Charakterystyka czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów

Czym są czerwone olbrzymy?

Olbrzymy to ogólna nazwa gwiazd, w których budowie można wyróżnić jądro oraz otoczkę. Powierzchnia emitująca promieniowanie świetlne czyli fotosfera jest dużo bardziej rozległa niż ta sama warstwa w przypadku gwiazd należących do ciągu głównego. Można wyróżnić kilka typów takich gwiazd , w tym błękitne i czerwone.

Olbrzymy są kolejnym etapem ewolucji gwiazd. Następują po ciągu głównym. Gwiazdy ciągu głównego przekształcają się w olbrzymy wtedy gdy dojdzie w ich jądrach do wyczerpania paliwa jądrowego, które jest głównym źródłem energii gwiazd. Zaczyna się wtedy proces kurczenia się jąder, a swoją objętość zaczyna zwiększać zewnętrzna warstwa. Powstawanie helu z wodoru zaczyna odbywać się w otoczce jądrowej, o małej grubości. Jeżeli gwiazdy mają masę porównywalną z masą Słońca to tempo tych procesów jest dość powolne. Dochodzi do zmniejszania się temperatury powierzchni i ciągłego wzrostu objętości gwiazdy. Jednocześnie jasność prawie w ogóle nie ulega zmianie. W wyniku tych procesów gwiazda przekształca się w podolbrzyma.

Zwiększenie tempa tych procesów następuje gdy masa jądra gwiazdy zaczyna stanowić około 10 % masy całej gwiazdy. Tak więc zaczyna dochodzić do gwałtownego kurczenia się jądra helowego oraz wzrostu promienia otoczki jądrowej. Równocześnie dochodzi do obniżenia temperatury warstwy powierzchniowej gwiazdy. Teraz zawiera się ona w przedziale 2000 - 4000K. Jest to przyczyną czerwonego zabarwienia gwiazdy. Barwa jest powodem nazwania gwiazdy na tym etapie ewolucji czerwonym olbrzymem.

Od tego momentu temperatura powierzchni utrzymuje się prawie na tym samym poziomie, ale zaczyna podnosić się temperatura w jądrze. I tak może osiągnąć nawet wartość 20 milionów K. Ma to miejsce w przypadku gwiazd o rozmiarach zbliżonych do rozmiarów Słońca.

Temperatura jądra helowego nadal się zwiększa. Gdy dochodzi do poziomu 100 milionów K to rozpoczynają się procesy prowadzące do transformacji helu w węgiel. Jeżeli sytuacja dotyczy o małych i średnich masach to procesy te przebiegają bardzo gwałtownie i noszą nazwę błysku helowego. Nie dochodzi jednak do eksplozji . Proces ten powoduje ogromny wzrost temperatury jądra. Prowadzi to do wzrostu ciśnienia i zwiększania się objętości jądra. Z kolei to doprowadza do zmniejszenia się ciśnienia, gęstości i temperatury. Powstają stabilne warunki. Te procesy prowadzą gwiazdę w kierunku horyzontalnej gałęzi na diagramie Hertzsprunga-Russella.

Ten etap ewolucji gwiazdy jest bardzo podobny do jej zachowania się na ciągu głównym. Istotna różnicą jest jednak fakt, że spalaniu ulega tutaj hel i powstaje węgiel, a w przypadku gwiazd ciągu głównego jak wiadomo spalaniu ulega wodór. W przypadku gwiazd na gałęzi horyzontalnej też ma miejsce spalanie wodoru do helu , ale zachodzi ono w otoczce jądrowej. Ten etap ewolucji gwiazdy charakteryzuje się dużą niestabilnością. Dochodzi na przemian do zwiększania i zmniejszania się promienia gwiazdy. Stąd ich nazwa - gwiazdy zmienne pulsacyjnie.

W końcowym etapie ewolucji na gałęzi horyzontalnej dochodzi do odłączenia się otoczki jądrowej, która w niektórych przypadkach nosi nazwę mgławicy planetarnej. Natomiast pozostałość gwiazdy czyli jądro ulega przekształceniu w postać zwaną białym karłem.

