Red giant (Norsk)

Røde gigantene er utviklet fra main-sekvens stjerner med massene i området fra ca 0,3 M☉ til rundt 8 M☉., Når en stjerne i utgangspunktet skjemaer fra en kollaps av molekylære skyen i det interstellare medium, den inneholder hovedsakelig hydrogen og helium, med spormengder av «metaller» (i stellar struktur, er dette rett og slett refererer til et element som ikke er hydrogen eller helium, dvs. atomnummer større enn 2). Disse elementer er jevnt blandet i hele stjerne. Stjernen når hovedserien når kjernen har nådd en temperatur som er høy nok til å begynne å fusjonere hydrogen (et par millioner kelvin) og etablerer hydrostatisk likevekt., Over dens viktigste sekvens liv, star langsomt omdanner hydrogen i kjernen til helium; dens viktigste-sekvens livet slutter når nesten alle hydrogen i kjernen har blitt smeltet sammen. For Solen, det viktigste-sekvens levetid er ca 10 milliarder år. Mer massive stjerner brenne uforholdsmessig mye raskere, og så har en kortere levetid enn mindre massive stjerner.

Når stjerners eksos hydrogen drivstoff i sin kjerne, kjernefysiske reaksjoner kan ikke lenger fortsette og så kjernen begynner å trekke seg på grunn av sin egen gravitasjon., Dette gir ekstra hydrogen inn i en sone hvor temperaturen og trykket er tilstrekkelig til å forårsake fusion å fortsette i et skall rundt kjernen. Hydrogen-brenning shell resulterer i en situasjon som har blitt beskrevet som speilet prinsipp; når kjernen i shell-kontrakter, lag-på-stjerners utenfor shell må utvide. Med den detaljerte fysiske prosesser som er årsak til dette er sammensatt, men oppførselen er nødvendig for å tilfredsstille samtidig bevaring av gravitasjonsfelt og termisk energi i en stjerne med shell struktur., Kjernen kontrakter og varmes opp på grunn av mangel på fusjon, og slik at de ytre lagene av stjernen vokse kraftig, absorberer mesteparten av den ekstra energien fra shell fusion. Denne prosessen med kjøling, og utvider er subgiant stjerne. Når konvolutten av stjernen har kjølt seg tilstrekkelig det blir konvektiv, star stopper øker sin lysstyrke begynner å øke, og stjernen er stigende rød kjempe gren av Hertzsprung–Russell (H–R diagrammet.,

Den evolusjonære banen stjernen tar den beveger seg langs den røde giganten gren avhenger av massen til stjernen. For Solen og stjernene på mindre enn ca 2 M☉ kjernen vil bli tette nok til at elektron degenererthet trykket vil hindre den fra å kollapse videre. Når kjernen er degenerert, det vil fortsette å varme inntil det når en temperatur på omtrent 108 K, hot nok til å begynne å fusjon av helium til karbon via trippel-alfa prosessen., Når utarte core når denne temperaturen, hele kjernen vil begynne helium fusion nesten samtidig i en såkalt helium flash. I mer-massive stjerner, kollapser kjernen vil nå 108 K før det er tett nok til å bli degenerert, slik helium fusjon vil begynne mye mer jevnt, og gir ingen helium flash. Kjernen helium sikring fase av en stjerne liv er kalt den horisontale gren i metall-dårlig stjerner, så kalt fordi disse stjernene ligge på en nesten horisontal linje i H–R-diagrammet av mange stjerners klynger., Metall-rik helium-sikring stjerner i stedet ligge på den såkalte rød klump i H–R-diagrammet.

En tilsvarende prosess som oppstår når den sentrale helium er utslitt og stjernen kollapser igjen, forårsaker helium i et skall for å begynne å fusjonere. På samme tid hydrogen kan begynne fusjon i et skall like utenfor brenne helium shell. Dette setter stjerne på den asymptotiske gigantiske gren, en annen rød kjempe-fasen. Helium fusion resultater i oppbygging av en karbon–oksygen kjerne. En stjerne nedenfor om 8 M☉ vil aldri starte fusion i sin utarte karbon og oksygen kjerne., I stedet, på slutten av den asymptotiske-giant-gren fasen stjerners vil løse ut sine ytre lag, og danner en planetariske tåken med kjernen av stjernen utsettes for til slutt å bli en hvit dverg. Utstøting av den ytre masse og etableringen av en planetariske tåken til slutt ender den rød kjempe-fasen av stjerners utvikling. Den rød kjempe-fasen varer vanligvis bare rundt en milliard år i sum for en solar masse stjerne, nesten alle som er brukt på den rød-giganten gren. Horisontal-gren og asymptotiske-giant-gren faser gå videre titalls ganger raskere.

Hvis stjernen har ca 0,2 til 0.,5 M☉, det er massiv nok til å bli en rød kjempe, men ikke har nok masse til å starte fusjon av helium. Disse «intermediate» – stjernene avkjøle litt og øke sin glød, men aldri oppnå tuppen av rød kjempe gren og helium i kjernen flash. Når oppstigningen av rød kjempe gren ender de puff av sine ytre lag mye som en post-asymptotiske-giant-gren-stjerne, og deretter bli en hvit dverg.,

Stjerner som ikke blir rød giantsEdit

Meget lav masse stjerner er fullt konvektiv og kan fortsette å fusjonere hydrogen til helium for opp til en billioner år frem til det bare er en liten brøkdel av det hele star er hydrogen. Lys og temperatur stadig økning i løpet av denne tiden, akkurat som for mer massiv viktigste-sekvens stjerner, men lengden av tiden involvert betyr at temperaturen etter hvert øker med om lag 50% og lysstyrke med rundt 10 ganger., Til slutt nivået av helium øker til det punktet der stjerners opphører å være fullt konvektiv og de resterende hydrogen låst i kjernen er inntatt i bare noen få milliarder år. Avhengig av masse, temperatur og lys fortsette å øke en tid under shell hydrogen brenner, stjernen kan bli varmere enn Solen og flere titalls ganger mer skinnende enn når det dannet selv om det fortsatt er ikke så lyse som Solen. Etter noen milliarder år, begynner de å bli mindre skinnende og kjøligere, selv om hydrogen shell brennende fortsetter., Disse blir kult helium hvite dverger.

Meget høy masse stjerner utvikle seg til supergiants som følger en evolusjonær spor som tar dem frem og tilbake horisontalt over H–R diagrammet, på den høyre enden utgjør røde supergiants. Disse pleier å ende sitt liv som en type II supernova. De mest massive stjernene kan bli Wolf–Rayet-stjerner uten å bli giants eller supergiants i det hele tatt.