Ramura gigant rosie

Ramura gigant roșie  este o etapă în evoluția stelelor de masă mică și medie. Aceste stele sunt giganți din clasele spectrale târzii , prin urmare, pe diagrama Hertzsprung-Russell, ele ocupă o anumită regiune, numită și ramura gigant roșie. Stelele aflate în stadiul de ramură a gigantului roșu au un vânt stelar puternic , dintre care unele sunt variabile . Aceste stele ard hidrogen într-o înveliș în jurul nucleului, crescându-și treptat dimensiunea și luminozitatea, iar nucleele lor sunt făcute din heliu , reacțiile termonucleare nu merg acolo.

Stelele intră în această etapă după stadiul subgigant și, în funcție de masă, termină această etapă de evoluție în moduri diferite. Ei se pot muta într-o ramură orizontală sau într- un pâlc roșu , pot ajunge într-o buclă albastră sau își pot pierde plicul și devin pitici albe . În viitor , Soarele va fi și el în această etapă.

Caracteristici

Stelele din stadiul de ramificare a gigantului roșu au temperaturi scăzute și, prin urmare, clasele spectrale târzii  sunt în principal K și M [1] . Luminozitatea unor astfel de stele este mult mai mare decât cea a stelelor din secvența principală din aceleași clase spectrale, ceea ce înseamnă că raza este și mai mare. Astfel, au clasa a III - a de luminozitate și sunt giganți roșii , iar pe diagrama Hertzsprung-Russell ocupă o anumită regiune, numită și ramura gigant roșie. Stelele în acest stadiu au o masă inițială de cel mult 10 M ⊙ și nu mai puțin de 0,2 M ⊙ , ceea ce se datorează evoluției stelelor (vezi mai jos ) [2] [3] [4] . Ramura gigant roșie în sine este bine exprimată în populațiile stelare mai vechi de 1,5–2 miliarde de ani [5] .

Aceste stele au un miez de heliu , în care nu au loc reacții termonucleare și o înveliș convectiv extins. La limita acestor regiuni, heliul este sintetizat din hidrogen , în primul rând prin ciclul CNO [3] [6] .

Dintre stelele situate în apropierea Soarelui , pe ramura uriașă roșie se află, de exemplu, Gacrux [7] .

Variabilitate

Stelele de pe ramura gigant roșie, în special cele mai strălucitoare dintre ele, prezintă adesea variabilitate [8] .

Printre acestea se numără adesea variabile cu perioadă lungă  - o clasă eterogenă de variabile pulsatorii. Include în principal stelele ramurii gigant roșii și ramura gigant asimptotică . În ele se disting patru grupuri, dar toate stelele care prezintă o astfel de variabilitate respectă relația dintre perioada de pulsații și luminozitatea medie a speciei . Aici  , este magnitudinea absolută ,  este perioada și și  sunt coeficienți care diferă pentru diferite grupuri de astfel de stele și pot diferi și în cadrul acestor grupuri [9] [10] .

Evoluție

Trecerea la ramura gigant roșu

Stelele în care fuziunea termonucleară a heliului din hidrogen a încetat în miez părăsesc secvența principală și se deplasează în ramura subgigant . În această etapă, sinteza heliului are loc într-o sursă stratificată - o înveliș în jurul unui miez de heliu inert. După ramura subgigant, steaua trece în ramura gigant roșie, unde sintetizează și heliu într-o sursă stratificată, dar, spre deosebire de ramura subgigant, în acest stadiu steaua are o înveliș convectiv extins [3] [6] .

Odată cu o creștere a eliberării de energie, luminozitatea stelei ar trebui să crească, prin urmare, fie temperatura fotosferei , fie raza acesteia ar trebui să crească. Mecanismul transformării unei stele într-o gigantă roșie nu este cunoscut cu exactitate, dar există condiții necesare pentru aceasta: o diferență notabilă în compoziția chimică în miez și înveliș, precum și o creștere a grosimii optice a fotosfera cu creșterea temperaturii. Fotosfera unei stele ar trebui să fie situată într-o regiune în care grosimea optică este mică, iar dacă acest indicator crește odată cu temperatura, atunci fotosfera se deplasează într-o regiune cu temperatură mai scăzută [11] .

