Ta članek je med dobrimi članki

Veja rdečih velikanov

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Kroglasta zvezdna kopica NGC 288 . Svetlo rumene in rdeče zvezde so zvezde veje rdečih velikanov

Veja rdečih velikanov je faza v razvoju zvezd majhne in srednje mase. Te zvezde so velikani poznih spektralnih tipov , zato na diagramu Hertzsprung-Russell zasedajo določeno območje, imenovano tudi veja rdečih velikanov. Zvezde na stopnji veje rdečega velikana imajo močan zvezdni veter , od katerih so nekateri spremenljivi . Te zvezde gorijo vodik v ovojnici okoli jedra, postopoma povečujejo svojo velikost in svetilnost, njihova jedra pa so sestavljena iz helija , termonuklearne reakcije ne gredo tja.

Zvezde se v to stopnjo premaknejo po stopnji subgiganta in, odvisno od svoje mase, dokončajo to stopnjo evolucije na različne načine. Lahko se premaknejo v vodoravno vejo ali rdečo kondenzacijo , lahko končajo na modri zanki ali pa odvržejo lupino in postanejo beli palčki . V prihodnosti bo na tej stopnji tudi Sonce .

Specifikacije

Zvezdna struktura na vejah rdečih velikanov

Zvezde na stopnji veje rdečih velikanov imajo nizke temperature in zato pozne spektralne vrste - predvsem K in M [1] . Svetlost takšnih zvezd je veliko večja od svetilnosti zvezd glavnega zaporedja istih spektralnih tipov, kar pomeni, da je večji tudi polmer. Tako imajo razred svetilnosti III in so rdeči velikani , v Hertzsprung-Russellovem diagramu pa zasedajo določeno območje, imenovano tudi veja rdečih velikanov. Zvezde na tej stopnji imajo začetne mase največ 10 M in najmanj 0,2 M , kar je posledica poteka evolucije zvezd (glej spodaj [⇨] )[2][3] [4] . Sama veja rdečih velikanov je dobro izražena v populacijah zvezd, starejših od 1,5-2 milijarde let [5] .

Te zvezde imajo helijevo jedro, v katerem ne potekajo termonuklearne reakcije , in razširjeno konvektivno ovojnico. Na meji teh regij se helij sintetizira iz vodika , predvsem s ciklom CNO[3][6] .

Od zvezd, ki se nahajajo ob Soncu na vejah rdečih velikanov, je na primer Gakrux [7] .

Spremenljivost

Zvezde na vejah rdečih velikanov, zlasti najsvetlejše med njimi, pogosto kažejo variabilnost [8] .

Med njimi so pogosto dolgoperiodične spremenljivke - heterogen razred pulzirajočih spremenljivk. Vključuje predvsem zvezde veje rdečega velikana in veje asimptotičnega velikana . V njih se razlikujejo štiri skupine, vendar so vse zvezde, ki kažejo tako variabilnost, podrejene razmerju med obdobjem pulziranja in povprečno svetilnostjo vrste. ... Tukaj - absolutna zvezdna magnituda , - pika in in - koeficienti, ki se razlikujejo za različne skupine takih zvezd in se lahko razlikujejo znotraj teh skupin [9] [10] .

Evolucija

Hertzsprung-Russellov diagram za kroglasto zvezdno kopico M 5 . Rdeče orjaške veje zvezde so označene z rdečo

Gremo v podružnico rdečih velikanov

Zvezde, pri katerih se je termonuklearna fuzija helija iz vodika ustavila v njihovih jedrih, zapustijo glavno zaporedje in gredo v vejo podgigantov . Na tej stopnji pride do sinteze helija v plastnem viru - lupini okoli inertnega helijevega jedra. Po veji podgigantov zvezda preide v vejo rdečih velikanov, kjer tudi sintetizira helij v večplastnem viru, vendar ima zvezda za razliko od veje podgigantov na tej stopnji razširjeno konvektivno ovojnico[3][6] .

S povečanjem sproščanja energije naj bi se svetilnost zvezde povečala, zato bi se morala povečati bodisi temperatura fotosfere bodisi njen polmer. Mehanizem preobrazbe zvezde v rdečega velikana ni natančno znan, vendar so za to potrebni pogoji: opazna razlika v kemični sestavi v jedru in ovojnicah, pa tudi povečanje optične debeline fotosfero z naraščajočo temperaturo. Fotosfera zvezde naj se nahaja na območju, kjer je optična debelina majhna, in če se ta indeks poveča s temperaturo, se fotosfera premakne na območje nižje temperature [11] .

