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Hertzsprung-Russell-Diagramm für die KugelsternhaufenUnordentlicher 5. Der rote Riesenzweig (RGB) ist die orangefarbene Linie. Gelb ist das horizontaler Ast und blau de asymptotischer Riesenzweig. In Dunkelrot das Ende der Hauptsequenz und die Unterriesenzweig.

Das roter Riesenzweig ist der Teil der Riesenzweig bevor die Kernfusion von Helium im Kern eines Sterns stattfindet. Es ist eine Phase in der Leben eines Sterns, der seiner Existenz im . folgt Hauptfolge, hauptsächlich für leichte bis mittelschwere Sterne. Rote Riesenzweigsterne haben einen trägen Kern aus Helium, umgeben von einer Schicht aus Verschmelzung Wasserstoff, Wert CNO-Zyklus stattfinden. Das Spektralklasse ist K und M, diese Sterne sind viel größer und haben einen viel größeren Helligkeit als Hauptreihensterne mit gleicher Oberflächentemperatur.

Entdeckung

Die hellsten Sterne in Kugelsternhaufen wie NGC 288 sind rote Riesen.

rote Riesen wurden im frühen 20. Jahrhundert entdeckt, als mit dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (HR) wurde klar, dass es zwei verschiedene Formen von coolen Sternen gibt, mit sehr unterschiedlichen Größen: Zwerge, die Sterne auf dem Hauptfolge; und Riesensterne.

Der Begriff roter Riesenzweig wurde erstmals in den 1940er und 1950er Jahren verwendet, zunächst als Oberbegriff für den Teil der HR von Roten Riesen. Zu der Zeit im Jahr 1940 war eine thermonukleare Lebensdauer auf der Hauptreihe bekannt, die in einer thermodynamischen Kontraktion auf . endet weißer Zwerg, aber die inneren Eigenschaften der verschiedenen Arten von Riesensternen waren unbekannt.

1968 wurde der Begriff asymptotischer Riesenzweig verwendet für einen Sternenzweig, der etwas mehr Leuchtkraft besaß als die Mehrheit der Roten Riesen und der instabilere, variable Sterne mit großen Amplituden, wie Mira. Bis 1970 war klar, dass der Rote Riese-Anteil des HR bestand aus: Unterriesen, der rote Riesenzweig, der horizontaler Ast und der asymptotische Riesenast. Die Entwicklungsphasen der Sterne an dieser Position waren weitgehend verstanden. 1967 wurde der Rote Riesenzweig als erster Riesenzweig beschrieben, um ihn vom zweiten oder asymptotischen Riesenzweig zu unterscheiden, wird diese Terminologie noch heute verwendet.

Evolution

Die obige Grafik zeigt den Entwicklungsverlauf von Sternen unterschiedlicher Masse.
• Die orange Linie von 0,6 of ich_☉ zeigt den roten Riesenzweig und endet beim Heliumblitz.
• Die gelbe Linie von 1 ich_☉ zeigt einen kurzen aber langlebigen Unterriesenzweig und den Roten Riesenzweig bis zum Heliumblitz.
• Die grüne Linie von 2 ich_☉ zeigt einen Unterriesenzweig und einen Roten Riesenzweig, mit einer kaum sichtbaren blauen Schleife zum asymptotischen Riesenzweig.
• Die lila Linie von 5 ich_☉ zeigt einen langen, aber kurzlebigen Unterriesenzweig, einen kurzen Roten Riesenzweig und eine ausgedehnte blaue Schleife.

Wenn Sterne mit einer Masse von etwa 0,4 ich_☉ (Sonnenmasse) bis etwa 12 ich_☉ (bis zu 8 ich_☉ für Sterne mit geringem Metallgehalt) den Wasserstoff im Kern aufbrauchen, beginnt eine Phase der Kernfusion von Wasserstoff in einer Hülle um den Kern. In dieser Phase werden die Sterne zu roten Riesen, sie sind größer als auf der Hauptreihe und die Oberflächentemperatur ist kühler. Während dieser Phase der Kernfusion in der Wasserstoffhülle durchläuft der Stern eine Reihe spezifischer Phasen mit entsprechend charakteristischem Aussehen. Diese hängen in erster Linie von der Massemenge, aber auch vom Metallgehalt des Sterns ab.