Conform modelelor teoretice, stelele cu mase inițiale de cel puțin 0,2 M ⊙ [11] [12] cad pe ramura gigantului roșu . Pentru stelele cu o masă mai mică, condițiile de mai sus nu sunt îndeplinite: sunt complet convective și rămân omogene din punct de vedere chimic; în plus, la temperaturile fotosferelor lor, grosimea optică nu crește odată cu temperatura. Masa maximă pentru lovirea ramurii gigant roșie este de 10 M ⊙ , deoarece cu o masă mai mare arderea heliului în miezul stelei începe mai devreme decât trece steaua în ramura gigant roșie, ca urmare, evoluția sa decurge și ea diferit. În plus, există o diferență calitativă între stelele de ramuri gigantice roșii cu masă mare și mică. La o masă a stelei mai mare de 2,3 M ⊙ (valoarea exactă depinde de compoziția chimică), miezul de heliu este într-o stare apropiată de ideală , iar la o masă mai mică se dovedește a fi degenerat . Această diferență afectează exact modul în care se va încheia șederea unei stele pe ramura gigant roșie [13] .

Soarele va intra în ramura gigant roșu peste 7,1 miliarde de ani. La începutul acestei etape, va avea o rază de 2,3 R ⊙ , o luminozitate de 2,7 L ⊙ și o temperatură la suprafață de aproximativ 4900 K [14] .

Evoluție pe ramura gigant roșu

În timp ce steaua se află pe ramura uriașă roșie, raza și luminozitatea ei cresc, iar temperatura scade doar ușor. Acest proces are loc concomitent cu comprimarea miezului datorită faptului că atât legea conservării energiei , cât și teorema virială trebuie îndeplinite în stea , cu toate acestea, mecanismul exact de conectare a acestor procese este necunoscut [15] . În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă aproape vertical în sus, iar regiunea de luminozități mari trece destul de repede: de exemplu, din cei 600 de milioane de ani pe care îi petrece pe ramura gigantului roșu, Soarele va avea nevoie de aproximativ 450 de milioane de ani. să-i crească luminozitatea la 17 L ⊙ . În restul de 150 de milioane de ani, luminozitatea Soarelui va crește la 2350 L ⊙ [6] [14] [16] .

Masa miezului de heliu crește pe măsură ce heliul este produs constant în sursa stratificată. Sursa stratului, la rândul său, se deplasează către straturile exterioare ale stelei și scade: de exemplu, pentru stelele cu masă mică, conține 10 −3 M ⊙ la începutul ramului gigant roșu și 10 −4 M ⊙ la capătul [3] [6] . Șederea unei stele pe ramura gigant roșie este însoțită de o pierdere semnificativă de masă, mai ales atunci când luminozitatea este mare: pentru o stea cu o masă de ordinul soarelui, rata sa poate ajunge până la 10 −7 M ⊙ pe an, în timp ce în momentul de față Soarele pierde doar 10 −17 M ⊙ pe an [4] .

Zona convectivă a stelelor de pe ramura gigant roșie crește cu timpul și atinge adâncimi din ce în ce mai mari. La un moment dat, ajunge la o sursă de strat, unde se formează heliu. Acest lucru duce la îndepărtarea unei părți a heliului din interiorul stelei la suprafață, dar după un timp zona convectivă începe să se îngusteze și fluxul de heliu în învelișul exterior se oprește. Acest fenomen se numește prima linguriță , în urma căreia se modifică și conținutul de pe suprafața altor elemente, cu excepția heliului [6] .