Wśród gwiazd widocznych na niebie można wyróżnić następujące gwiazdy będące czerwonymi olbrzymami:

• gwiazda Arktur , składnik gwiazdozbioru Wolarza. Jest czwartą pod względem jasności gwiazdą na niebie. Jej rozmiary są około 28 razy większe od rozmiarów Słońca. Jest oddalona od Ziemi o 36 lat świetlnych.
• gwiazda Rigel znajdująca się w gwiazdozbiorze Oriona. Swoimi rozmiarami 50 razy przewyższa Słońce. Odległość jaka dzieli ją od Ziemi to około 900 lat świetlnych.
• gwiazda Aldebaran, składnik gwiazdozbioru Byka. Szacuje się, że jasność absolutna tej gwiazdy 100 razy przewyższa jasność Słońca. Obie gwiazdy znajdują się w odległości 60 lat świetlnych od siebie.

Słońce obecnie znajduje się na ciągu głównym ewolucji. Ale prawdopodobnie po upływie kolejnych 5 miliardów lat stanie się czerwonym olbrzymem. Zwiększy swoją objętość około 50 razy i w początkowym etapie pochłonie Merkurego.

Następnie może znaleźć się na gałęzi horyzontalnej i pochłonąć Ziemię. Potem po ucieczce otoczki jądrowej przekształci się w białego karła.

Czym są czerwone nadolbrzymy?

Jeżeli masa gwiazdy kilka razy przewyższa masą Słońca to w momencie, gdy dojdzie do przekształcenia się całego helu w węgiel oraz tlen dochodzi do spadku temperatury powierzchni oraz do wzrostu objętości gwiazdy i jej jasności. Gwiazda ulega przekształceniu w nadolbrzyma. W takiej gwieździe w centrum znajduje się jądro złożone z węgla i tlenu. Jądro takie otoczone jest przez cienką warstwę, w której dochodzi jeszcze do spalania helu. Kolejna warstwa to powłoka , w której dochodzi do spalania wodoru. Natomiast całkiem na zewnątrz znajduje się warstwa złożona z wodoru i helu.

Czerwone nadolbrzymy mają w porównaniu z czerwonymi olbrzymami dużo większe promienie oraz jasności.

W przypadku gwiazd będących czerwonymi olbrzymami dochodzi do ucieczki różnych cząstek wchodzących w skład jej powierzchni, w postaci wiatru gwiazdowego. Na tym etapie jasność gwiazdy jest w miarę stała i ma duża wartość. Dochodzi tylko do zmniejszania się promienia gwiazdy. Równocześnie rośnie temperatura powierzchni. W pewnym momencie jest ona już tak wysoka , że zaczyna dochodzić do jonizacji gazów emitowanych przez gwiazdę. Warstwa ta widoczna jest w postaci mgławicy planetarnej. I teraz jeśli pozostałe jądro ma masę nie przekraczającą 1.44 mas Słońca to ulega przekształceniu w białego karła.

Jeśli zaś sytuacja dotyczy gwiazd, które w tym ostatnim etapie maja masę większą od 1.44 mas Słońca to w jądrach zaczyna dochodzić do syntezy jąder pierwiastków ciężkich. Może to być nikiel, żelazo , krzem oraz szereg innych pierwiastków. Ciśnienie tej pozostałości gwiazdy jest tak duże, że dochodzi do wybuchu. Mówi się o tym zdarzeniu jako o eksplozji supernowej.

Po takim wybuchu "pamiątkami" są gwiazdy neutronowe lub czarne dziury.

Nadolbrzymy są gwiazdami o bardzo dużych rozmiarach i jasnościach. Ich rozmiary mogą nawet tysiąc przewyższać rozmiary Słońca. Ich jasność absolutna może być również tysiąc razy większa od jasności Słońca.

Od masy gwiazd zależy tempo ewolucji nadolbrzymów. Jeśli masa nadolbrzyma jest niewiele większa od masy Słońca, np. 3 razy to ewolucja zajmuje jej 15 milionów lat. Jeśli natomiast sytuacja dotyczy gwiazd o masach 9 razy większych od Słońca to ich ewolucja trwa 250 tysięcy lat.