Vörös-óriás ág - Red-giant branch

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Hertzsprung – Russell diagram az M5 gömbhalmazhoz . A vörös-óriás ág a vékony vízszintes alágtól a jobb felső sarokig halad , számos fényesebb RGB csillagot piros színnel jelölve.

A vörös-óriás ág (RGB), amelyet néha első óriás ágnak is neveznek, az óriáság azon része, mielőtt a hélium meggyulladna a csillag evolúciója során . Ez egy olyan szakasz, amely követi az alacsony és közepes tömegű csillagok fő sorrendjét . A vörös-óriás ágú csillagok inert héliummaggal rendelkeznek, amelyet a CNO-cikluson keresztül összeolvadó hidrogénhéj vesz körül . K- és M-osztályú csillagok sokkal nagyobbak és világítóbbak, mint az azonos hőmérsékletű fősorozatú csillagok.

Felfedezés

A gömbös halmazok, például az NGC 288 legfényesebb csillagai a vörös óriások

A vörös óriásokat a 20. század elején azonosították, amikor a Hertzsprung – Russell diagram használata egyértelművé tette, hogy a hűvös csillagoknak két különféle típusa van, nagyon különböző méretűek: törpék, amelyeket ma hivatalosan fő szekvenciának neveznek ; és óriások .

A vörös-óriás ág kifejezést az 1940-es és 1950-es években használták, bár kezdetben csak általános kifejezésként a Hertzsprung – Russell-diagram vörös-óriás régiójára utal. Noha 1940-ben megértették a termonukleáris fő szekvencia élettartamának alapját, amelyet egy fehér törpének termodinamikai összehúzódási fázis követett , a különféle óriáscsillagok belső részletei nem voltak ismertek.

1968-ban az aszimptotikus óriáság (AGB) elnevezést a vörös óriások és a labilisabb, gyakran nagy amplitúdójú változócsillagos csillagok, például a Mira nagyobb fényerejű csillagágaknál használták . Évekkel korábban megfigyelték a kétágú óriáságat, de nem volt világos, hogy a különböző szekvenciák hogyan kapcsolódnak egymáshoz. 1970-re a vörös-óriás régiót jól meg lehetett érteni úgy, hogy részóriásokból , magából az RGB-ből, a horizontális ágból és az AGB-ből áll, és a csillagok evolúciós állapota ezekben a régiókban széles körben megértett. A vörös-óriás ágat 1967-ben írták le első óriás ágként, hogy megkülönböztessék a második vagy aszimptotikus óriás ágtól, és ezt a terminológiát ma is gyakran használják.

A modern csillagfizika modellezte azokat a belső folyamatokat, amelyek a mérsékelt tömegű csillagok fő-szekvencia utáni életének különböző szakaszait hozzák létre, egyre bonyolultabban és pontosabb módon. Az RGB kutatás eredményeit maguk használják más területek kutatásának alapjául.

Evolúció

Evolúciós pályák különböző tömegű csillagok számára:
  • a 0,6  M sáv mutatja az RGB-t és megáll a hélium villanásakor .
  • az 1  M sáv rövid, de hosszan tartó alágazatot és az RGB-t mutat a héliumig .
  • a 2  M sáv mutatja a szubóriás elágazást és az RGB-t, alig észlelhető kék hurokkal az AGB-n .
  • az 5  M sáv hosszú, de nagyon rövid alágágat, rövid RGB-t és kiterjesztett kék hurkot mutat.

Amikor egy csillag melynek tömege körülbelül 0,4  M ( Nap tömegű ) 12  M (8  M az alacsony metallicitás csillagok) kimeríti alapvető hidrogénatom, belép egy fázist hidrogén héj égő, amely alatt ez lesz a vörös óriás, nagyobb és hűvösebb, mint a fő sorrendben. A hidrogénhéj égése során a csillag belseje több különálló szakaszon megy keresztül, amelyek a külső megjelenésben tükröződnek. Az evolúciós szakaszok elsősorban a csillag tömegétől, de fémességétől is függenek .

Szubsztáns fázis

Miután a fő szekvenciájú csillag kimerítette a mag hidrogénjét, a hidrogén egy vastag héjban kezd összeolvadni egy nagyrészt héliumból álló mag körül. A héliummag tömege a Schönberg – Chandrasekhar határ alatt van, hőegyensúlyban van , és a csillag al óriás . A héjfúzióból származó további energiatermelés a burkolat felfújásával kerül felhasználásra, és a csillag lehűl, de a fényessége nem növekszik.

