Vörös óriás

Vörös óriások fejlődtek a fő-sorozat csillagok, a tömegek a távolság körülbelül 0,3 M☉ mintegy 8 M☉., Amikor egy csillag kezdetben egy összeomló molekuláris felhőből alakul ki a csillagközi közegben, elsősorban hidrogént és héliumot tartalmaz, nyomokban “fémekkel” (csillagszerkezetben ez egyszerűen minden olyan elemre utal, amely nem hidrogén vagy hélium, azaz 2-nél nagyobb atomszám). Ezek az elemek egyenletesen keverednek az egész csillagban. A csillag akkor éri el a fő szekvenciát, amikor a mag elég magas hőmérsékletet ér el ahhoz, hogy megkezdje a hidrogén (néhány millió kelvin) összeolvasztását, és hidrosztatikus egyensúlyt hoz létre., Fő szekvenciájának élettartama alatt, a csillag lassan átalakítja a magban lévő hidrogént héliummá; fő szekvencia élettartama akkor ér véget, amikor a magban lévő szinte az összes hidrogén összeolvadt. A nap esetében a fő szekvencia élettartama körülbelül 10 milliárd év. A nagyobb tömegű csillagok aránytalanul gyorsabban égnek, így rövidebb élettartamuk van, mint a kevésbé masszív csillagok.

amikor a csillag kimeríti a hidrogén üzemanyagát a magjában, a nukleáris reakciók már nem folytatódhatnak, így a mag saját gravitációja miatt kezd összehúzódni., Ez további hidrogént hoz egy olyan zónába, ahol a hőmérséklet és a nyomás elegendő ahhoz, hogy a mag körüli héjban folytatódjon a fúzió. A hidrogénégető héj olyan helyzetet eredményez, amelyet tükörelvként írtak le; amikor a héjban lévő mag összehúzódik, a csillagnak a héjon kívüli rétegeinek kibővülniük kell. A részletes fizikai folyamatok, amelyek ezt okozzák, összetettek, de a viselkedés szükséges ahhoz, hogy egy csillagban a gravitációs és a hőenergia egyidejű megőrzését kielégítsük a héjszerkezettel., A mag összehúzódik és felmelegszik a fúzió hiánya miatt, így a csillag külső rétegei nagymértékben kibővülnek, elnyelve a shell fúzióból származó extra energia nagy részét. Ez a hűtési és bővítési folyamat a subgiant csillag. Amikor a csillag borítéka kellően lehűl, konvektívvá válik, a csillag nem tágul, fényessége növekedni kezd, a csillag pedig felemelkedik a Hertzsprung-Russell (H–R) diagram vörös–óriás ágán.,

Az evolúciós utat a csillag kerül, mint halad a vörös óriás ág függ a csillag tömege. A nap és a csillagok kevesebb, mint 2 m☉ a mag lesz elég sűrű, hogy elektron degeneráció nyomás megakadályozza, hogy összeomlik tovább. Miután a mag degenerálódik, addig melegszik, amíg el nem éri a körülbelül 108 K hőmérsékletet, elég meleg ahhoz, hogy a hélium szénbe olvadjon a hármas-alfa folyamaton keresztül., Amint a degenerált mag eléri ezt a hőmérsékletet, az egész mag majdnem egyidejűleg megkezdi a hélium fúzióját egy úgynevezett hélium vakuval. A masszívabb csillagokban az összeomló mag eléri a 108 K-t, mielőtt elég sűrű ahhoz, hogy degenerálódjon, így a hélium fúzió sokkal simábban kezdődik, és nem termel hélium villanást. A mag hélium fixáló fázisa egy csillag élete az úgynevezett vízszintes ág fémszegény csillagok, így nevezték, mert ezek a csillagok fekszenek egy közel vízszintes vonal a H-R diagram sok csillag klaszterek., A fémben gazdag héliumfúziós csillagok ehelyett az úgynevezett vörös csomón fekszenek a H-R diagramban.

egy hasonló folyamat akkor következik be, amikor a központi hélium kimerül, és a csillag ismét összeomlik, így a héjban lévő hélium elkezd olvadni. Ugyanakkor a hidrogén megkezdheti a fúziót egy héjban, közvetlenül az égő hélium héjon kívül. Ez a csillagot az aszimptotikus óriáságra helyezi, egy második vörös-óriás fázisra. A hélium fúzió szén-oxigén mag felépítését eredményezi. Egy körülbelül 8 m☉ alatti csillag soha nem kezd fúziót degenerált szén-oxigén magjában., Ehelyett az aszimptotikus-óriás-ág fázis végén a csillag kiadja külső rétegeit, amely egy bolygó ködöt képez, amelynek a csillag magja ki van téve, végül fehér törpévé válik. A külső tömeg kilökődése és egy planetáris köd kialakulása végül véget vet a csillag evolúciójának vörös-óriás fázisának. A vörös-óriás fázis általában csak körülbelül egymilliárd évig tart egy naptömegű csillag számára, szinte az egészet a vörös-óriás ágra költik. A vízszintes-ág és az aszimptotikus-óriás-ág fázisok tízszer gyorsabban haladnak.

Ha a csillag körülbelül 0,2-0.,5 m☉, elég hatalmas ahhoz, hogy vörös óriássá váljon, de nincs elég tömege a hélium fúziójának megkezdéséhez. Ezek a” köztes ” csillagok némiképp lehűlnek és növelik fényességüket, de soha nem érik el a vörös óriáság csúcsát és a héliummag villogását. Amikor a vörös-óriás ág felemelkedése véget ér, a külső rétegeikről puffadnak, mint egy poszt-aszimptotikus-óriás-ág csillag, majd fehér törpévé válnak.,

azok a csillagok, amelyek nem válnak vörös óriásokká. edit

a nagyon alacsony tömegű csillagok teljesen konvektívek, és a hidrogént héliummá olvaszthatják akár billió évig, amíg az egész csillagnak csak egy kis része hidrogén. A fényerő és a hőmérséklet folyamatosan növekszik ebben az időben, csakúgy, mint a nagyobb tömegű főszekvenciájú csillagok esetében, de az érintett időtartam azt jelenti, hogy a hőmérséklet végül körülbelül 50% – kal, a fényesség pedig körülbelül 10-szeresére nő., Végül a hélium szintje addig a pontig emelkedik, ahol a csillag már nem teljesen konvektív, és a magban maradó hidrogént még csak néhány milliárd év alatt fogyasztják el. Tömegtől függően a hőmérséklet és a fényerő egy ideig folyamatosan növekszik a hidrogénhéj égése során, a csillag melegebb lehet A napnál, és tízszer fényesebb, mint amikor kialakul, bár még mindig nem olyan fényes, mint a nap. Néhány milliárd év elteltével egyre kevésbé fényesek és hűvösebbek lesznek, annak ellenére, hogy a hidrogénhéj égése folytatódik., Ezek hűvös hélium fehér törpékké válnak.

a nagyon nagy tömegű csillagok szupergiánsokká alakulnak, amelyek egy evolúciós pályát követnek, amely vízszintesen oda-vissza viszi őket a H-R diagram felett, a jobb végén, vörös szupergiánsokat alkotva. Ezek általában II-es típusú szupernóvaként fejezik be életüket. A legnagyobb tömegű csillagok Farkas-Rayet csillagokká válhatnak anélkül, hogy óriások vagy szupergiánsok lennének.