profil

Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy

drukuj
poleca 92% 101 głosów

Treść
Obrazy
Wideo
Komentarze

Model czerwonego olbrzyma

Ogólnie gwiazdy o strukturze składającej się z jądra i otoczki są nazywane olbrzymami. Ich promienie powierzchni wysyłającej światło (powierzchnia ta nazywana jest fotosferą) są dużo większe, aniżeli promienie gwiazd ciągu głównego. Występują one w wielu odmianach, najbardziej pospolite to czerwone i błękitne olbrzymy i nadolbrzymy.
Olbrzymy powstają gdy w jądrze gwiazdy ciągu głównego zabraknie wodoru i wtedy jądro zaczyna się kurczyć oraz rozszerza się jego warstwa zewnętrzna. Przemiana wodoru w hel zaczyna zachodzić w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Dla gwiazd porównywalnych z masą Słońca procesy te przebiegają jeszcze stosunkowo powoli. Jasność obiektu jest prawie stała, a temperatura powierzchniowa maleje, podczas gdy promień rośnie. Gwiazda jest wówczas tzw. podolbrzymem. Gdy masa jądra helowego osiągnie około 10% całkowitej masy gwiazdy, ewolucja wyraźnie przyspiesza. Jądro zaczyna się kurczyć, zaś znajdująca się nad nim otoczka silnie zwiększa swoje rozmiary. Temperatura powierzchni czyli fotosfery spada mieści się pomiędzy pomiędzy 2000 K a 4000 K, stąd ich czerwony kolor i nazwa czerwony olbrzym. W trakcie tej fazy ewolucji temperatura powierzchniowa ma prawie stałą, stosunkowo niską wartość, rosną natomiast promień i jasność gwiazdy. Zwiększa się również temperatura jądra helowego, która dla gwiazd wielkości Słońca wynosi 20 mln K.

Czerwony olbrzym

Gdy temperatura jądra osiągnie 100 milionów kelwinów, zaczynają w nim zachodzić reakcje przekształcające hel w węgiel. Dla gwiazd małych i średniomasywnych tzn. o masie mniejszej od dwóch mas Słońca procesu ma gwałtowny przebieg i nazywany jest błyskiem helowym. Chociaż proces zachodzi szybko to nie obserwujemy na zewnątrz wybuchu. Błysk helowy prowadzi do tak wielkiego wzrostu temperatury i w tym momencie dalsze uwalnianie ciepła zwiększa ciśnienie i powoduje ekspansję jądra. Ekspansja obniża ciśnienie, gęstość i temperaturę i osiągamy stabilne warunki dla spalania helu. Gwiazda osiada na tzw. gałęzi horyzontalnej diagramu Hertzsprunga-Russella. Ewolucja na tej gałęzi przypomina ewolucję na ciągu głównym, z tą różnicą, że gwiazda w swym jądrze spala teraz hel w węgiel. Wciąż istnieje też cienka warstwa otaczająca jądro, w której zachodzą termojądrowe reakcje przemiany wodoru w hel (nadal dostarczające gwieździe większość wypromieniowywanej energii). Stan takiego obiektu jest zazwyczaj niestabilny to w końcowej fazie rozmiary się na przemian zwiększają i zmniejszają i takie obiekty nazywamy gwiazdami zmiennymi pulsacyjnie. W końcowej fazie otoczka gazowa ucieknie w przestrzeń kosmiczną i jeżeli jest podświetlona to nazywana jest mgławicą planetarną. Pozostałe jądro czerwonego olbrzyma przekształca się natomiast w białego karła.


U dołu najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Byka Aldebaran tworząca oko mitycznego byka
Przykłady czerwonych olbrzymów:
Aktur w gwiazdozbiorze Wolarza czwarta co do jasności gwiazda na niebie. Jest około 28 razy większa od Słońca i 70 razy od niego jaśniejszym, odległym od Ziemi o 36 lat świetlnych.
Rigel w konstelacji Oriona, niebiesko-biała, 50 razy większa i 100 tysięcy razy jaśniejsza od Słońca; odległa od Ziemi o 900 lat świetlnych; siódma pod względem jasności gwiazda na niebie.
Aldebaran w gwiazdozbiorze Byka, czternasta co do jasności gwiazda na niebie. Jest odległa od Słońca o 60 lat świetlnych, i świeci z jasnością absolutną około 100 razy większą od jasności Słońca.
Słońce za 5 mld lat opuści ciąg główny i przez niecały miliard lat będzie ewoluować przez stadium czerwonego olbrzyma. Jej rozmiary będą około 50 razy większe niż obecnie i zostanie pochłonięty Merkury, a jasność 500 razy większa. W końcowym etapie może przejść przez stadium gwiazdy zmiennej i być może w najczarniejszym scenariuszu pochłonie Ziemię. Na koniec Słońce zacznie stygnąć, zewnętrzne warstwy rozejdą się, a jądro przekształci się w białego karła.
Czerwone nadolbrzymy