Po teoretičnih modelih zvezde z začetno maso najmanj 0,2 M padajo na vejo rdečih velikanov [11] [12] . Za zvezde z manjšo maso zgornji pogoji niso izpolnjeni: so popolnoma konvektivne in ostanejo kemično homogene; poleg tega se pri temperaturah njihovih fotosfer optična debelina ne povečuje s temperaturo. Največja masa za udarec v vejo rdečih velikanov je 10 M , saj se z večjo maso helij gorenje v jedru zvezde začne prej, kot se zvezda premakne v vejo rdečih velikanov, zato se njegov razvoj tudi nadaljuje v drugačen način. Poleg tega obstaja kvalitativna razlika med rdečimi orjaškimi vejami z visoko in nizko maso. Ko je masa zvezde večja od 2,3 M (natančna vrednost je odvisna od kemične sestave), je helijevo jedro v stanju, ki je blizu idealnemu , z manjšo maso pa se izkaže, da je degenerirano . Ta razlika vpliva na to, kako natančno se bo končalo bivanje zvezde na veji rdečih velikanov [13] .

Sonce bo čez 7,1 milijarde let udarilo v vejo rdečega velikana. Na začetku te stopnje bo imel polmer 2,3 R , svetilnost 2,7 L in površinsko temperaturo približno 4900 K [14] .

Evolucija na veji rdečih velikanov

Evolucijski tir zvezde z maso 0,8 M . Krepka točka označuje trenutek, ko pride do prvega zajemanja . Stranska vrstica prikazuje evolucijski obrat poti, ki vodi do izbokline rdeče orjaške veje

Medtem ko je zvezda na veji rdečih velikanov, se njen polmer in svetilnost povečata, temperatura pa se le rahlo zmanjša. Ta proces poteka hkrati s stiskanjem jedra zaradi dejstva, da morata biti v zvezdi izpolnjena tako zakon o ohranjanju energije kot viralni izrek , vendar natančen mehanizem povezave med tema procesoma ni znan [15] . V diagramu Hertzsprung - Russell se zvezda premika skoraj navpično navzgor in območje visoke svetilnosti mine precej hitro: na primer, Sonce bo od 600 milijonov let, ki jih porabi na veji rdečih velikanov, potrebovalo približno 450 milijonov let povečati svojo svetilnost na 17 L . V preostalih 150 milijonih let se bo svetilnost Sonca povečala na 2350 L [6] [14] [16] .

Masa helijevega jedra se povečuje, saj se helij nenehno tvori v viru plasti. Vir plasti se po drugi strani premakne na zunanje plasti zvezde in se zmanjša: na primer za zvezde majhne mase na začetku veje rdečih velikanov vsebuje 10 −3 M in na koncu - 10 −4 M [3][6] ... Bivanje zvezde na veji rdečih velikanov spremlja znatna izguba mase, še posebej, ko je svetilnost visoka: za zvezdo z maso, ki je enaka Sončevi masi, lahko njena hitrost doseže 10 −7 M na leto. , medtem ko Sonce trenutno izgublja le 10 −17 M na leto [4] .

Konvektivna cona zvezd na vejah rdečih velikanov se s časom povečuje in dosega vedno večjo globino. V določenem trenutku doseže vir plasti, kjer nastane helij. To vodi do odstranitve dela helija iz notranjosti zvezde na površje, vendar se čez nekaj časa začne konvektivna cona zožiti in odstranitev helija v zunanjo lupino se ustavi. Ta pojav se imenuje prvo zajemanje , zaradi katerega se spremeni vsebnost na površini drugih elementov razen helija[6] .

Poleg tega konvekcija povzroči močan skok vsebnosti kemičnih elementov v območju največje globine, do katere je dosegla konvektivna cona. Ko vir plasti preide skozi območje, kjer opazimo ta skok, se zvezda nekoliko skrči, njena svetilnost pa se zmanjša, nato pa se začne povečevati in spet postajati svetlejša. To vodi k dejstvu, da zvezda na diagramu Hertzsprung - Russell trikrat preide skoraj isto območje, v območju katerega se zamuja za 20% obdobja svojega bivanja na veji rdečih velikanov. Posledično na njem opazimo več zvezd in opazimo vrh v funkciji svetilnosti zvezd veje rdečega velikana. V angleškojezični literaturi se ta vrh imenuje izboklina rdeče orjaške veje (lit. "bump of the red giant branch")[6] [17] .

Pri zvezdah z degeneriranim jedrom na veji rdečih velikanov sta masa jedra in svetilnost zvezde tesno povezani: večja kot je masa jedra, večja je svetilnost. Majhen učinek ima tudi kovinskost zvezde, parametri ovoja pa praktično ne vplivajo na svetilnost, saj je ovojnica zelo redka in malo spreminja tlak v viru plasti. Po drugi strani pa, če so vse druge enake, večja kot je masa ovojnice, manjši je polmer zvezde in s tem večja je efektivna temperatura . Tako izguba mase zaradi zvezde povzroči, da se zvezda premakne v desno v Hertzsprung-Russellovem diagramu[6] .