În plus, convecția generează un salt brusc în conținutul de elemente chimice în regiunea de adâncime maximă, până la care a ajuns zona convectivă. Pe măsură ce sursa stratului trece prin zona în care se observă acest salt, steaua se contractă ușor și luminozitatea ei scade, după care începe să crească din nou și să devină mai strălucitoare. Acest lucru duce la faptul că, în diagrama Hertzsprung-Russell, steaua trece aproape de trei ori în aceeași regiune, în regiunea căreia zăbovește 20% din perioada șederii pe ramura gigantului roșu. În consecință, pe ea se observă mai multe stele și se observă un vârf în funcția de luminozitate a stelelor ramului gigant roșu. În literatura engleză, acest vârf este numit bump de ramură a gigantului roșu (lit. „bump of the red giant of the giants”) [6] [17] .

Pentru stelele cu miez degenerat pe ramura gigantului roșu, masa nucleului și luminozitatea stelei sunt strâns legate: cu cât masa nucleului este mai mare, cu atât luminozitatea este mai mare. Metalicitatea stelei are, de asemenea, un efect mic , iar parametrii cochiliei nu au practic niciun efect asupra luminozității, deoarece cochilia este foarte rarefiată și modifică puțin presiunea din sursa stratului. Pe de altă parte, ceteris paribus, cu cât masa cochiliei este mai mare, cu atât raza stelei este mai mică și, prin urmare, temperatura efectivă este mai mare . Astfel, pierderea de masă de către o stea face ca steaua să se deplaseze spre dreapta în diagrama Hertzsprung-Russell [6] .

Plecare din ramura uriașului roșu

Stele de masă intermediară

În această etapă, nucleele stelelor mai masive de 2,3 M ⊙ rămân nedegenerate, prin urmare, pe ramura gigantului roșu, se contractă treptat, pe măsură ce masa lor depășește limita Schoenberg-Chandrasekhar și se încălzesc. Ca urmare a compresiei, temperatura din nucleele stelelor masive crește la 108 K , ceea ce este suficient pentru a începe o reacție triplă cu heliu . Miezul încetează să se mai micșoreze, iar steaua însăși părăsește ramura uriașă roșie și intră în bucla albastră [3] [6] .

Stele de masă mică

În stelele mai puțin masive, compresia practic nu are loc, deoarece presiunea gazului degenerat o împiedică. Gazul degenerat elimină bine temperatura, iar energia din acesta este în plus transportată de radiația neutrino , care încetinește încălzirea miezului și întârzie debutul arderii heliului . În cele din urmă, când temperatura devine încă suficient de ridicată pentru a începe arderea heliului, acesta începe exploziv - în câteva minute sau ore, trece așa-numitul flash de heliu [4] . Cu ea, se eliberează o cantitate foarte mare de energie, în urma căreia miezul se încălzește și încetează să mai fie degenerat, după care se extinde și se răcește din nou. Învelișul exterior, dimpotrivă, este puternic comprimat și crește temperatura. Acest proces durează aproximativ 10 4 ani, timp în care pe diagrama Hertzsprung-Russell steaua se deplasează rapid în regiunea cu luminozități mai scăzute și temperaturi ridicate - părăsește ramura gigant roșie și ajunge pe ramura orizontală sau aglomerarea roșie [3] [6] [14] [18] .

Pentru stelele de mase diferite, o fulgerare de heliu are loc la aproape aceeași masă a miezului de heliu, egală cu 0,48–0,50 M ⊙ . Luând în considerare legătura sa cu luminozitatea, acest lucru duce la faptul că stelele cu mase mai mici de 1,8 M ⊙ au aproape aceleași luminozități imediat înainte de fulgerarea cu heliu. Luminozitatea stelelor de pe ea, în funcție de metalitate , este de 2-3 mii L ⊙ . Acest lucru face posibilă utilizarea vârfului ramului gigant roșu ca indicator de distanță , inclusiv pentru alte galaxii [19] [20] .