A kagyló hidrogénfúziója nagyjából naptömegű csillagokban folytatódik, amíg a héliummag tömege annyira megnő, hogy elfajul . Ezután a mag zsugorodik, felmelegszik, és erős hőmérséklet-gradienst alakít ki. A hőmérséklet-érzékeny CNO-ciklus révén összeolvadó hidrogénhéj jelentősen megnöveli az energiatermelés sebességét, és a csillagokat a vörös-óriás ág tövében tartják. A Nappal azonos tömegű csillag esetében ez körülbelül 2 milliárd évet vesz igénybe attól az időponttól, amikor a hidrogén kimerült a magban.

Mintegy 2 M ☉- nél nagyobb  alóriák viszonylag gyorsan elérik a Schönberg – Chandrasekhar határértéket, mielőtt a mag elfajul. A mag még mindig a saját súlyát termodinamikailag támogatja a hidrogénhéj energiájának segítségével, de már nincs hőegyensúlyban. Zsugorodik és felmelegszik, aminek következtében a hidrogénhéj vékonyabbá válik, és a csillagburkolat felfújódik. Ez a kombináció csökkenti a fényerőt, amikor a csillag az RGB töve felé hűl. Mielőtt a mag elfajul, a külső hidrogén burkolat átlátszatlan lesz, ami a csillag leáll a hűlést, növeli a fúzió sebességét a héjban, és a csillag belépett az RGB-be. Ezekben a csillagokban a szubsztant fázis néhány millió éven belül bekövetkezik, ami nyilvánvaló szakadékot okoz a Hertzsprung – Russell diagramban a B típusú fő szekvencia csillagok és az RGB között, amelyet olyan fiatal nyílt klaszterekben láthatunk, mint például Praesepe . Ez a Hertzsprung-rés, és valójában ritkán lakják azokat a szubgiant csillagokkal, amelyek gyorsan fejlődnek a vörös óriások felé, ellentétben a régebbi klaszterekben, például az ω Centauri-ban megfigyelhető, rövid, sűrűn lakott, alacsony tömegű szubgiant ággal .

A vörös-óriás ág felemelkedése

A napszerű csillagok degenerált maggal rendelkeznek a vörös óriáságon, és feljutnak a csúcsra, mielőtt villanással megkezdik a maghélium-fúziót.
A napnál masszívabb csillagoknak nincs degenerált magja, és a vörös óriáságat a csúcsa előtt hagyják el, amikor maghéliumuk villanás nélkül meggyullad.

A vörös-óriás ág tövében lévő csillagok hőmérséklete hasonló, 5000 K körüli, ami megfelel egy korai és közepes K spektrális típusnak. Fényességük a legkevésbé masszív vörös óriások esetében a nap fényességének néhányszorosától a 8 M around körüli csillagoknál több ezerszeres  fényig terjed .

Mivel hidrogénhéjaik továbbra is több héliumot termelnek, az RGB csillagok magjainak tömege és hőmérséklete megnő. Ez a hidrogénhéj gyorsabb összeolvadását okozza. A csillagok világosabbá, nagyobbá és kissé hűvösebbé válnak. Leírásuk szerint felemelkednek az RGB-be.

Az RGB felemelkedésekor számos olyan belső esemény van, amely megfigyelhető külső jellemzőket produkál. A külső konvekciós burok egyre mélyebbé válik, ahogy a csillag növekszik, és a héj energiatermelése növekszik. Végül elég mélyen eljut ahhoz, hogy a fúziós termékeket a felszínre juttassa a korábban konvektív magból, amelyet első kotrónak neveztek . Ez megváltoztatja a hélium, a szén, a nitrogén és az oxigén felszíni bőségét. Észrevehető csillagok csoportosulása észlelhető az RGB egy pontján, és RGB bump néven ismert. Ezt a mély konvekció által hátrahagyott hidrogénbőség megszakadása okozza. A kagylóenergia-termelés ebben a megszakadásban ideiglenesen csökken, hatékonyan megállítja az RGB emelkedését és csillagfelesleget okoz ezen a ponton.

A vörös-óriás ág csúcsa

A degenerált héliummaggal rendelkező csillagok esetében ennek a méret- és fényerő-növekedésnek van egy korlátja, amelyet a vörös-óriás ág csúcsaként ismerünk , ahol a mag elegendő hőmérsékletet ér el a fúzió megkezdéséhez. Minden olyan csillagnak, amely eléri ezt a pontot, azonos hélium magtömege közel 0,5  M , a csillag fényessége és hőmérséklete nagyon hasonló. Ezeket a világító csillagokat standard gyertyatávolság-jelzőként használták. Vizuálisan a vörös óriáság csúcsa kb. −3 abszolút nagyságrendű és 3 000 K körüli hőmérsékleten fordul elő napfémes fémességnél, közelebb 4000 K-hoz nagyon alacsony fémességnél. A modellek fényességet jósolnak a 2000–2500 L the csúcsán, a  fémességtől függően. A modern kutatásban az infravörös nagyságrendeket használják gyakrabban.