Sestop iz veje rdečih velikanov

Povprečne množične zvezde

Evolucijska proga zvezda, ki tehta 5 M

V tej fazi ostanejo jedra zvezd, masivnejših od 2,3 M ⊙, nedegenerirana , zato se na veji rdečih velikanov postopoma skrčijo, saj njihova masa presega mejo Schoenberg - Chandrasekhar , in se segrejejo. Zaradi stiskanja se temperatura v jedrih masivnih zvezd dvigne na 10 8 K , kar je dovolj za začetek trojne helijeve reakcije . Jedro se preneha krčiti, zvezda pa sama zapusti vejo rdečih velikanov in gre v modro zanko[3][6] .

Zvezde z nizko maso

Pri manj masivnih zvezdah do stiskanja praktično ne pride, saj to preprečuje pritisk degeneriranega plina. Degenerirani plin dobro odstranjuje temperaturo, energijo iz njega pa dodatno odnaša nevtrinsko sevanje, ki upočasni segrevanje jedra in odloži začetek zgorevanja helija . Končno, ko temperatura kljub temu postane dovolj visoka, da začne sežigati helij, se ta začne eksplozivno – v nekaj minutah ali urah mine tako imenovani helijev blisk [4] . Z njim se sprosti zelo velika količina energije, zaradi česar se jedro segreje in preneha degenerirati, nato pa se razširi in ponovno ohladi. Zunanja lupina pa se močno skrči in zviša temperaturo. Ta proces traja približno 10 4 let, v tem času na Hertzsprung-Russell diagramu se zvezda hitro premakne v območje nižje svetilnosti in višjih temperatur - zapusti vejo rdečih velikanov in se znajde na vodoravni veji ali rdeči kopi[3]. ][6] [14] [18] .

Pri zvezdah različnih mas se helijev izbruh pojavi pri skoraj enaki masi helijevega jedra, ki je enaka 0,48-0,50 M . Ob upoštevanju njegove povezave s svetilnostjo to vodi v dejstvo, da imajo zvezde z maso manj kot 1,8 M praktično enake svetilnosti neposredno pred bliskom helija. Svetlost zvezd na njej, odvisno od kovine , je 2-3 tisoč L . To omogoča, da se konica veje rdeče velikanke uporablja kot indikator razdalje , tudi za druge galaksije [19] [20] .

Na vrhu veje rdečih velikanov bo Sonce imelo svetilnost 2350 L , polmer 166 R in temperaturo 3100 K. Njegova masa bo 0,72 M , do tega trenutka bo absorbiral živo srebro [14] .

Zvezde z nizko maso

Po nekaterih modelih obstaja masni razpon, v katerem zvezda ni popolnoma konvektivna in gre v vejo rdečih velikanov, vendar se izkaže, da ni dovolj masivna, da bi prišlo do izbruha helija. Takšne zvezde, preden dosežejo vrh veje rdečih velikanov, odvržejo svoje zunanje lupine in za seboj pustijo helijevega belega pritlikavka [11] [21] .

Študij zgodovine

Izraz » rdeči velikan « se je pojavil, ko je na začetku 20. stoletja Einar Hertzsprung odkril, da imajo zvezde enakih spektralnih tipov lahko različno svetilnost, ta razlika pa je še posebej močna pri kasnejših spektralnih tipih [22] [23] . Vendar se ta koncept na splošno nanaša na zvezde visoke svetilnosti in poznih spektralnih tipov ter vključuje razrede zvezd, ki se razlikujejo s fizičnega vidika [1] . Pozneje se je začela podrobnejša študija rdečih velikanov, odkrita je bila horizontalna veja [24] [25] , končno asimptotično vejo velikanov in vejo rdečih velikanov pa je leta 1955 ločil Halton Arp [26] [27] [28 ]. ] .

Hkrati se je razvila tudi teorija evolucije zvezd . Leta 1954 je Allan Sandage ugotovil, da zvezde po glavnem zaporedju postanejo rdeči velikani [29] , po katerem so se postopoma razvijali in dopolnjevali evolucijski modeli [30] .

