• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Czerwony olbrzym

    Przeczytaj także...
    Błysk helowy – proces zachodzący w jądrze gwiazdy mało- lub średniomasywnej (tzn. o masie mniejszej od ok. 2,3 masy Słońca), na późnym etapie jej ewolucji, podczas którego zachodzą reakcje termojądrowe przekształcające hel w węgiel (tzw. proces 3-α). Zjawisko to ma miejsce w temperaturze T>10 K i gęstości plazmy ρ=10 – 10 g/cm³ i ma gwałtowny przebieg. Błysk helowy jest związany z nagłym uwalnianiem znacznych ilości energii.Metale – w astronomii: pierwiastki o liczbie atomowej większej niż 2 (czyli wszystkie oprócz wodoru i helu). Pierwiastki cięższe od helu zostały wytworzone w procesach nukleosyntezy zachodzących we wnętrzu gwiazd, w odróżnieniu od powstałych we wczesnym Wszechświecie wodoru i helu. Łącznie stanowią one około 2% masy materii barionowej Wszechświata.
    Deneb Kaitos lub Difda (beta Ceti, β Cet) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Wieloryba (wielkość gwiazdowa: 2,04). Odległa od Słońca o ok. 96 lat świetlnych.
    Budowa wewnętrzna żółtych karłów typu Słońca i czerwonych olbrzymów (właściwą skalę rozmiarów ukazuje wstawka w prawym dolnym rogu).

    Czerwony olbrzymgwiazda o stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca), będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i dużych rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni.

    Barwa – wrażenie psychiczne wywoływane w mózgu ludzi i zwierząt, gdy oko odbiera promieniowanie elektromagnetyczne z zakresu światła. Główny wpływ na to wrażenie ma skład widmowy promieniowania świetlnego, w drugiej kolejności ilość energii świetlnej, jednak niebagatelny udział w odbiorze danej barwy ma również obecność innych barw w polu widzenia obserwatora, oraz jego cechy osobnicze, jak zdrowie, samopoczucie, nastrój, a nawet doświadczenie i wiedza w posługiwaniu się zmysłem wzroku.Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

    Ewolucja[]

    Po ustaniu reakcji w jądrze helowym, ulega ono kontrakcji pod wpływem własnej grawitacji. Wydzielona wówczas energia oddawana jest częściowo zewnętrznej powłoce gwiazdy, gdzie zaczyna się synteza helu. Kontrakcji jądra towarzyszy ekspansja otoczki, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Wskutek tego, moc wytwarzana w gwieździe jest wyświecana ze znacznie większej powierzchni, a zatem spada jej obserwowana temperatura powierzchniowa i następuje zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.

    Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 2, z grupy helowców (gazów szlachetnych) w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4×10% w górnych warstwach atmosfery).Gwiazda AGB (en. Asymptotic Giant Branch - gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella) – odewoluowana forma gwiazdy o małej masie (od ok. 0,5-0,6 do ok. 8-10 mas Słońca). Obserwacyjnie, gwiazda taka ma postać czerwonego olbrzyma. We wnętrzu gwiazdy znajduje się kolejno zdegenerowane jądro węglowo-tlenowe, powłoki helowa i wodorowa, w których zachodzą reakcje syntezy jądrowej, oraz gruba wodorowa otoczka.

    Dalsze procesy w jądrze gwiazdy zależą od jej masy. Gwiazdy o masach mniejszych niż 2,5 masy Słońca są na tyle chłodne, że temperatura wymagana do zainicjowania reakcji syntezy węgla z helu (proces 3-α) jest osiągana dopiero przy znacznej kontrakcji jądra. Jest już ono wówczas tak gęste, że zdążyło ulec degeneracji. Zapłon reakcji syntezy następuje wówczas gwałtownie, równocześnie w całym jądrze, powodując tzw. błysk helowy. W gwiazdach bardziej masywnych, gdy jądro nie było zdegenerowane, zapłon helu następuje spokojnie i do błysku nie dochodzi.

    Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu.Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

    Dodatkowo, w kolejnej powłoce takiej gwiazdy może zachodzić synteza helu z wodoru. Gwiazdy mogą wchodzić w stadium czerwonego olbrzyma wiele razy, o ile są w stanie "palić" pierwiastki cięższe niż hel, a stadia te są coraz krótsze. Faza czerwonego olbrzyma trwa kilka milionów lat i jest znacznie krótsza od czasu życia gwiazdy na ciągu głównym. Kończy się ona wówczas, gdy gwiazda odrzuca otoczkę w postaci mgławicy planetarnej, wewnątrz której pozostaje zdegenerowane jądro - biały karzeł. W wypadku najmasywniejszych gwiazd, które przechodzą fazę nadolbrzyma i syntetyzują w jądrach kolejne pierwiastki aż do żelaza, końcowym etapem jest wybuch supernowej typu drugiego.

    Aldebaran (arab. الدبران, α Tauri, alfa Tauri, „Oko Byka”) – gwiazda podwójna, najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Byka (+0,85). Gwiazda oddalona jest o ok. 66,6 roku świetlnego od Ziemi (według najnowszej redukcji pomiarów satelity Hipparcos).Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie HR przypominał gromady otwarte, natomiast zgrubienie centralne na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II.

    Przykładami takich gwiazd są: Aldebaran, Polluks, Deneb Kaitos (beta Ceti). Słońce stanie się czerwonym olbrzymem za około 5-6 miliardów lat. Jego rozmiar zwiększy się wówczas ok. 200-krotnie i sięgnie orbity Ziemi.

    Położenie na diagramie H-R[]

    Na diagramie Hertzsprunga-Russella czerwone olbrzymy są gwiazdami poza ciągiem głównym, typu widmowego K lub M.

    Gwiazdy syntetyzujące węgiel wewnątrz jądra helowego oraz hel w powłoce na zewnątrz jądra tworzą gałąź horyzontalną na diagramie Hertzsprunga-Russella. Dotyczy ona gwiazd z dużą zawartością metali. Gwiazdy o małej zawartości metali (populacji pierwszej) leżą w obszarze izolowanym diagramu Hertzsprunga-Russella. Gwiazdy, które wyczerpały już zapas helu w jądrze, mogą zacząć reakcje syntezy węgla z helu w powłoce. Tworzą one gałąź asymptotyczną olbrzymów.

    Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego istnienia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.Czerwony nadolbrzym – jeden z etapów rozwoju gwiazdy, charakteryzujący się dużymi rozmiarami, małą gęstością i niską temperaturą powierzchni (log T=3,5 – 3,6, typ widmowy M–K). Jasności absolutne czerwonych nadolbrzymów są w zakresie -7 – -10 magnitudo. Etap ten następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. Stadium to osiągają gwiazdy o początkowej masie w zakresie od 10 do 40 mas Słońca.

    Zobacz też[]

  • ewolucja gwiazd
  • czerwony nadolbrzym
  • błękitny olbrzym
  • gwiazda AGB
  • Linki zewnętrzne[]

  • Low Sodium Diet Key to Old Age for Stars, ESO – nowe informacje podważające dotychczasowy model ewolucji gwiazd (ang.)



  • w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie.
    Europejskie Obserwatorium Południowe (ang. European Southern Observatory - ESO) – międzynarodowa organizacja zrzeszająca europejskie kraje, powołana w 1962 roku w celu budowy i utrzymywania obserwatoriów astronomicznych na półkuli południowej.
    Potrójny proces α - proces zachodzący w gwiazdach w końcowym okresie ich ewolucji, gdy gwiazda wypaliła w swym jądrze cały zapas wodoru.
    Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.
    Mgławica planetarna – obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.
    Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły.
    Reakcja termojądrowa, synteza jądrowa lub fuzja jądrowa – zjawisko polegające na złączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe. W wyniku fuzji mogą powstawać obok nowych jąder też wolne neutrony, protony, cząstki elementarne i cząstki alfa.

    Reklama