Die Unterriesenbühne

Nachdem ein Hauptreihenstern den Wasserstoff aus dem Kern verbraucht hat, beginnt die Kernfusion von Wasserstoff in einer dicken Hülle um diesen Kern, der nun zu einem großen Teil aus Helium besteht. Dieser Heliumkern befindet sich unter dem Schönberg-Chandrasekhar-Grenze und befindet sich im thermischen Gleichgewicht und der Stern ist jetzt a Unterriese. Die zusätzliche Energie, die durch die Kernfusion in der Hülle erzeugt wird, wird durch das Aufblasen der Sternhülle verbraucht. Die Temperatur der Sternoberfläche kühlt ab, aber die Leuchtkraft des Sterns nimmt nicht zu.

Die Kernfusion von Wasserstoff in der Hülle um den Kern herum findet weiterhin in Sternen von ungefähr der Masse der Sonne statt, nachdem der Heliumkern an Masse so weit zugenommen hat, dass er degenerierter Zustand Kommen. Auf dieser schrumpft der Kern und steigt im Vergleich zur Hülle stark an. Die Wasserstoffhülle, in der die temperaturempfindlichen CNO-Zyklus stattfindet, führt dies zu einem deutlichen Anstieg der Energieproduktion und zu diesem Zeitpunkt hat der Stern die Basis der Zweigphase des Roten Riesen erreicht. Für einen Stern mit der Masse der Sonne dauert es ungefähr 2 Milliarden Jahre, ab dem Moment, an dem der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist.

Unterriesen mit mehr als ungefähr 2 ich_☉ erreichen relativ schnell die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze, bevor der Kern in einen entarteten Zustand eintritt. Der Kern trägt immer noch sein Eigengewicht thermodynamisch gesehen, mit geliehener Energie aus der fusionierenden Wasserstoffhülle, befindet sich aber nicht mehr im thermischen Gleichgewicht. Der Kern schrumpft und erwärmt sich, wodurch die Wasserstoffhülle dünner wird und sich die äußere Sternhülle ausdehnt. Diese Kombination reduziert die Leuchtkraft, wenn der Stern bis zur Basis des Roten Riesenzweigs abkühlt. Bevor der Kern degeneriert, wird die äußere Hülle aus Wasserstoff undurchsichtig, was eine weitere Abkühlung des Sterns verhindert, die Verschmelzung in der Hülle nimmt wieder zu und der Stern ist nun in den Roten Riesenzweig eingetreten. Bei Sternen dieser Masse dauert die Unterriesenphase nur wenige Millionen Jahre. Dies verursacht eine signifikante Lücke im Hertzsprung-Russell-Diagramm zwischen Typ-B-Hauptreihensternen und dem Roten Zweigriesen, wie in einer HR von jungen offene Sternhaufen wie Praesepe. Das nennt man noemt Hertzsprunggat, die Sterne enthält. Diese Sterne entwickeln sich jedoch relativ schnell vom Unterriesen zum Roten Riesen. Dies steht im Gegensatz zu den kurzen, dicht besiedelten Unterriesenpopulationen masseärmerer Sterne, die in zu sehen sind Kugelsternhaufen wie Omega Centauri.

Erhebe dich auf dem roten Riesenzweig

Sterne von etwa der gleichen Masse wie die Sonne haben einen Kern aus entarteter Materie auf dem Roten Riesenzweig und steigen zur Spitze auf, bevor der Heliumkern, beginnend mit einem Heliumblitz, fusioniert.

Sterne, die viel mehr Masse als die Sonne haben, bekommen keinen Heliumkern in einem entarteten Zustand, diese Sterne verlassen den Roten Riesenzweig, bevor sie die Spitze erreichen, wenn der Heliumkern den Kernfusionsprozess ohne Heliumblitz startet.

Sterne an der Basis des Roten Riesenzweigs haben eine ähnliche Temperatur um 5.000 K, was einem frühen bis mittleren Spektraltyp vom Typ K entspricht. Ihre Leuchtkraft reicht von einem Vielfachen der Sonnenleuchtkraft für Rote Riesen mit der geringsten Masse bis hin zu einem Tausendfachen der Sonnenleuchtkraft für Rote Riesen um 8 ich_☉.

Während die Wasserstoffhülle weiterhin Helium produziert und in den Sternen ablagert, nehmen die Masse und die Temperatur der Kerne der Roten Riesenzweigsterne zu. Dies erhöht auch die Wasserstofffusion in der Schale. Die Sterne gewinnen an Leuchtkraft, dehnen sich aus und die Oberflächentemperatur nimmt etwas ab. Dies wird als auf dem Roten Riesenzweig aufsteigend beschrieben.

Während des Aufstiegs des Roten Riesenzweigs gibt es eine Reihe von internen Ereignissen in Sternen, die beobachtbare äußere Eigenschaften verursachen. das Äußere konvektiv Die Sternenhülle wird mit zunehmender Größe des Sterns und der Energieproduktion in der Hülle um den Kern herum immer massiver. Diese Konvektion wird schließlich tief genug, um die Produkte der Kernfusion aus dem zuvor konvektiven Kern an die Oberfläche auszubaggern. Dies wird als „erste Ausbaggerung“ bezeichnet. Dieser Prozess verändert die Oberflächenmengen von Helium, Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff des Sterns.

Spitze des roten Riesenzweigs

Für die Sterne mit einem Heliumkern aus entarteter Materie gibt es eine Grenze für die Zunahme an Größe und Leuchtkraft. Dies ist die Spitze des Roten Riesenzweigs, wo der Heliumkern die Temperatur von 100 Millionen K erreicht, die für die Kernfusion von Helium erforderlich ist. Sterne haben zu diesem Zeitpunkt alle identische Heliumkernmassen von fast der halben Masse der Sonne, bei fast gleicher Leuchtkraft und Temperatur. Diese hellen Sterne werden verwendet für astronomische Entfernungsmessung. Optisch tritt die Spitze des Roten Riesenzweigs bei 3000 K Oberflächentemperatur mit einem absoluten Größe von etwa -3, wenn der Stern einen Metallgehalt wie die Sonne hat. Wenn der Stern einen sehr geringen Metallgehalt hat, liegt diese Temperatur näher bei 4000 K.

Den roten Riesenzweig verlassen

Ein Heliumkern in einem entarteten Zustand beginnt die Verschmelzung des Heliums mit einem explosiven Ereignis namens Heliumblitz, aber außerhalb des Sterns ist nicht viel davon zu sehen. Die freigesetzte Energie wird verwendet, um den entarteten Zustand des Kerns zu beseitigen. Der Stern als Ganzes nimmt an Leuchtkraft ab, die Oberflächentemperatur steigt und der Stern wandert in den horizontalen Zweig. Alle Heliumkerne haben an diesem Punkt unabhängig von der Gesamtmasse des Sterns fast die gleiche Masse, sodass die durch die Heliumfusion erzeugte Leuchtkraft dieselbe ist. Die Kernfusion in der Wasserstoffhülle um den Kern kann die Gesamtleuchtkraft des Sterns beeinflussen, aber bei den meisten Sternen mit dem Metallgehalt der Sonne sind Temperatur und Leuchtkraft am kühleren Ende des horizontalen Zweiges sehr ähnlich. Diese Sterne bilden die roter Klumpen bei etwa 5000 K und der 50-fachen Leuchtkraft der Sonne (50 l_☉). Weniger große Wasserstoffhüllen um einen Stern bedeuten eine höhere Temperaturposition auf dem horizontalen Zweig mit weniger Leuchtkraft. Dieser Effekt ist bei niedrigen Metallgehalten ausgeprägter, so dass ältere Sternhaufen mit wenig Metall in den Sternen einen ausgeprägteren horizontalen Zweig haben.

