este un gigant roșu al unui sistem binar. |
UY Scuti | Scutul lui Sobieski | 5000 | UY Scuti este un supergigant roșu cu o rază estimată la 1708 . În 2013, ea ar fi cea mai mare vedetă observată. |
: document utilizat ca sursă pentru acest articol.