Bir kırmızı dev yıldız veya kırmızı dev yıldız bir olan parlak yıldızı düşük veya orta kütlesinin içine dönüşümler o dev yıldızın onun son evresinde yıldız evrimi . Böylece yıldız büyür, bu da yüzey sıcaklığının düşmesine ve sonuç olarak yıldızın kızarmasına neden olur. Kırmızı devler, spektral tip K ve M'yi, aynı zamanda S-tipi yıldızları ve çoğu karbon yıldızını içerir .
Dev kırmızı başında belirlendi XX inci yüzyıl kullanımı sırasında Hertzsprung-Russell diyagramı çok farklı boyutları ile düşük sıcaklık yıldızlı iki farklı tiplerinin olduğunu günışığına (HR): cüce, şimdi resmen denilen ana sekans yıldızlar ve devler.
Terimi, " kırmızı devleri dal " Russell diyagramı - (RGB) Hertzsprung kırmızı dev bölgeye gönderme yapar genel bir terim olarak 1940 ve 1950 olarak kullanılmaya başlanmıştır.
1960'ların sonlarında , kırmızı devlerin çoğundan biraz daha parlak ve daha dengesiz olan bir yıldız dalına Devlerin Asimptotik Şubesi (AGB) adı verildi. Genellikle Mira gibi değişken yüksek genlikli yıldızlardır .
Hertzsprung-Russell diyagramı
Spektral tip
Kahverengi cüceler
Beyaz cüceler
Alt cüceler
Ana sekans ("cüceler") Alt devler Devler Dev parlak yıldızlar Üstdev Hipergiant Mutlak büyüklük (M V ) |
Kırmızı dev, çekirdeğindeki (inç) hidrojen arzını tüketen ve çekirdeği çevreleyen bir kabukta hidrojenin termonükleer füzyonunu başlatan 0.3 ila 8 güneş kütleli ( ) bir yıldızdır . Bu devlerin ışınları , Güneş'in onlarca ile yüzlerce katı arasında değişir ( ). Bununla birlikte, dış kabukları çekirdeklerinden daha soğuktur, bu da onlara kırmızımsı turuncu bir tonda bulunan bir salım gücü zirvesi verir . Zarflarının daha düşük enerji yoğunluğuna rağmen kırmızı devler, büyüklüklerinden dolayı Güneş'ten çok daha parlaktır .
Birçok çizimdeki tasvirlerinden farklı olarak, kırmızı devlerin merkez kenar koyulaşması net bir şekilde tanımlanmamıştır. Dolayısıyla, zarfın çok düşük kütle yoğunluğu nedeniyle, bu yıldızların iyi tanımlanmış bir fotosferleri yoktur . Olan fotosfer bir çok oluşan Güneş farklı granüller ; Kırmızı devlerin ve kırmızı süper devlerin fotokürelerinin yalnızca birkaç büyük hücresi olacaktı. Bu, her iki yıldız türünde de ortak olan parlaklık farklılıklarının nedeni olabilir .
Kırmızı Devler, enerji üretme şekillerine göre sınıflandırılır:
Kırmızı devlerin şube yıldız üç bine katına kadar ışıtmalar sahip olduğunu Güneşin ( ). Bunlar tayf türleri , K ya da M 3000 ile 4000 arasında değişen yüzey sıcaklıkları Kelvin ve 200 kez ışınları sahip olduğu Güneşin ( ).
Yatay daldaki yıldızlar daha sıcaktır ve çoğu parlaklığı yaklaşık 75'tir .
Devlerin asimptotik dalındaki yıldızlar, kırmızı devlerin dalındaki en parlak yıldızlarla benzer parlaklığa sahiptir, ancak termal atım aşamasının sonunda birkaç kat daha parlak olabilir .