Sterne mit einer Masse von mehr als 2 ich_☉ auf der Hauptreihe einen Heliumkern halten, der auf dem Roten Riesenzweig nicht degeneriert. Diese Sterne werden so heiß, dass im Kern der Triple-Alpha-Prozess ablaufen kann, bevor sich ein entarteter Zustand entwickelt. Sie verlassen dann den roten Riesenzweig und zeigen eine blaue Schleife auf der HR, dann schließen sie sich dem asymptotischen Riesenzweig an. Sterne mit einer Anfangsmasse von kaum mehr als 2 ich_☉ zeige eine kleine blaue Schleife mit ein paar Hundert l_☉ um dann zum asymptotischen Riesenast zu gelangen und ist dort kaum von der Position auf dem Roten Riesenast zu unterscheiden. Massereiche Sterne können große blaue Schleifen mit Oberflächentemperaturen über 10.000 K mit einer Leuchtkraft von Tausenden zeigen l_☉. Diese Sterne überqueren den Instabilitätsstreifen mehr als einmal und pulsieren als Typ I (klassisch) Cepheiden Variablen.

Eigenschaften

Die folgende Tabelle zeigt die normale Lebensdauer von Sternen auf der Hauptreihe, auf dem Unterriesenzweig sowie am Anfang und Ende des Roten Riesenzweigs. Es enthält 4 Kategorien von Anfangsmasse und alle diese Sterne haben den Metallgehalt der Sonne (Z = 0,02). Es enthält auch die Masse der Heliumkerne sowie die effektive Oberflächentemperatur, den Radius und die Leuchtkraft am Anfang und Ende des Roten Riesenzweigs. Die Definition des Endes des Roten Riesenzweigs ist zum Zeitpunkt des Heliumblitzes definiert.

Sterne mittlerer Masse verlieren nur einen minimalen Teil ihrer Masse auf der Hauptreihe und als Unterriesen, aber einen erheblichen Teil als Rote Riesen.

Die Masse, die ein Stern wie die Sonne verliert, bestimmt zum Teil die Oberflächentemperatur und Leuchtkraft, die er besitzt, wenn der Stern den horizontalen Zweig erreicht. Die Eigenschaften dieser roten Sternhaufen werden dann verwendet, um den Massenunterschied vor und nach dem zu berechnen Heliumblitz messen. Der Massenverlust der Roten Riesen bestimmt auch die Masse und andere Eigenschaften des Weißen Zwergs, der sich am Ende des Lebens des Sterns bilden wird. Schätzungen des Gesamtmasseverlusts für Sterne, die die Spitze des Roten Riesenzweigs erreichen, liegen zwischen 0,2 und 0,25 ich_☉. Das meiste davon geht in den letzten Millionen Jahren vor dem Heliumblitz verloren.

Der Massenverlust massereicherer Sterne, die den Roten Riesenzweig vor dem Heliumblitz verlassen, ist schwieriger zu beobachten. Die aktuelle Masse der Cepheiden-Variablen wie Delta-Cepheid können genau gemessen werden, da es sich um Doppelsterne oder pulsierende Sterne handelt. Im Vergleich zu evolutionären Modellen haben solche Sterne etwa 20% Massenverlust, von denen ein Großteil während der blauen Schleife und insbesondere während der Pulsationen auf dem Instabilitätsstreifen verloren ging.

Variabilität

Einige Rote Riesen sind variable Sterne mit hoher Amplitude. Viele der ersten bekannten veränderlichen Sterne sind Mira-wechselbar mit stabilen Perioden und Amplituden von wenigen Größenordnungen. Außerdem gibt es halbvariable Sterne mit weniger ausgeprägten Perioden oder mehreren Perioden mit etwas geringeren Amplituden. Es sind auch langsame Variablen ohne klare Periodenanzeige bekannt. Diese galten lange Zeit als Sterne auf dem asymptotischen Zweig oder Überriesen, die Sterne des roten Zweigs, die nicht für veränderlich gehalten werden. Einige bemerkenswerte Ausnahmen wurden als asymptotisch mit geringer Leuchtkraft angesehen.

Studien gegen Ende des 20. Jahrhunderts begannen zu zeigen, dass alle Riesen des Typs M mit Amplituden von 10 Millimagnituden oder mehr variabel sind und dass Sterne des höheren Typs K wahrscheinlich auch mit noch kleineren Amplituden variabel sind. Solche veränderlichen Sterne saßen unter den helleren Roten Riesen, nahe der Spitze des Roten Riesenzweigs, aber es wurde schwierig zu behaupten, dass es sich alle um asymptotische Sterne handelte. Die Sterne zeigten eine Beziehung zwischen Periode und Amplitude, wobei die größeren Amplituden langsamer pulsierten.