Elhagyva a vörös-óriás ágat

A degenerált mag robbanásszerűen megkezdődik a fúzió a hélium villanásaként ismert eseményben , de külsőleg alig van ennek közvetlen jele. Az energiát a mag degenerációjának felemeléséhez használják fel. A csillag összességében kevésbé világít és forróbb, és a vízszintes ágra vándorol. Valamennyi degenerált héliummag tömege megközelítőleg azonos, függetlenül a teljes csillagtömegtől, így a héliumfúziós fényesség a vízszintes ágon azonos. A hidrogénhéj fúziója a teljes csillagfényesség változékonyságát okozhatja, de a legtöbb napfémes közeli csillag esetében a hőmérséklet és a fényesség nagyon hasonló a vízszintes ág hűvös végén. Ezek a csillagok alkotják a vörös csomót körülbelül 5000 K és 50  L ☉ értéken . A kevésbé masszív hidrogénburkolatok miatt a csillagok forróbb és kevésbé világító helyzetet vesznek fel a vízszintes ágon, és ez a hatás könnyebben jelentkezik alacsony fémesség mellett, így a régi fémszegény halmazok mutatják a legkifejezettebb vízszintes ágakat.

A kezdetben 2 M than- nál nagyobb tömegű csillagok  nem degenerálódott héliummaggal rendelkeznek a vörös-óriás ágon. Ezek a csillagok elég forrók lesznek ahhoz, hogy elindítsák a hármas-alfa fúziót, még mielőtt elérnék a vörös-óriás ág csúcsát, és még mielőtt a mag elfajul. Ezután elhagyják a vörös-óriás ágat, és elvégeznek egy kék hurkot, mielőtt visszatérnének, hogy csatlakozzanak az aszimptotikus óriás ághoz. Csak 2 M than- nál kissé masszívabb csillagok  alig észrevehető kék hurkot hajtanak végre néhány száz L at -on, mielőtt továbbhaladnának az AGB-n, alig különböztethetők meg a vörös-óriás elágazási pozíciótól. A masszívabb csillagok kiterjesztett kék hurkokat hajtanak végre, amelyek több mint 10 000 K fényerőt elérhetnek több ezer L lum fényességnél  . Ezek a csillagok többször keresztezik az instabilitási sávot, és az I. típusú (klasszikus) Cepheid változóként pulzálnak .

Tulajdonságok

Az alábbi táblázat a fõ szekvencián (MS), a szubgiant ágon (SB) és a vörös-óriás ágon (RGB) jellemzõ élettartamokat mutatja különbözõ kezdõ tömegû csillagok esetében, mindezek napfémesen (Z = 0,02). Szintén bemutatjuk a hélium magtömeget, a felület effektív hőmérsékletét, sugarát és fényességét az RGB elején és végén minden csillag esetében. A vörös-óriás ág végét akkor definiálják, amikor a hélium mag meggyullad.

Tömeg
( M )
MS (GYrs) Horog (MYrs) SB (MYrs) RGB
(MYrs)
RGB láb
RGB vége
Magtömeg ( M ) T eff (K) Sugár ( R ) Fényerő ( L ) Magtömeg ( M ) T eff (K) Sugár ( R ) Fényerő ( L )
0.6 58.8 N / A 5,100 2500 0.10 4,634 1.2 0.6 0,48 2,925 207 2,809
1.0 9.3 N / A 2,600 760 0,13 5,034 2.0 2.2 0,48 3,140 179 2,802
2.0 1.2 10. 22. 25 0,25 5,220 5.4 19.6 0,34 4,417 23.5 188
5.0 0.1 0.4 15 0,3 0,83 4,737 43.8 866,0 0,84 4,034 115 3,118

A köztes tömegű csillagok tömegüknek csak egy töredékét veszítik el, mint fő szekvenciájú és alsóbbrendű csillagok, de vörös óriásokként jelentős mennyiségű tömeget veszítenek.

A Naphoz hasonló csillag által elveszített tömeg befolyásolja a csillag hőmérsékletét és fényességét, amikor eléri a vízszintes elágazást, így a vörös halmozott csillagok tulajdonságai alapján meghatározható a hélium villanása előtti és utáni tömegkülönbség. A vörös óriásoktól elveszített tömeg meghatározza a később kialakuló fehér törpék tömegét és tulajdonságait is . A vörös óriáság csúcsát elérő csillagok teljes tömegveszteségének becslése 0,2–0,25 M around körül  van . Ennek legnagyobb része elveszik a hélium felvillanása előtti utolsó millió évben.

