Red giant (Svenska)

röda jättar utvecklas från huvudsekvensstjärnor med massor i intervallet från ca.0.3 m till runt 8 m., När en stjärna ursprungligen bildas från ett kollapsande molekylmoln i det interstellära mediet innehåller den främst väte och helium, med spårmängder av ”metaller” (i stjärnstruktur hänvisar detta helt enkelt till något element som inte är väte eller helium, dvs atomnummer större än 2). Dessa element är alla jämnt blandade i hela stjärnan. Stjärnan når huvudserien när kärnan når en temperatur som är tillräckligt hög för att börja smälta väte (några miljoner kelvin) och etablerar hydrostatisk jämvikt., Under dess huvudsakliga sekvensliv omvandlar stjärnan långsamt vätet i kärnan till helium; dess huvudsakliga sekvensliv slutar när nästan allt väte i kärnan har smält. För solen är huvudsekvensen livstid cirka 10 miljarder år. Mer massiva stjärnor brinner oproportionerligt snabbare och har därför en kortare livstid än mindre massiva stjärnor.

när stjärnan avgaser vätgasbränslet i sin kärna kan kärnreaktioner inte längre fortsätta och kärnan börjar komma i kontakt på grund av sin egen gravitation., Detta medför ytterligare väte i en zon där temperaturen och trycket är tillräckliga för att få fusion att återupptas i ett skal runt kärnan. Vätgasförbränningsskalet resulterar i en situation som har beskrivits som spegelprincipen.när kärnan i skalet kontraheras måste lagren av stjärnan utanför skalet expandera. De detaljerade fysiska processer som orsakar detta är komplexa, men beteendet är nödvändigt för att tillfredsställa samtidig bevarande av gravitations-och värmeenergi i en stjärna med skalstrukturen., Kärnan kontraherar och värmer upp på grund av bristen på fusion, och så expanderar stjärnans yttre lager kraftigt och absorberar det mesta av den extra energin från skalfusion. Denna process av kylning och expansion är den subgianta stjärnan. När stjärnans kuvert svalnar tillräckligt blir det konvektivt, stjärnan slutar expandera, dess ljusstyrka börjar öka och stjärnan stiger upp den röda jättegrenen i Hertzsprung-Russell (H–R)–diagrammet.,

den evolutionära vägen som stjärnan tar när den rör sig längs den röda jättegrenen beror på stjärnans massa. För solen och stjärnorna på mindre än ca 2 m blir kärnan tät nog att elektrondegenerationstrycket hindrar det från att kollapsa ytterligare. När kärnan är degenererad fortsätter den att värma tills den når en temperatur på ungefär 108 K, tillräckligt varm för att börja smälta helium till kol via triple-alpha-processen., När den degenererade kärnan når denna temperatur börjar hela kärnan heliumfusion nästan samtidigt i en så kallad heliumblixt. I mer massiva stjärnor kommer den kollapsande kärnan att nå 108 K innan den är tät nog att degenerera, så helium fusion börjar mycket smidigare och producerar ingen heliumblixt. Kärnan helium fusing fas av en stjärna liv kallas den horisontella grenen i metallfattiga stjärnor, så heter eftersom dessa stjärnor ligger på en nästan horisontell linje i h-R diagram över många stjärnhopar., Metallrika helium-fusingstjärnor ligger istället på den så kallade röda klumpen i h-r-diagrammet.

en analog process uppstår när det centrala heliumet är uttömt och stjärnan kollapsar igen, vilket gör att helium i ett skal börjar smälta. Samtidigt kan väte börja fusion i ett skal strax utanför det brinnande heliumskalet. Detta sätter stjärnan på den asymptotiska jättegrenen, en andra röd jättefas. Heliumfusionen resulterar i uppbyggnaden av en kolsyrekärna. En stjärna under ca 8 m kommer aldrig att starta fusion i sin degenererade kolsyrekärna., I stället, i slutet av den asymptotiska jättegrenfasen, kommer stjärnan att mata ut sina yttre lager och bilda en planetarisk nebulosa med kärnan i stjärnan utsatt och slutligen bli en vit dvärg. Utstötningen av den yttre massan och skapandet av en planetarisk nebulosa slutar slutligen den röda jättefasen av stjärnans utveckling. Den röda jättefasen varar vanligtvis bara omkring en miljard år totalt för en solmassstjärna, nästan alla spenderas på den röda jättegrenen. De horisontella grenarna och asymptotiska jättegrenfaserna fortsätter tiotals gånger snabbare.

om stjärnan har cirka 0,2 till 0.,5 m, det är massivt nog att bli en röd jätte men har inte tillräckligt med massa för att initiera fusion av helium. Dessa” mellanliggande ” stjärnor svalnar något och ökar deras ljusstyrka men uppnår aldrig toppen av den röda jättegrenen och heliumkärnflashen. När uppstigningen av den röda jättegrenen slutar puffar de av sina yttre lager ungefär som en post-asymptotisk jätte-grenstjärna och blir sedan en vit dvärg.,

stjärnor som inte blir röda jättsedit

mycket låg massa stjärnor är helt konvektiva och kan fortsätta att smälta väte i helium i upp till en biljon år tills endast en liten del av hela stjärnan är väte. Ljusstyrkan och temperaturen ökar stadigt under denna tid, precis som För mer massiva stjärnor i huvudserien, men tidslängden innebär att temperaturen så småningom ökar med cirka 50% och ljusstyrkan med cirka 10 gånger., Så småningom ökar heliumnivån till den punkt där stjärnan upphör att vara helt konvektiv och det återstående vätet låst i kärnan förbrukas på bara några miljarder fler år. Beroende på massa fortsätter temperaturen och ljusstyrkan att öka under en tid under väteskalbränning, stjärnan kan bli varmare än solen och tiotals gånger mer ljus än när den bildades, men fortfarande inte lika ljus som solen. Efter några miljarder fler år börjar de bli mindre lysande och svalare även om väteskalbränningen fortsätter., Dessa blir coola helium vita dvärgar.

mycket högmassiga stjärnor utvecklas till supergianter som följer ett evolutionärt spår som tar dem fram och tillbaka horisontellt över h-r-diagrammet, i den högra änden som utgör röda supergianter. Dessa slutar vanligtvis sitt liv som en typ II supernova. De mest massiva stjärnorna kan bli Wolf-Rayet-stjärnor utan att bli jättar eller supergianter alls.