Röd jättegren

Den röda jättegrenen  är ett steg i utvecklingen av stjärnor med liten och medelstor massa. Dessa stjärnor är jättar av de sena spektralklasserna , därför, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, upptar de en viss region, även kallad den röda jättegrenen. Stjärnor på den röda jättegrenen har en stark stjärnvind , varav en del varierar . Dessa stjärnor bränner väte i ett skal runt kärnan och ökar gradvis sin storlek och ljusstyrka, och deras kärnor är gjorda av helium , termonukleära reaktioner går inte dit.

Stjärnor går in i det här stadiet efter det subgigantiska stadiet och, beroende på massan, fullbordar detta utvecklingsstadium på olika sätt. De kan flytta till en horisontell gren eller röd klump , de kan hamna i en blå slinga , eller de kan kasta sitt hölje och bli vita dvärgar . I framtiden kommer solen också att vara i detta skede.

Egenskaper

Stjärnor i den röda jättegrenen har låga temperaturer, och därför är de sena spektralklasserna  huvudsakligen K och M [1] . Ljusstyrkan hos sådana stjärnor är mycket större än för huvudsekvensstjärnor av samma spektralklass, vilket innebär att radien också är större. Således har de ljusstyrka III och är röda jättar , och på Hertzsprung-Russell-diagrammet upptar de en viss region, även kallad den röda jättegrenen. Stjärnor i detta skede har en initial massa på högst 10 M ⊙ och inte mindre än 0,2 M ⊙ , vilket beror på stjärnornas utveckling (se nedan ) [2] [3] [4] . Den röda jättegrenen i sig är väl uttryckt i stjärnpopulationer äldre än 1,5–2 miljarder år [5] .

Dessa stjärnor har en heliumkärna , i vilken termonukleära reaktioner inte inträffar , och ett utökat konvektivt skal. Vid gränsen till dessa regioner syntetiseras helium från väte , främst genom CNO-cykeln [3] [6] .

Av stjärnorna som ligger nära solen , på den röda jättegrenen finns till exempel Gacrux [7] .

Variabilitet

Stjärnor på den röda jättegrenen, särskilt den ljusaste av dem, visar ofta variation [8] .

Bland dem finns ofta långperiodiska variabler  - en heterogen klass av pulserande variabler. Det inkluderar främst stjärnorna i den röda jättegrenen och den asymptotiska jättegrenen . Fyra grupper särskiljs i dem, men alla stjärnor som uppvisar sådan variation följer förhållandet mellan pulsationsperioden och artens genomsnittliga ljusstyrka . Här  , är den absoluta magnituden ,  är perioden, och och  är koefficienter som skiljer sig åt för olika grupper av sådana stjärnor och kan skilja sig även inom dessa grupper [9] [10] .

Evolution

Övergång till den röda jättegrenen

Stjärnor där termonukleär fusion av helium från väte har upphört i kärnan lämnar huvudsekvensen och flyttar till subjättens gren . I detta skede sker heliumsyntes i en skiktad källa - ett skal runt en inert heliumkärna. Efter subjättegrenen övergår stjärnan till den röda jättegrenen där den också syntetiserar helium i en lagerkälla, men till skillnad från subjättegrenen har stjärnan i detta skede ett utsträckt konvektivt skal [3] [6] .

Med en ökning av energiutsläppet bör stjärnans ljusstyrka öka, därför bör antingen temperaturen på fotosfären eller dess radie öka. Mekanismen för omvandlingen av en stjärna till en röd jätte är inte exakt känd, men det finns nödvändiga förutsättningar för det: en märkbar skillnad i den kemiska sammansättningen i kärnan och i skalen, samt en ökning av den optiska tjockleken av fotosfären med stigande temperatur. Fotosfären av en stjärna bör vara belägen i ett område där den optiska tjockleken är liten, och om denna indikator växer med temperaturen, flyttar fotosfären till ett område med lägre temperatur [11] .