În vârful ramului gigant roșu, Soarele va avea o luminozitate de 2350 L ⊙ , o rază de 166 R ⊙ și o temperatură de 3100 K . Masa sa va fi de 0,72 M ⊙ , timp în care va absorbi Mercur [14] .

Stele de masă mică

Potrivit unor modele, există o gamă de masă în care o stea nu este complet convectivă și trece la ramura gigant roșie, dar nu este suficient de masivă pentru a avea loc o fulgerare de heliu în ea. Astfel de stele, înainte de a ajunge în vârful ramurii gigantice roșii, își revarsă învelișurile exterioare și lasă în urmă o pitică albă cu heliu [11] [21] .

Istoria studiului

Termenul de „ gigant roșie ” a apărut când, la începutul secolului al XX-lea, Einar Hertzsprung a descoperit că stelele de aceleași tipuri spectrale pot avea luminozități diferite, iar această diferență este deosebit de puternică la tipurile spectrale târzii [22] [23] . Totuși, acest concept se referă în general la stele de luminozitate ridicată și la clase spectrale târzii și include diferite clase de stele din punct de vedere fizic [1] . Un studiu mai detaliat al giganților roșii a început mai târziu, ramura orizontală a fost descoperită [24] [25] , iar în cele din urmă ramura gigant asimptotică și ramura gigant roșie au fost separate în lucrarea lui Halton Arp din 1955 [26] [27] [28] .

În același timp, s-a dezvoltat și teoria evoluției stelare . În 1954, Allan Sandage a stabilit că stelele devin giganți roșii după secvența principală [29] , după care au fost dezvoltate și completate treptat modele de evoluție [30] .