Devlerin asimptotik dalının bir parçası olan CN ve CR tipi karbon yıldızları, karbon ve karbon molekülleri tarama sırasında konveksiyon yoluyla yüzeye hareket ettirildiğinde üretilir . Böylece bir yıldız tarama aşamasından üç defaya kadar geçebilir. İlk tarama, dev kırmızı dal üzerindeki hidrojen katmanlarının yanması sırasında meydana gelir. Konvektif karıştırmanın etkisi altında 12 C / 13 C ve C / N oranları azaltılır ve lityum ve berilyumun yüzey bolluğu azaltılabilir. Bu ilk tarama, yüzeye büyük miktarda karbon getirmez. İkinci tarama, 4 ile 8 arasındaki yıldızlarda gerçekleşir . Helyumun füzyonu çekirdekte sona erdiğinde, konveksiyon CNO döngüsünün ürünlerini karıştırır . Üçüncü tarama, bir yıldızın devlerin asimptotik dalına girmesinden ve bir helyum parıltısının meydana gelmesinden sonra gerçekleşir. Hidrojenin bir katmanda kaynaşmasıyla oluşan konveksiyon, helyum, karbon ve proses ürünlerinin yüzeye çıkmasına neden olur . Bu üçüncü taramadan sonra, yıldızın yüzeyinde bulunan oksijene kıyasla karbon bolluğu, ona dev karbon yıldızlarının özel spektral imzasını verir.
Yıldız , ana dizideki ömrü boyunca çekirdekteki hidrojeni helyuma dönüştürür. Yıldızın kalbindeki bu füzyonun zamanı, yıldızın kütlesine göre üstel bir azalma ilişkisini izler . Böylece, bir yıldız ne kadar büyükse, çekirdeğindeki hidrojeni o kadar hızlı yakar.
Çekirdekte proton hidrojen konsantrasyonu çok düştüğünde yıldız ana diziden ayrılır. 1 ile Güneş'e benzer bir yıldız , ana dizide sarı cüce olarak yaklaşık 10 milyar yıl kalırken, 3 yıldız ise sadece 500 milyon yıldır orada.
Hidrojen rezervleri tükendiğinde, nükleer reaksiyonlar artık devam edemez ve bu nedenle çekirdek , kendi yerçekimi kuvveti altında büzülmeye başlar . Bu, eritme işleminin devam etmesi için sıcaklığın ve basıncın yeterli olduğu çekirdeğin etrafındaki bir kabuğa ek hidrojen getirir. Çekirdek Schönberg - Chandrasekhar sınırına yaklaştığında, hidrojenin yandığı yerde kabuğun içindeki çekirdeğin büzülmesi ve kabuğun kendisinde bir kasılma meydana gelir. Modellere göre , bir ayna gözlemliyoruz ( ayna prensibi , kabuğun dış tarafındaki katmanların büzülürken genişlemesini sağlar ve bunun tersi de geçerlidir.Yıldızın dış katmanları, fazladan enerjinin çoğunu emdikleri için önemli ölçüde genişler. Bu soğuma ve genişleme sürecinde yıldız bir alt dev haline gelir.Yıldızın kabuğu yeterince soğuduğunda konvektif hale gelir ve genişlemeyi durdurur, parlaklığı artmaya başlar ve yıldız dalında yükselmeye başlar. H - R diyagramının kırmızı devleri.
Bir yıldızın kırmızı devlerin dalına çıktığı yol, kütlesine bağlıdır. 2'den küçük yıldızlar için çekirdek , elektronların dejenere olan basıncının daha fazla çökmesini engelleyecek kadar yoğun hale gelecektir . Çekirdek dejenere olduktan sonra, yaklaşık 10 8 K'lik bir sıcaklığa ulaşana kadar ısıtmaya devam edecektir; bu , üçlü alfa süreci yoluyla helyumun karbona füzyonunu başlatmak için yeterlidir. Bozulmuş çekirdek bu sıcaklığa ulaştığında, tüm çekirdek hemen hemen aynı anda helyumu eritmeye başlayacak ve helyum parlamasına yol açacaktır.
