Czerwony nadolbrzym

czerwony olbrzym

Czerwony nadolbrzym jest to 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 tych gwiazd są wówczas w zakresie -7 – -10 magnitudo. Ten etap rozwoju następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. Stadium czerwonego nadolbrzyma osiągają gwiazdy o początkowej masie w zakresie od 10 do 40 mas Słońca.

Gwiazdy mające masę większą od około 10 mas Słońca po „wypaleniu” wodoru przechodzą do fazy syntezy („spalania”) helu, co skutkuje znacznym zwiększeniem ich rozmiarów i 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, a więc około 7 j.a (gdyby Słońce miało taką wielkość sięgnęłoby orbity Jowisza).

Stadium czerwonego olbrzyma trwa dość krótko – około miliona lat. Czas życia gwiazdy na tym etapie zależy od jej metaliczności: im jest ona większa, tym szybciej gwiazda traci otoczkę w wyniku wiatru gwiazdowego. Bardzo masywne czerwone nadolbrzymy (początkowa masa >30 mas Słońca) przekształcają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, zaś mające mniejszą masę przechodzą przez stadium błękitnego nadolbrzyma oraz kończą swoje życie jako supernowe. Powyżej 40 mas Słońca gwiazda nie przechodzi przez stadium czerwonego nadolbrzyma, a przekształca się bezpośrednio w gwiazdę Wolfa-Rayeta.

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

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *