Roter Riese

Rote Riesen werden aus Hauptsequenz-Sternen mit Massen im Bereich von etwa 0,3 M☉ bis etwa 8 M☉., Wenn sich ein Stern zunächst aus einer kollabierenden Molekülwolke im interstellaren Medium bildet, enthält er hauptsächlich Wasserstoff und Helium mit Spuren von „Metallen“ (in der Sternstruktur bezieht sich dies einfach auf jedes Element, das kein Wasserstoff oder Helium ist, d. H. Ordnungszahl größer als 2). Diese Elemente sind alle gleichmäßig im gesamten Stern gemischt. Der Stern erreicht die Hauptsequenz, wenn der Kern eine Temperatur erreicht, die hoch genug ist, um mit dem Verschmelzen von Wasserstoff (einige Millionen Kelvin) zu beginnen, und stellt ein hydrostatisches Gleichgewicht her., Während seiner Hauptsequenz-Lebensdauer wandelt der Stern langsam den Wasserstoff im Kern in Helium um; Seine Hauptsequenz-Lebensdauer endet, wenn fast der gesamte Wasserstoff im Kern verschmolzen ist. Für die Sonne beträgt die Lebensdauer der Hauptsequenz ungefähr 10 Milliarden Jahre. Mehr-massive Sterne brennen unverhältnismäßig schneller und haben so eine kürzere Lebensdauer als weniger massive Sterne.

Wenn der Stern den Wasserstoffbrennstoff in seinem Kern erschöpft, können die Kernreaktionen nicht mehr fortgesetzt werden und der Kern beginnt sich aufgrund seiner eigenen Schwerkraft zusammenzuziehen., Dies bringt zusätzlichen Wasserstoff in eine Zone, in der die Temperatur und der Druck ausreichen, um die Fusion in einer Hülle um den Kern wieder aufzunehmen. Die wasserstoffverbrennende Hülle führt zu einer Situation, die als Spiegelprinzip beschrieben wurde; Wenn sich der Kern innerhalb der Schale zusammenzieht, müssen sich die Schichten des Sterns außerhalb der Schale ausdehnen. Die detaillierten physikalischen Prozesse, die dies verursachen, sind komplex, aber das Verhalten ist notwendig, um die gleichzeitige Erhaltung der Gravitations – und Wärmeenergie in einem Stern mit der Schalenstruktur zu gewährleisten., Der Kern zieht sich zusammen und erwärmt sich aufgrund der fehlenden Fusion, und so dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns stark aus und absorbieren den größten Teil der zusätzlichen Energie aus der Schalenfusion. Dieser Prozess des Abkühlens und Expandierens ist der Subgiantenstern. Wenn die Hülle des Sterns ausreichend abkühlt, wird er konvektiv, der Stern hört auf sich zu dehnen, seine Leuchtkraft beginnt zuzunehmen, und der Stern steigt den roten Riesenzweig des Hertzsprung-Russell (H–R)–Diagramms auf.,

Der Evolutionspfad, den der Stern entlang des roten Riesenzweigs einnimmt, hängt von der Masse des Sterns ab. Für die Sonne und Sterne von weniger als etwa 2 M☉ wird der Kern dicht genug, dass der Druck der Elektronendegeneration verhindert, dass er weiter zusammenbricht. Sobald der Kern degeneriert ist, wird er weiter erhitzt, bis er eine Temperatur von ungefähr 108 K erreicht, heiß genug, um Helium mit Kohlenstoff über den Triple-Alpha-Prozess zu verschmelzen., Sobald der entartete Kern diese Temperatur erreicht hat, beginnt der gesamte Kern fast gleichzeitig mit der Heliumfusion in einem sogenannten Heliumblitz. In massiveren Sternen wird der kollabierende Kern 108 K erreichen, bevor er dicht genug ist, um degeneriert zu sein, so dass die Heliumfusion viel reibungsloser beginnt und keinen Heliumblitz erzeugt. Die Kern-Helium-Fusing-Phase des Lebens eines Sterns wird der horizontale Zweig in metallarmen Sternen genannt, so genannt, weil diese Sterne auf einer fast horizontalen Linie im H–R-Diagramm vieler Sternhaufen liegen., Metallreiche heliumverschmelzende Sterne liegen stattdessen auf dem sogenannten roten Klumpen im H-R-Diagramm.