Daha büyük yıldızlarda, çökmekte olan çekirdek dejenere olacak kadar yoğun olmadan 10 8 K'ye ulaşacaktır , bu nedenle helyum füzyonu çok daha yumuşak başlayacak ve helyumun parlaması olmayacaktır. Çekirdeğin helyum erime aşamasında, düşük yıldızlı metallik girmek yatay kolu ise, daha büyük bir metallik ile yıldızlı yerine bulunan kırmızı küme R diyagramı - H.
Kütlesi 8'den büyük olan yıldızlar için benzer bir süreç, çekirdekteki helyum tükendiğinde ve yıldız tekrar çöktüğünde meydana gelir ve bu da helyumun bir kabukta birleşmesine neden olur. Aynı zamanda, hidrojenin füzyonu, helyumun kaynaştığı kabuğun hemen dışındaki bir kabukta başlayabilir. Bu, yıldızı devlerin asimptotik koluna yerleştirir. Helyumun füzyonu, bir karbon ve oksijen çekirdeğinin oluşumuna yol açar.
Yukarıdaki süreçlerin tümü , ister üst katmanları dışarı atan helyum flaşları, güneş rüzgarları ve kütleyi termal enerjiye dönüştüren nükleer füzyon yoluyla yıldızın kütle kaybetmesine neden olur . Çekirdek, yıldızın konveksiyonunun sonunu gösteren helyum külünden yapılacak. Sonuç olarak, yerçekimi enerjisi devreye girerek yıldızın hacminde bir azalmaya yol açar. Kırmızı dev daha sonra tüm dış katmanlarını fırlatarak bir gezegenimsi bulutsu oluşturacak ve geriye kalanlar beyaz bir cüce oluşturacak . Kırmızı dev faz, neredeyse tamamı kırmızı dev dala adanmış bir güneş kütlesi yıldızı için tipik olarak toplamda yalnızca bir milyar yıl sürer. Devlerin yatay dal ve asimptotik dal evreleri onlarca kat daha hızlı açılır.
Onlara gelince, çok kütleli yıldızlar kırmızı süper devlere dönüşür ve evrimsel bir yörüngeyi izlerler, bu da onları demirin nükleosentezine ulaşana kadar H - R diyagramında yatay olarak gelip gitmelerini sağlar . Bu en kararlı elementtir, çok fazla enerji emer ve birleşemez. En kısa zamanda kalp ulaştığında Chandrasekhar kütlesini , kendisini oluşturan çöker nötronları ve büyük bir akı Nötrinoların gelen elektronlar ve proton bir yıldızının üst katmanları dışarı atarken, süpernovadan . Yıldızın çekirdeği aynı zamanda bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşmüştür . Yıldızın çekirdeğinin dönüşümü, metaliklik ve yıldızın kütlesi gibi faktörlere bağlıdır. 10 ila 25 arasında bir yıldız , bir nötron yıldızına dönüşür. Tıpkı düşük helyum ve hidrojen bileşimine sahip 25 yaş üstü yıldızlar gibi . Öte yandan, düşük metalikliğe sahip 25'in üzerindeki yıldızlar bir kara deliğe düşerler.
Yıldız adı | takımyıldız | Mesafe (ışık yılı) |
Notlar |
---|---|---|---|
Aldebaran | Boğa Burcu | 65.3 | Aldebaran turuncu bir devdir. |
Antares | Akrep | 550 | Antarès kırmızı bir üstdevdir. |
Arkturus | Bouvier | 26.7 | Arkturus, kuzey yarımküredeki en parlak kırmızı devdir. |
Betelgeuse | Orion | 222 | Betelgeuse, gökyüzündeki en parlak kırmızı süperdevlerden biridir. |
Mira | Balina | 299 | Mira, ikili sistemin kırmızı devidir. |
UY Scuti | Sobieski'nin kalkanı | 5000 | UY Scuti, tahmini yarıçapı 1708 olan kırmızı bir üstdevdir . 2013'te gözlemlenen en büyük yıldız olacaktı. |
: Bu makale için kaynak olarak kullanılan belge.