A tömegesebb csillagok által elvesztett tömeg, amely a hélium felvillanása előtt elhagyja a vörös-óriás ágat, nehezebben mérhető közvetlenül. A Cepheid-változók, például a δ Cephei, aktuális tömege pontosan mérhető, mert vannak bináris vagy pulzáló csillagok. Az evolúciós modellekkel összehasonlítva úgy tűnik, hogy az ilyen csillagok tömegük körülbelül 20% -át elveszítették, ennek nagy részét a kék hurok alatt, különösen az instabilitási csík lüktetése alatt.

Változékonyság

Néhány vörös óriás nagy amplitúdójú változó. A legkorábbi ismert változó csillagok közül sok a Mira változó, amelynek szabályos periódusai és amplitúdója több nagyságrendű, félreguláris változók kevésbé nyilvánvaló periódusokkal vagy több periódussal és kissé alacsonyabb amplitúdókkal, valamint lassú szabálytalan változók , nyilvánvaló periódus nélkül. Ezeket régóta aszimptotikus óriáságú (AGB) csillagoknak vagy szuperóriásoknak tekintik, és maguk a vörös óriáságú (RGB) csillagok sem tekinthetők általában változónak. Néhány nyilvánvaló kivételt az alacsony fényű AGB csillagoknak tekintettek.

A 20. század végén végzett vizsgálatok azt mutatták, hogy az összes M osztályú óriás változó volt, 10 millió nagyságrenddel nagyobb, és hogy a késői K osztály óriásai valószínűleg kisebb amplitúdókkal is változóak voltak. Az ilyen változó csillagok a világítóbb vörös óriások között voltak, közel az RGB csúcsához, de nehéz volt azt állítani, hogy valójában mind AGB csillagok voltak. A csillagok periódus amplitúdó összefüggést mutattak nagyobb amplitúdójú változókkal, amelyek lassabban pulzáltak.

A 21. századi mikrolenzációs felmérések sok év alatt csillagok ezreinek rendkívül pontos fotometriáját szolgáltatták. Ez lehetővé tette sok új, gyakran nagyon kis amplitúdójú, változó csillag felfedezését. Több periódus-fényességi összefüggést fedeztek fel, olyan régiókba csoportosítva, amelyek szorosan elosztott párhuzamos kapcsolatok gerincével rendelkeznek. Néhány ezek megfelelnek az ismert Miras és félig törzsvendégek, de egy további csoportját változó csillag került meghatározásra: OGLE kis amplitúdójú Red Giants vagy OSARGs . Az OSARG-k amplitúdója néhány ezrelék nagyságrendű, és félig szabályos periódusok 10 - 100 napok. Az OGLE felmérés legfeljebb három periódust tett közzé minden OSARG esetében, jelezve a pulzációk összetett kombinációját. Sok ezer OSARG-t találtak gyorsan fel a Magellán Felhőkben , AGB és RGB csillagok egyaránt. Azóta megjelent egy katalógus 192 643 OSARG-ról a Tejútrendszeri domborulat irányába . Bár a Magellanic Cloud OSARg-ok körülbelül egynegyede hosszú másodlagos periódusokat mutat, a galaktikus OSARG-ok közül csak kevesen.

Az RGB OSARG-k három szorosan elosztott periódus-fényességi összefüggést követnek, amelyek megfelelnek a radiális pulzációs modellek első, második és harmadik felhangjának bizonyos tömegű és fényességű csillagok esetében, de a dipólus és a kvadrupol nem radiális pulzáció is jelen van, ami a félig a variációk szabályszerű jellege. Az alapvető mód nem jelenik meg, és a gerjesztés kiváltó oka nem ismert. A sztochasztikus konvekciót javasolták okként, hasonlóan a napelemszerű rezgésekhez .

Az RGB csillagokban további kétféle variációt fedeztek fel: hosszú másodlagos periódusok, amelyek más variációkkal társulnak, de nagyobb amplitúdókat tudnak felmutatni több száz vagy ezer napos periódusokkal; és ellipszoidális variációk. A hosszú másodlagos periódusok oka nem ismert, de felmerült, hogy ezek oka a közeli pályákon lévő kis tömegű társakkal való kölcsönhatás. Úgy gondolják, hogy az ellipszoid variációk bináris rendszerekben is létrejönnek, ebben az esetben kontakt binárisok, ahol az eltorzult csillagok keringésükkor szigorúan periodikus variációkat okoznak.

Hivatkozások

Bibliográfia

Külső linkek