Opombe (uredi)

  1. 1 2 Dragi David. Rdeči velikan . Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 19. februar 2021.
  2. Surdin, 2015 , str. 159.
  3. 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , str. 249-250.
  4. 1 2 3 Post-Main Sequence Stars (angl.) ... Avstralski nacionalni objekt za teleskop . CSIRO (17. november 2020). Datum zdravljenja: 16. februar 2021.
  5. Salaris Maurizio, Cassisi Santi, Weiss Achim. Red Giant Branch Stars: Theoretical Framework (angleščina) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - Cambridge, Mass.: Harvard University Press , 2002.-- 4. marec ( zv. 114 , številka 794 ). - str. 375 . - ISSN 1538-3873 . - doi : 10.1086/342498 .
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 141-148.
  7. Ireland MJ, PG Tuthill, Bedding TR, JG Robertson, Jacob AP Premeri več valovnih dolžin bližnjih na Mirasu in semiregularne spremenljivke An (eng.) // The Monthly Notices, of the Royal Astronomical Society . - Oxf. : Wiley-Blackwell , 2004. - 1. maj ( zv. 350 ). - str. 365-374 . - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07651.x .
  8. Kiss LL, Bedding TR Rdeče spremenljivke OGLE v bazi podatkov-II - I. Pulsacije in razmerja med obdobjem in svetilnostjo pod vrhom rdeče velikanske veje Velikega Magellanovega oblaka (eng.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ... - Oxf. : Wiley-Blackwell , 2003. - 1. avgust ( zv. 343 ). - str. L79 – L83 . - ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06931.x .
  9. Soszynski I., Dziembowski WA, Udalski A., Kubiak M., Szymanski MK The Optical Gravitational Lensing Experiment. Obdobje - razmerja svetilnosti spremenljivih zvezd rdečih velikan (angleščina) // Acta Astronomica. - Varšava: Kopernikova fundacija za poljsko astronomijo, 2007 .-- 1. september ( zv. 57 ). - str. 201-225 . - ISSN 0001-5237 .
  10. Soszynski I., Udalski A., Szymanski MK, Kubiak M., Pietrzynski G. Eksperiment optične gravitacijske leče. Katalog spremenljivih zvezd OGLE-III. XV. Dolgoročne spremenljivke v galaktični izboklini (angleščina) // Acta Astronomica. - Varšava: Kopernikova fundacija za poljsko astronomijo, 2013 .-- 1. marec ( zv. 63 ). - str. 21–36 . - ISSN 0001-5237 .
  11. 1 2 3 Laughlin Gregory, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams The End of the Main Sequence (eng.) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1. junij ( zv. 482 ). - str. 420-432 . - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 .
  12. Surdin, 2015 , str. 158.
  13. Surdin, 2015 , str. 159; Karttunen et al., 2007 , pp. 249-250; Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 141-148.
  14. 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd AI, Kraemer KE Naše sonce. III. Present and Future (angleščina) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november ( zv. 418 ). - str. 457 . - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 .
  15. Djorgovski G. Zvezdna evolucija po glavnem zaporedju . Astronomija Caltecha . Kalifornijski inštitut za tehnologijo . Дата обращения: 20 февраля 2021.
  16. Кононович, Мороз, 2004 , с. 399.
  17. Alves DR, Sarajedini A. The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1999. — 1 January ( vol. 511 ). — P. 225–234 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/306655 .
  18. Кононович, Мороз, 2004 , с. 399—400.
  19. Lee, MG, Freedman WL, Madore BF The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator for Resolved Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 November ( vol. 417 ). — P. 553 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/173334 .
  20. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 141—155.
  21. Adams FC, Graves GJM, Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (англ.) // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. — Mexico: Instituto de Astronomía, 2004. — 1 December ( vol. 22 ). — P. 46–49 . — ISSN 0185-1101 .
  22. Astronomy — The rise of astrophysics (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 20 февраля 2021.
  23. Russell HN «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory. — 1913. — 1 August ( vol. 36 ). — P. 324–329 . — ISSN 0029-7704 .
  24. Arp HC , Baum WA, Sandage AR The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3. (англ.) // The Astronomical Journal . — 1952. — 1 April ( vol. 57 ). — P. 4–5 . — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/106674 .
  25. Sandage AR The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3. // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing , 1953. — Т. 58 . — С. 61–75 . — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/106822 .
  26. Arp HC , Johnson HL The Globular Cluster M13 // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1955. — 1 июля ( т. 122 ). — С. 171 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/146065 .
  27. Sandage AR , Katem B., Kristian J. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 (англ.) // The Astrophysical Journal Letters . — Bristol: IOP Publishing , 1968. — 1 August ( vol. 153 ). — P. L129 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/180237 .
  28. Simoda M., Tanikawa K. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Japan. — Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22 . — P. 143 . — ISSN 0004-6264 .
  29. История астрономии . Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН . Дата обращения: 20 февраля 2021.
  30. Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. The Aarhus red giants challenge. I. Stellar structures in the red giant branch phase (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2020. — 1 March ( vol. 635 ). — P. A164 . — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361/201935843 .

Литература