Punainen jättiläinen

Punainen jättiläiset ovat kehittyneet pääsarjan tähtien massat vaihtelevat noin 0,3 M☉ noin 8 M☉., Kun tähti aluksi lomakkeet romahtaa molekyyli pilvi tähtienvälisen väliaineen, se sisältää pääasiassa vetyä ja heliumia, jossa on pieniä määriä ”metalleja” (tähtien rakenne, tämä ei yksinkertaisesti tarkoittaa mitä tahansa elementti, joka ei vety tai helium eli järjestysluku on suurempi kuin 2). Nämä elementit ovat kaikki tasaisesti sekoittuneet koko tähden. Tähti saavuttaa pääsarjan kun ydin saavuttaa lämpötilan riittävän korkea, alkaa fuusioimalla vetyä (muutaman miljoonan kelvin) ja vahvistetaan hydrostaattinen tasapaino., Sen pääsarjan elämää, tähti hitaasti muuntaa vedyn ydin heliumiksi; sen tärkein-sekvenssi elämä päättyy, kun lähes kaikki vety-ydin on fuusioitu. Auringolle pääjaksojen käyttöikä on noin 10 miljardia vuotta. Massiivisemmat tähdet palavat suhteettoman nopeammin, joten niiden käyttöikä on lyhyempi kuin vähemmän massiivisten tähtien.

Kun tähti pakoputkia vety-polttoainetta sen ydin, ydinreaktiot voi enää jatkaa ja niin ydin alkaa supistua, koska sen oma painovoima., Tämä tuo lisää vety-alueelle, jossa lämpötila ja paine ovat riittävät aiheuttamaan fusion jatkaa kuori ytimen ympärille. Vety-polttava kuori tulokset tilanteessa, joka on kuvattu peilin periaate; kun ydin kuoren sisällä sopimuksia, kerrosten star ulkopuolella kuori on laajentaa. Yksityiskohtaiset fysikaaliset prosessit, jotka aiheuttavat tämän ovat monimutkaisia, mutta käyttäytyminen on tarpeen tyydyttää samanaikaisesti säilyttämistä painovoiman ja termisen energian tähti kuori rakenne., Keskeiset sopimukset ja lämmittää puutteen vuoksi fuusio, ja niin uloimmat kerrokset tähti laajentaa suuresti, absorboivat suurimman osan ylimääräistä energiaa shell fuusio. Tämä jäähdytys – ja laajentumisprosessi on subgiant-tähti. Kun kirjekuoren tähti jäähtyy riittävän se tulee konvektiivisen, tähti pysähtyy kasvaa, sen kirkkaus alkaa kasvaa, ja nouseva tähti on punainen jättiläinen haara Hertzsprung–Russell (S–R) kaavio.,

evoluution polku tähti vie, kun se liikkuu pitkin punainen jättiläinen haara riippuu massasta tähti. Aurinko ja tähdet alle noin 2 M☉ ydin tulee tiheä tarpeeksi, että electron degeneraatio paine estää sitä romahtamasta edelleen. Kun ydin on degeneroitunut, se on edelleen lämmöllä, kunnes se saavuttaa lämpötilan noin 108 K, tarpeeksi kuuma begin sulakkeen helium carbon kautta kolmois-alfa-prosessiin., Kun rappeutua ydin saavuttaa tämän lämpötilan, koko ydin alkaa helium fuusio lähes samanaikaisesti ns helium flash. Enemmän-massiiviset tähdet, romahtamassa core nousee 108 K, ennen kuin se on tiheä tarpeeksi rappeutua, joten helium fuusio alkaa paljon mukavammin, ja tuota helium flash. Ydin helium sulakkeen vaihe tähti elämä on nimeltään horisontaalinen haara metalli-huono tähtiä, niin nimeksi, koska nämä tähdet makaa lähes vaakasuora viiva S–R kaavio monet star klustereita., Metallipitoiset heliumia sulattavat tähdet sen sijaan makaavat H-R–kaavion niin sanotussa punaisessa paakussa.