Czerwony nadolbrzym

W gwiazdach o dużej masie (kilka razy większej od masy Słońca) kiedy cały hel w jądrze przekształci się w węgiel (a częściowo w tlen, będący produktem wychwytu cząstek alfa przez jądra węgla), temperatura powierzchniowa znowu spada, a jasność i promień rosną. Taki obiekt nazywamy nadolbrzymem. Struktura gwiazdy wygląda wówczas następująco: węglowo-tlenowe jądro otacza cienka warstwa, w której pali się hel; nad nią umieszczona jest cienka warstwa, w której pali się wodór; jeszcze wyżej znajduje się rozległa otoczka wodorowo-helowa. Ewolucja na gałęzi czerwonych nadolbrzymów przypomina ewolucję na gałęzi czerwonych olbrzymów, jednak jasność i promień są wówczas znacznie większe.
W trakcie ewolucji na gałęzi czerwonych nadolbrzymów gwiazda traci znaczną ilość swojej materii poprzez ucieczkę cząstek z jej powierzchni (jest to tzw. wiatr gwiazdowy). Gdy masa otoczki będzie mała, zaczyna się ona kurczyć. W tej fazie ewolucji jasność gwiazdy jest bardzo duża i stała, zmniejsza się natomiast promień, zaś temperatura powierzchniowa rośnie. Kiedy temperatura staje się dostatecznie wysoka, promieniowanie gwiazdy jonizuje gaz wyrzucony przez gwiazdę. Zaczyna on świecić i widać go wówczas jako mgławicę planetarną. Jeśli pozostałość ma masę mniejszą od od 1,44 masy Słońca (tę masę graniczną nazywa się granicą Chandrasekhara) to powstanie z niej biały karzeł.


Nadolbrzym HD 179281 powinien eksplodować w ciągu następnych 100 000 lat jako supernowa. Gwiazda odrzuciła już ciężką powłokę gazu i pyłu.
Jeżeli masa gwiazdy jest ponad 10 razy większa od masy Słońca to w końcowej fazie jądro może mieć masę większą od 1,44 masy Słońca. Wtedy w jądrze zachodzić będą bardziej skomplikowane reakcje jądrowe. W tych reakcjach są syntetyzowane cięższe jądra, poprzez krzem do niklu, żelaza i innych pierwiastków o liczbie masowej wynoszącej około 60. Taka gwiazda nie wytrzymuje ciśnienia i następuje eksplozja w postaci supernowej. Pozostałością jest gwiazda neutronowa czyli pulsar lub czarna dziura.
Nadolbrzymy są największymi i najjaśniejszymi gwiazdami, tysiące razy jaśniejszymi i do 1000 razy większymi od Słońca. Procesy przebiegają w nich bardzo szybko. Te o wielkości 3 mas Słońca dokonują ewolucji w około 15 milionów lat; 9 razy masywniejszym zajmuje to tylko około 250 000 lat.
Gwiazdy często występują razem i tworzą układy wielokrotne gwiazd. Wtedy ewolucja jest często zupełnie inna.
Do najjaśniejszych czerwonych olbrzymów na naszym niebie zaliczamy:


Zdjęcie tarczy Betelgueze, gwiazdy z gwiazdozbioru Oriona wykonane przez HST. Rozmiary atmosfery są większe niż orbita Jowisza. Po raz pierwszy udało się zaobserwować tak dokładnie powierzchnię innej niż Słońce gwiazdy.
Kanopus to druga co do jasności gwiazda na niebie (po Syriuszu), leżąca w gwiazdozbiorze Kilu. Jest to żółtobiały nadolbrzym odległy o około 120 lat świetlnych od Ziemi i tysiące razy jaśniejszy od Słońca.
Kapella w gwiazdozbiorze Woźnicy, szósta co do jasności gwiazda na niebie. Składa się ona z pary żółtych nadolbrzymów odległych o 41 lat świetlnych od Ziemi, okrążających się nawzajem w ciągu 104 dni.
Betelgeuze (Betelgez) w gwiazdozbiorze Oriona, dziesiąta co do jasności gwiazda na niebie, chociaż jej jasność jest zmienna. Ma ona ponad 800 razy większą średnicę niż Słońce, co odpowiada mniej więcej wielkości orbity Marsa, jest ponad 10000 razy jaśniejsza od Słońca i leży o około 650 lat świetlnych od Ziemi.
Deneb ( w konstelacji Łabędzia, dziewiętnasta co do jasności gwiazda nieba. Jej jasność jest 60 tysięcy razy większej od Słońca, oddalona od Ziemi o około 1800 lat świetlnych.
Antares w gwiazdozbiorze Skorpiona, piętnasta co do jasności gwiazda na niebie. Jest kilkaset razy większym od Słońca i prawdopodobnie 10 tysięcy razy jaśniejszym, leży w odległości 300 lat świetlnych i podlega nieznacznym wahaniom jasności.
Gwiazda Polarna to jasna gwiazda znajdująca się najbliżej północnego bieguna niebieskiego, a zarazem najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Małej Niedźwiedzicy (Małego Wozu). Jest żółtym nadolbrzymem, odległym o około 500 lat świetlnych.


Polecasz? Tak Nie
(0) Brak komentarzy