Enligt teoretiska modeller faller stjärnor med en initial massa på minst 0,2 M ⊙ [11] [12] på den röda jättegrenen . För stjärnor med lägre massa uppfylls inte ovanstående villkor: de är helt konvektiva och förblir kemiskt homogena; dessutom ökar den optiska tjockleken inte med temperaturen vid fotosfärernas temperaturer. Den maximala massan för att träffa den röda jättegrenen är 10 M ⊙ , eftersom heliumförbränning i stjärnans kärna börjar med en större massa tidigare än att stjärnan passerar till den röda jättegrenen, vilket gör att dess utveckling också fortskrider annorlunda. Dessutom finns det en kvalitativ skillnad mellan röda jättegrenstjärnor med hög och låg massa. Vid en stjärnmassa större än 2,3 M ⊙ (det exakta värdet beror på den kemiska sammansättningen) är heliumkärnan i ett tillstånd nära ideal , och vid en lägre massa visar det sig vara degenererat . Denna skillnad påverkar exakt hur en stjärnas vistelse på den röda jättegrenen kommer att sluta [13] .

Solen kommer in i den röda jättegrenen om 7,1 miljarder år. I början av detta skede kommer den att ha en radie på 2,3 R ⊙ , en ljusstyrka på 2,7 L ⊙ och en yttemperatur på cirka 4900 K [14] .

Evolution på den röda jättegrenen

Medan stjärnan befinner sig på den röda jättegrenen ökar dess radie och ljusstyrka, och temperaturen minskar endast något. Denna process sker samtidigt med komprimeringen av kärnan på grund av att både lagen om energibevarande och virialsatsen måste uppfyllas i stjärnan , men den exakta mekanismen för kopplingen av dessa processer är okänd [15] . I Hertzsprung-Russell-diagrammet rör sig stjärnan nästan vertikalt uppåt, och området med höga ljusstyrkor passerar ganska snabbt: till exempel, av de 600 miljoner år som den tillbringar på den röda jättegrenen, kommer solen att behöva cirka 450 miljoner år för att öka dess ljusstyrka till 17 L ⊙ . Under de återstående 150 miljoner åren kommer solens ljusstyrka att öka till 2350 L ⊙ [6] [14] [16] .

Massan av heliumkärnan ökar när helium ständigt produceras i den skiktade källan. Lagerkällan rör sig i sin tur mot stjärnans yttre lager och minskar: för stjärnor med låg massa innehåller den till exempel 10 −3 M ⊙ i början av den röda jättegrenen och 10 −4 M ⊙ vid slutet [3] [6] . En stjärnas vistelse på den röda jättegrenen åtföljs av en betydande massaförlust, särskilt när ljusstyrkan är hög: för en stjärna med en massa av solens storlek kan dess hastighet nå upp till 10 −7 M ⊙ per år, medan solen för tillfället bara förlorar 10 −17 M ⊙ per år [4] .

Stjärnornas konvektivzon på den röda jättegrenen ökar med tiden och når allt större djup. Vid ett visst ögonblick når den en lagerkälla, där helium bildas. Detta leder till att en del av heliumet avlägsnas från stjärnans inre till ytan, men efter ett tag börjar den konvektiva zonen att smalna av och utflödet av helium till det yttre skalet stannar. Detta fenomen kallas den första skopan , som ett resultat av vilket innehållet på ytan av andra element, förutom helium, också förändras [6] .

Dessutom genererar konvektion ett kraftigt hopp i innehållet av kemiska element i området med maximalt djup, till vilket den konvektiva zonen har nått. När lagerkällan passerar genom området där detta hopp observeras drar stjärnan ihop sig något och dess ljusstyrka minskar, varefter den börjar öka igen och bli ljusare. Detta leder till det faktum att stjärnan i Hertzsprung-Russell-diagrammet passerar nästan samma region tre gånger, i vars region den stannar kvar under 20% av perioden av sin vistelse på den röda jättegrenen. Följaktligen observeras fler stjärnor på den, och en topp observeras i ljusstyrkan hos stjärnorna i den röda jättegrenen. I engelsk litteratur kallas denna topp för den röda jättegrenen bump (lit. "bump of the red branch of giants") [6] [17] .

För stjärnor med en degenererad kärna på den röda jättegrenen är kärnans massa och stjärnans ljusstyrka nära besläktade: ju större kärnans massa, desto större ljusstyrka. Stjärnans metallicitet har också en liten effekt , och skalets parametrar har praktiskt taget ingen effekt på ljusstyrkan, eftersom skalet är mycket sällsynt och ändrar trycket i lagerkällan lite. Å andra sidan, ceteris paribus, desto större massa av skalet, desto mindre radie av stjärnan, och därmed desto högre effektiv temperatur . En stjärnas massaförlust gör alltså att stjärnan skiftar åt höger i Hertzsprung-Russell-diagrammet [6] .

Avgång från den röda jättegrenen