vastaavanlainen prosessi tapahtuu, kun keski-helium on käytetty loppuun ja tähti romahtaa jälleen kerran, aiheuttaen helium kuori alkaa sulakkeen. Samalla vety voi alkaa fusion kuori ulkopuolella polttava helium kuori. Tämä asettaa tähden asymptoottiseen jättiläishaaraan, toiseen punajättiläisvaiheeseen. Heliumin fuusio tuloksia rakentaa hiili–happi ydin. Alle 8-metrinen tähti ei koskaan aloita fuusiota degeneroituneessa hiili-happiytimessään., Sen sijaan, lopussa asymptoottinen-jättiläinen-haara vaihe tähti tulee ulos sen uloimmat kerrokset, jotka muodostavat planetaarisen tähtisumun ytimen kanssa tähti alttiina, lopulta tulee valkoinen kääpiö. Poisto ulompi massa ja luominen planetaarinen sumu päättyy lopulta punainen jättiläinen vaihe tähden kehityksessä. Punainen jättiläinen vaihe kestää tyypillisesti vain noin miljardi vuotta yhteensä auringon massa tähti, joka on lähes kokonaan käytetty punainen jättiläinen haara. Vaaka-ja asymptootti-jättiläishaaravaiheet etenevät kymmeniä kertoja nopeammin.

Jos tähdellä on noin 0,2-0.,5 m☉, se on tarpeeksi massiivinen tulla punainen jättiläinen, mutta ei ole tarpeeksi massaa aloittaa fuusio helium. Nämä ”intermediate” tähdet jäähtyä hieman ja lisätä niiden voimakkuuteen, mutta koskaan saavuttamaan kärki punainen jättiläinen haara ja helium ydin flash. Kun nousu punainen-jättiläinen haara päättyy he pullistaa pois uloimmat kerrokset paljon kuin post-asymptoottinen-jättiläinen-haara tähti ja sitten tulee valkoinen kääpiö.,

Tähdet ei tullut punainen giantsEdit

Very-low-massa tähdet ovat täysin konvektiivinen ja voivat jatkaa sulake vetyä heliumiksi jopa triljoona vuotta, kunnes vain pieni murto-osa koko tähti on vety. Kirkkaus ja lämpötila tasaisesti kasvaa tänä aikana, aivan kuten enemmän-massiivinen pääsarjan tähdet, mutta ajan mukana tarkoittaa, että lämpötila lopulta kasvaa noin 50% ja kirkkaus noin 10 kertaa., Lopulta taso helium lisää siihen pisteeseen, jossa tähti lakkaa olemasta kokonaan konvektiivinen ja loput vetyä lukittu core kuluu vain muutama miljardia vuotta. Riippuen siitä, massa, lämpötila ja valoisuus lisääntyvät edelleen jonkin aikaa aikana vetyä polttava kuori, tähti voi tulla kuumempi kuin Aurinko ja kymmeniä kertoja enemmän valoisa kuin silloin, kun se muodostuu, vaikka vielä ei ole yhtä valoisa kuin Aurinko. Joidenkin miljardien vuosien jälkeen ne alkavat muuttua vähemmän valovoimaisiksi ja viileämmiksi, vaikka vetykuoren polttaminen jatkuu., Näistä tulee viileitä heliumin valkoisia kääpiöitä.

Erittäin korkea-massa tähdet kehittyä supergiants, että seuraa evoluution kappale, joka vie heidät edestakaisin horisontaalisesti yli H–R kaavio, oikeaan end muodostavat punainen supergiants. Nämä päättävät yleensä elämänsä tyypin II supernovana. Massiivisimmista tähdistä voi tulla Wolf-Rayet-tähtiä ilman, että niistä tulee jättiläisiä tai superjättiläisiä lainkaan.