Red giant (Čeština)

Červené obry se vyvinul z hlavní posloupnosti hvězdy s hmotností v rozmezí od cca 0,3 M☉, aby se kolem 8 M☉., Když hvězda zpočátku tvoří z hroutící molekulární mračno v mezihvězdné médium, které obsahuje především vodík a hélium, s stopové množství „kovů“ (v hvězdné struktury, to prostě se odkazuje na jakýkoliv prvek, který není vodík nebo helium, tj. atomové číslo větší než 2). Všechny tyto prvky jsou rovnoměrně smíchány po celé hvězdě. Hvězda dosáhne hlavní posloupnosti, kdy jádro dosahuje dostatečně vysoké teploty pro zahájení vodík (několik milionů kelvinů) a stanoví hydrostatické rovnováhy., Během své hlavní sekvence života, hvězda pomalu převádí vodík v jádru na helium; jeho hlavní sekvence život končí, když téměř všechny vodík v jádru byl fúzován. Pro Slunce je životnost hlavní sekvence přibližně 10 miliard let. Masivnější hvězdy hoří neúměrně rychleji, a tak mají kratší životnost než méně masivní hvězdy.

Když hvězda vyčerpá vodíkové palivo ve svém jádru, jaderné reakce již nemůže pokračovat a tak jádro začne smlouvy v důsledku vlastní gravitace., To přináší další vodík do zóny, kde je teplota a tlak dostatečný k tomu, aby došlo k obnovení fúze v plášti kolem jádra. Vodík-burning shell výsledky v situaci, která byla popsána jako princip zrcadlení; když jádro ve skořápce smluv, vrstvy hvězdy mimo shell musí rozšířit. Podrobné fyzikální procesy, které způsobují to jsou složité, ale chování je nezbytné k uspokojení současném zachování gravitační a tepelné energie ve hvězdě s shell konstrukce., Jádro se Stahuje a ohřívá kvůli nedostatku fúze, a tak se vnější vrstvy hvězdy značně rozšiřují a absorbují většinu dodatečné energie z fúze skořápky. Tento proces chlazení a rozšiřování je subgiant hvězda. Obálka hvězdy se ochladí dostatečně na to se stává konvektivní, hvězda přestane rozpínat, jeho světelnost začíná zvyšovat, a hvězda je vzestupně red-giant branch hertzsprungův–russellův (H–R) diagram.,

evoluční cestu hvězda bere, jak se pohybuje podél red-giant branch závisí na hmotnosti hvězdy. Pro Slunce a hvězdy menší než asi 2 m☉ se jádro stane dostatečně hustým, aby elektronový degenerativní tlak zabránil dalšímu kolapsu. Jakmile jádro je degenerovaný, to bude i nadále, aby se teplo, dokud nedosáhne teploty o zhruba 108 K, dost horký, začne přeměňovat helium na uhlík přes triple-alfa proces., Jakmile degenerované jádro dosáhne této teploty, celé jádro začne fúzi helia téměř současně v tzv. Ve více masivních hvězdách dosáhne kolabující jádro 108 K, než bude dostatečně husté, aby bylo degenerováno, takže fúze helia začne mnohem hladce a nevytvoří žádný heliový blesk. Jádro helium fixační fáze hvězdného života se nazývá horizontální větev v kovu-chudé hvězdy, tak pojmenovaný protože tyto hvězdy leží na téměř vodorovnou čáru v H–R diagramu mnoha hvězdokup., Hvězdy bohaté na hélium místo toho leží na takzvaném červeném shluku v H-R diagramu.

analogický proces nastává, když je centrální helium vyčerpáno a hvězda se opět zhroutí, což způsobí, že hélium ve skořápce začne fúzovat. Současně může vodík zahájit fúzi ve skořápce těsně mimo hořící heliovou skořápku. Tím se hvězda dostane na asymptotickou obří větev, druhou fázi červeného obra. Fúze helia vede k vytvoření jádra uhlíku a kyslíku. Hvězda pod asi 8 m☉ nikdy nezačne fúzi ve svém degenerovaném jádru uhlíku a kyslíku., Místo toho na konci fáze asymptotické-obří větve hvězda vysune své vnější vrstvy a vytvoří planetární mlhovinu s jádrem vystavené hvězdy a nakonec se stane bílým trpaslíkem. Vyhození vnější hmoty a vytvoření planetární mlhoviny nakonec končí červeno-obří fáze vývoje hvězdy. Fáze červeného obra obvykle trvá celkem asi miliardu let pro hvězdu sluneční hmoty, z nichž téměř všechny jsou vynaloženy na větev červeného obra. Fáze horizontální větve a asymptoticko-obří větve probíhají desítkykrát rychleji.

pokud má hvězda asi 0,2 až 0.,5 m☉, je dostatečně masivní, aby se stal červeným obrem, ale nemá dostatek hmoty k zahájení fúze helia. Tyto“ střední “ hvězdy se poněkud ochlazují a zvyšují svou svítivost, ale nikdy nedosahují špičky červeno-obří větve a heliového jádra. Když výstup na červeno-obří větev končí, nafouknou své vnější vrstvy podobně jako hvězda post-asymptotické-obří větve a pak se stanou bílým trpaslíkem.,

Hvězd, které se nestanou červené giantsEdit

Velmi nízko-hmotnostních hvězd jsou plně konvektivní, a může i nadále pojistka vodíku na helium až na bilion let než jen malý zlomek celého star je vodík. Svítivost a teplotu plynule zvyšovat během této doby, stejně jako pro více-masivní hlavní posloupnosti hvězdy, ale délku času znamená, že teplota nakonec se zvyšuje asi o 50% a svítivost o cca 10 krát., Nakonec se hladina helia zvýší do bodu, kdy hvězda přestane být plně konvektivní a zbývající vodík zamčený v jádru se spotřebuje za pouhých několik miliard dalších let. V závislosti na hmotnosti, teploty a jasu i nadále zvyšovat dobu, během vodíkový obal pálení, hvězda se může stát žhavější než Slunce a desítky krát více zářící, než když to tvořil i když stále není tak světelný jako Slunce. Po dalších miliardách let se začnou méně svítit a chladit, i když spalování vodíkových skořápek pokračuje., Tito se stávají chladnými heliovými bílými trpaslíky.

Velmi-high-hmotnost hvězdy rozvinout do veleobrů, které následují evoluční stopu, která je zavede dopředu a dozadu vodorovně přes H–R diagram, na pravém konci tvoří červené veleobry. Ty obvykle končí svůj život jako supernova typu II. Nejmasivnější hvězdy se mohou stát hvězdami Wolf–Rayet, aniž by se vůbec staly obry nebo supergianty.