Note

  1. ↑ 12 Dragul David. gigant roșu . Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 19 februarie 2021. Arhivat din original pe 25 februarie 2017.
  2. ↑ Surdin, 2015 , p. 159.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen și colab., 2007 , pp. 249-250.
  4. ↑ 1 2 3 Stele post-secvență principală  . Australia Telescope National Facility . CSIRO (17 noiembrie 2020). Preluat la 16 februarie 2021. Arhivat din original la 14 aprilie 2021.
  5. ↑ Salaris Maurizio, Cassisi Santi, Weiss Achim. Red Giant Branch Stars: Theoretical Framework   // Publicațiile Societății Astronomice din Pacific . - Cambridge, Mass.: Harvard University Press , 2002. - 4 martie ( vol. 114 , iss. 794 ). — P. 375 . — ISSN 1538-3873 . - doi : 10.1086/342498 .
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 141-148.
  7. ↑ Ireland MJ, Tuthill PG, Bedding TR, Robertson JG, Jacob AP Multiwavelength diameters of near near Miras and semiregular variables  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2004. - 1 mai ( vol. 350 ). — P. 365–374 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x . Arhivat din original pe 22 noiembrie 2018.
  8. ↑ Kiss LL, Bedding TR Variabile roșii în baza de date OGLE-II - I. Pulsații și relații perioada-luminozitate sub vârful ramului gigant roșu a Marelui Nor Magellanic  // Monthly  Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2003. - 1 august ( vol. 343 ). -P.L79 - L83 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x .
  9. ↑ Soszynski I., Dziembowski WA, Udalski A., Kubiak M., Szymanski MK The Optical Gravitational Lensing Experiment. Perioada--Relațiile de luminozitate ale stelelor roșii variabile  (engleză)  // Acta Astronomica. - Varșovia: Fundația Copernic pentru Astronomia Poloneză, 2007. - 1 septembrie ( vol. 57 ). — P. 201–225 . — ISSN 0001-5237 . Arhivat din original pe 9 noiembrie 2017.
  10. ↑ Soszynski I., Udalski A., Szymanski MK, Kubiak M., Pietrzynski G. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. XV. Variabile cu perioadă lungă în Bulge Galactic  //  Acta Astronomica. - Varșovia: Fundația Copernicus pentru Astronomie Poloneză, 2013. - 1 martie ( vol. 63 ). — P. 21–36 . — ISSN 0001-5237 . Arhivat din original pe 18 aprilie 2019.
  11. ↑ 1 2 3 Laughlin Gregory, Bodenheimer Peter, Adams Fred C. The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1 iunie ( vol. 482 ). — P. 420–432 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arhivat din original pe 5 octombrie 2018.
  12. ↑ Surdin, 2015 , p. 158.
  13. ↑ Surdin, 2015 , p. 159; Karttunen și colab., 2007 , pp. 249-250; Salaris și Cassisi, 2005 , pp. 141-148.
  14. ↑ 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd A.I., Kraemer K.E. Soarele nostru. III. Prezent și viitor  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 noiembrie ( vol. 418 ). - P. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.
  15. ↑ Djorgovski G. Post-Main Sequence Stellar Evolution . Caltech Astronomie . Institutul de Tehnologie din California . Preluat la 20 februarie 2021. Arhivat din original la 4 iulie 2020.
  16. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 399.
  17. ↑ Alves DR, Sarajedini A. Luminozitățile dependente de vârstă ale umflăturii de ramuri uriașe roșii, umflăturii de ramuri gigantice asymptotice și aglomerației roșii de ramură orizontală  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - 1 ianuarie ( vol. 511 ). — P. 225–234 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/306655 . Arhivat din original pe 5 aprilie 2019.
  18. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 399-400.
  19. ↑ Lee, MG, Freedman WL, Madore BF Vârful Ramurii Gigantului Roșu ca indicator de distanță pentru galaxiile rezolvate  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 noiembrie ( vol. 417 ). — P. 553 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173334 . Arhivat din original pe 6 iulie 2014.
  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 141-155.
  21. ↑ Adams FC, Graves GJM, Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence  //  Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - Mexic: Instituto de Astronomía, 2004. - 1 decembrie ( vol. 22 ). — P. 46–49 . — ISSN 0185-1101 . Arhivat din original pe 10 august 2013.
  22. ↑ Astronomie - Ascensiunea astrofizicii  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 20 februarie 2021. Arhivat din original la 10 mai 2015.
  23. ↑ Russell HN Stele „Giant” și „pitici”  //  Observatorul. - 1913. - 1 august ( vol. 36 ). — P. 324–329 . — ISSN 0029-7704 . Arhivat din original pe 26 martie 2019.
  24. ↑ Arp HC , Baum WA, Sandage AR Diagramele HR pentru clusterele globulare M 92 și M 3.  //  The Astronomical Journal . - 1952. - 1 aprilie ( vol. 57 ). — P. 4–5 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/106674 .
  25. ↑ Sandage AR Diagrama culoare-magnitudine pentru clusterul globular M 3.  // The Astronomical Journal. - Bristol: Editura IOP , 1953. - V. 58 . — S. 61–75 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/106822 . Arhivat din original pe 6 ianuarie 2016.
  26. ↑ Arp HC , Johnson HL The Globular Cluster M13  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - 1 iulie ( vol. 122 ). - S. 171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146065 .
  27. ↑ Sandage AR , Katem B., Kristian J. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - 1 august ( vol. 153 ). — P.L129 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  28. ↑ Simoda M., Tanikawa K. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5  //  Publications of the Astronomical Society of Japan. - Tokio: Societatea Astronomică a Japoniei, 1970. - Vol. 22 . — P. 143 . — ISSN 0004-6264 .
  29. ↑ Istoria astronomiei . SI Vavilov Institutul de Istorie a Științelor Naturale și Tehnologiei Academiei Ruse de Științe . Preluat la 20 februarie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020.
  30. ↑ Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. The Aarhus red giants challenge. I. Structuri stelare în faza de ramură a gigantului roșu  // Astronomie și Astrofizică  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2020. - 1 martie ( vol. 635 ). — P. A164 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935843 .

Literatură