Red giant

Røde giganter udviklet sig fra de vigtigste sekvens stjerner med en masse i intervallet fra 0,3 M☉ til omkring 8 M☉., Når en stjerne oprindeligt dannes fra en kollapsende molekylær sky i det interstellære medium, indeholder den primært hydrogen og helium med spormængder af “metaller” (i stjernestruktur henviser dette simpelthen til ethvert element, der ikke er hydrogen eller helium, dvs.atomnummer større end 2). Disse elementer er alle ensartet blandet i hele stjernen. Stjernen når hovedsekvensen, når kernen når en temperatur, der er høj nok til at begynde at smelte brint (nogle få millioner kelvin) og etablerer hydrostatisk ligevægt., I løbet af sit hovedsekvensliv omdanner stjernen langsomt brintet i kernen til helium; dets hovedsekvensliv slutter, når næsten alt brintet i kernen er smeltet sammen. For solen er hovedsekvensens levetid cirka 10 milliarder år. Mere-massive stjerner brænder uforholdsmæssigt hurtigere og har derfor en kortere levetid end mindre massive stjerner.

når stjernen udtømmer brintbrændstoffet i sin kerne, kan nukleare reaktioner ikke længere fortsætte, og så begynder kernen at trække sig sammen på grund af sin egen tyngdekraft., Dette bringer yderligere brint ind i en .one, hvor temperaturen og trykket er tilstrækkelige til at forårsage fusion til at genoptage i en skal omkring kernen. Brint-brændende shell resulterer i en situation, der er blevet beskrevet som spejlet princip; når kernen i skallen kontrakter, lag af stjernen uden for skallen skal udvides. De detaljerede fysiske processer, der forårsager dette, er komplekse, men adfærden er nødvendig for at tilfredsstille samtidig bevarelse af gravitations-og termisk energi i en stjerne med skalstrukturen., Kernen trækker sig sammen og opvarmes på grund af manglen på fusion, og så udvides de ydre lag af stjernen kraftigt og absorberer det meste af den ekstra energi fra shell fusion. Denne proces med afkøling og udvidelse er den subgiant stjerne. Når stjernens kuvert afkøles tilstrækkeligt, bliver den konvektiv, stjernen holder op med at ekspandere, dens lysstyrke begynder at stige, og stjernen stiger op i den røde kæmpe gren af Hert .sprung-Russell (H–R) diagrammet.,

Den evolutionære sti stjernen tager som den bevæger sig langs den røde kæmpe gren afhænger af massen af stjernen. 2 M☉ vil kernen blive tæt nok til, at elektrondegenerationstryk forhindrer det i at kollapse yderligere. Når kernen er degenereret, vil den fortsætte med at varme, indtil den når en temperatur på omtrent 108 K, varm nok til at begynde at smelte helium til kulstof via triple-alpha-processen., Når degenereret kerne når denne temperatur, hele kernen vil begynde helium fusion næsten samtidigt i en såkaldt helium flash. I mere massive stjerner når den kollapsende kerne 108 K, før den er tæt nok til at blive degenereret, så heliumfusion begynder meget mere glat og producerer ingen heliumblit.. Kerneheliumsfusionsfasen i en stjernes liv kaldes den vandrette gren i metalfattige stjerner, så navngivet, fordi disse stjerner ligger på en næsten vandret linje i H–R-diagrammet for mange stjernehobe., Metalrige helium-fusionerende stjerner ligger i stedet på den såkaldte røde klump i H-R–diagrammet.

en analog proces opstår, når det centrale helium er opbrugt, og stjernen kollapser igen, hvilket får helium i en skal til at begynde at smelte sammen. Samtidig kan brint begynde fusion i en skal lige uden for den brændende heliumskal. Dette sætter stjernen på den asymptotiske gigantiske gren, en anden rød-gigantisk fase. Helium fusion resulterer i opbygningen af en carbon–o oxygenygen kerne. En stjerne under omkring 8 M☉ vil aldrig starte fusion i sin degenererede carbon-o .ygen kerne., I stedet vil stjernen i slutningen af den asymptotiske-gigantiske grenfase skubbe sine ydre lag ud og danne en planetarisk tåge med stjernens kerne udsat og i sidste ende blive en hvid dværg. Udstødningen af den ydre masse og oprettelsen af en planetarisk tåge afslutter endelig den rød-gigantiske fase af stjernens udvikling. Den rødgigantfase varer typisk kun omkring en milliard år i alt for en solmassestjerne, som næsten alle bruges på den rødgigantgren. Faser af vandret gren og asymptotisk kæmpe gren fortsætter tiere gange hurtigere.

hvis stjernen har omkring 0,2 til 0.,5 m☉, det er massivt nok til at blive en rød kæmpe, men har ikke nok masse til at indlede fusionen af helium. Disse” mellemliggende ” stjerner køler noget og øger deres lysstyrke, men opnår aldrig spidsen af den rødgigant gren og helium kerne flash. Når opstigningen af den rød-gigantiske gren slutter, puster de deres ydre lag meget som en post-asymptotisk-kæmpe-gren stjerne og bliver derefter en hvid dværg.,

stjerner, der ikke bliver røde kæmperediger

stjerner med meget lav masse er fuldt konvektive og kan fortsætte med at smelte brint til helium i op til en billion år, indtil kun en lille brøkdel af hele stjernen er brint. Lysstyrke og temperatur stiger støt i løbet af denne tid, ligesom for mere massive hovedsekvensstjerner, men længden af tid betyder, at temperaturen til sidst stiger med omkring 50% og lysstyrken med omkring 10 gange., Til sidst stiger niveauet af helium til det punkt, hvor stjernen ophører med at være fuldt konvektiv, og det resterende brint, der er låst i kernen, forbruges på kun få milliarder år. Afhængig af masse fortsætter temperaturen og lysstyrken med at stige i et stykke tid under brænding af brintskallen, stjernen kan blive varmere end Solen og flere gange mere lysende end da den dannede sig, selvom den stadig ikke er så lysende som Solen. Efter nogle milliarder flere år begynder de at blive mindre lysende og køligere, selvom brintskalens forbrænding fortsætter., Disse bliver kølige helium hvide dværge.

stjerner med meget høj masse udvikler sig til supergiants, der følger et evolutionært spor, der tager dem frem og tilbage vandret over H-R-diagrammet, i højre ende udgør røde supergiants. Disse ender normalt deres liv som en type II supernova. De mest massive stjerner kan blive Wolfolf–Rayet stjerner uden at blive giganter eller supergiants overhovedet.