Czerwony nadolbrzym - Polski Serwis Naukowy

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.

Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny, niemetal z bloku s układu okresowego. Jest to najprostszy możliwy pierwiastek o liczbie atomowej 1, składający się z jednego protonu i jednego elektronu.

Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny, z grupy gazów szlachetnych w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4·10-7% w górnych warstwach atmosfery).

Gwiazdy mające masę większą od około 10 mas Słońca po 'wypaleniu' wodoru przechodzą do fazy 'spalania' helu, co wiąże się ze znacznym zwiększeniem ich rozmiarów oraz z obniżeniem temperatury, która na powierzchni wynosi 3500-4500 K (typ widmowy K-M). Średnica takich gwiazd zaobserwowanych w naszej Galaktyce jest około 1500 razy większa od średnicy Słońca, czyli około 7 j.a. (gdyby Słońce miało taką wielkość sięgnęłoby orbity Jowisza).

W astronomii promień Słońca jest pozaukładową jednostką miary używaną do określania promienia gwiazd, równa się połowie obecnej średnicy Słońca:

Temperatura – jedna z podstawowych ) w termodynamice, będąca miarą stopnia nagrzania ciał. Temperaturę można ściśle zdefiniować tylko dla stanów równowagi termodynamicznej, bowiem z termodynamicznego punktu widzenia jest ona wielkością reprezentującą wspólną własność dwóch układów pozostających w równowadze ze sobą. Temperatura jest związana ze średnią energią kinetyczną ruchu i drgań wszystkich cząsteczek tworzących dany układ i jest miarą tej energii.

Stadium czerwonego olbrzyma trwa względnie krótko – rzędu miliona lat. Czas życia gwiazdy na tym etapie zależy od jej metaliczności: im większa, tym szybciej gwiazda traci otoczkę w wyniku wiatru gwiazdowego. Najbardziej masywne czerwone nadolbrzymy przekształcają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, natomiast mające mniejsza masę przechodzą przez stadium błękitnego nadolbrzyma i kończą swoje życie jako supernowe.

Kelwin – jednostka temperatury w układzie SI równa 1/273,16 temperatury termodynamicznej punktu potrójnego wody, oznaczana K. Definicja ta odnosi się do wody o następującym składzie izotopowym: 0,00015576 mola 2H na jeden mol 1H, 0,0003799 mola 17O na jeden mol 16O i 0,0020052 mola 18O na jeden mol 16O[1].

Gwiazdy zmienne typu S Doradus (ang. Luminous blue variable – "jasne błękitne zmienne gwiazdy") – gwiazda na końcowym etapie ewolucji, o jasności absolutnej rzędu miliona razy większej od Słońca, (absolutna wielkość gwiazdowa ponad -10), cechująca się zmiennością blasku w wyniku okazjonalnych rozbłysków o 1-2 i silnym wiatrem gwiazdowym.

Gwiazdy, których początkowa masa była większa od 40 mas Słońca, nie przechodzą przez fazę czerwonego nadolbrzyma i bezpośrednio po ciągu głównym stają się gwiazdami typu Wolfa-Rayeta. Najmasywniejsze, powyżej ok. 85 mas Słońca, to tak zwane jasne błękitne zmienne.

Najbardziej znane czerwone nadolbrzymy to Betelgeza i Antares. Nieco mniej znanymi czerwonymi nadolbrzymami są: Mira Ceti (w gwiazdozbiorze Wieloryba), Ras Algethi (w gwiazdozbiorze Herkulesa) czy Gwiazda Granat (w gwiazdozbiorze Cefeusza).

Terminem supernowa określa się 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 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 naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.

Zobacz też

Czerwony olbrzym

Błękitny nadolbrzym

Przypisy

Massey P., 2003, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 41, 15