Ein analoger Vorgang tritt auf, wenn das zentrale Helium erschöpft ist und der Stern wieder zusammenbricht, wodurch Helium in einer Schale zu verschmelzen beginnt. Gleichzeitig kann Wasserstoff in einer Schale direkt außerhalb der brennenden Heliumschale verschmelzen. Dies bringt den Stern auf den asymptotischen Riesenzweig, eine zweite Phase des roten Riesen. Die Heliumfusion führt zum Aufbau eines Kohlenstoff–Sauerstoff-Kerns. Ein Stern unter etwa 8 M☉ wird niemals die Fusion in seinem degenerierten Kohlenstoff–Sauerstoff-Kern beginnen., Stattdessen wird der Stern am Ende der asymptotisch-riesigen Verzweigungsphase seine äußeren Schichten auswerfen und einen planetarischen Nebel bilden, wobei der Kern des Sterns freigelegt wird und letztendlich zu einem weißen Zwerg wird. Der Ausstoß der äußeren Masse und die Schaffung eines planetarischen Nebels beenden schließlich die rot-riesige Phase der Evolution des Sterns. Die Rot-Riesen-Phase dauert in der Regel nur rund eine Milliarde Jahre insgesamt für einen Sonnenmassenstern, von denen fast alle auf dem roten Riesen Zweig ausgegeben wird. Die Horizontal-Zweig-und asymptotisch-Riesen-Zweig-Phasen verlaufen zehnmal schneller.

Wenn der Stern etwa 0,2 bis 0 hat.,5 M☉, es ist massiv genug, um ein roter Riese zu werden, hat aber nicht genug Masse, um die Fusion von Helium zu initiieren. Diese „Zwischensterne“ kühlen etwas ab und erhöhen ihre Leuchtkraft, erreichen aber niemals die Spitze des roten Riesenzweigs und des Heliumkernblitzes. Wenn der Aufstieg des roten Riesenzweigs endet, pusten sie ihre äußeren Schichten ähnlich wie ein postasymptotisch-Riesenzweig ab und werden dann zu einem weißen Zwerg.,

Sterne, die nicht zu roten Riesen werdenEdit

Sterne mit sehr geringer Masse sind vollständig konvektiv und können Wasserstoff bis zu einer Billion Jahre lang zu Helium verschmelzen, bis nur ein kleiner Bruchteil des gesamten Sterns Wasserstoff ist. Leuchtkraft und Temperatur nehmen während dieser Zeit stetig zu, genau wie bei massiveren Hauptsequenzsternen, aber die Zeitdauer bedeutet, dass die Temperatur schließlich um etwa 50% und die Leuchtkraft um etwa das 10-fache ansteigt., Schließlich steigt der Heliumspiegel bis zu dem Punkt an, an dem der Stern nicht mehr vollständig konvektiv ist und der verbleibende Wasserstoff, der im Kern eingeschlossen ist, in nur wenigen Milliarden Jahren verbraucht wird. Abhängig von der Masse nehmen Temperatur und Leuchtkraft während des Brennens der Wasserstoffhülle eine Zeit lang weiter zu, der Stern kann heißer als die Sonne und zehnmal leuchtender werden als bei seiner Entstehung, obwohl er immer noch nicht so hell ist wie die Sonne. Nach einigen Milliarden Jahren werden sie weniger leuchtend und kühler, obwohl die Verbrennung von Wasserstoffschalen anhält., Diese werden kühle heliumweiße Zwerge.

Sterne mit sehr hoher Masse entwickeln sich zu Überriesen, die einer evolutionären Spur folgen, die sie horizontal über das H–R-Diagramm hin und her führt und am rechten Ende rote Überriesen bildet. Diese beenden normalerweise ihr Leben als Typ-II-Supernova. Die massivsten Sterne können Wolfsrayet-Sterne werden, ohne überhaupt zu Riesen oder Überriesen zu werden.