Ερυθρός γίγαντας

άξονας τεταγμένων: Λαμπρότητα0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,II: Λαμπροί γίγαντες,III: Γίγαντες,IV: Υπογίγαντες,V: Κύρια ακολουθίαVI: Υπονάνοι,VII: Λευκοί νάνοι

Ερυθρός γίγαντας ονομάζεται κάθε μεγάλος ψυχρός αστέρας φασματικού τύπου K ή M που έχει εξελιχθεί τόσο ώστε να μη συγκαταλέγεται πλέον στους αστέρες της Κύριας Ακολουθίας, όπως αυτή ορίζεται από το διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ (Hertzsprung-Russell). Ως εξελικτική κατηγορία, οι ερυθροί γίγαντες μπορεί να ανήκουν σε οποιαδήποτε από τις τρεις πρώτες κλάσεις Ι ως ΙΙΙ της διδιάστατης φασματικής ταξινομήσεως των Μόργκαν-Κήναν, δηλαδή ένας ερυθρός γίγαντας μπορεί να είναι υπεργίγαντας, λαμπρός γίγαντας ή (απλός) γίγαντας.

 Ιδιότητες 

Ως προς το χρώμα, οι ερυθροί γίγαντες που φαίνονται με γυμνό μάτι στο νυχτερινό ουρανό εμφανίζουν ένα πορτοκαλί ανάμικτο με λευκό. Πραγματικά, και έντονα κόκκινοι (ερυθροί) εμφανίζονται οι αστέρες άνθρακα. Παραδείγματα ερυθρών γιγάντων ορατών ευκολότατα με γυμνό μάτι στους γήινους ουρανούς είναι οι Αρκτούρος την άνοιξη, Αντάρης το καλοκαίρι και Μπετελγκέζ (ή σπάνια Βετελγέζης) τον χειμώνα. Ο γενικός χαρακτηρισμός τους ως «ερυθροί» προήλθε από το γεγονός ότι οι ερυθροί γίγαντες εκπέμπουν πολύ μεγαλύτερο ποσοστό της ακτινοβολίας τους σε μήκη κύματος που αντιστοιχούν στο υπέρυθρο και το ερυθρό από ό,τι ο Ήλιος μας, καθώς η επιφανειακή τους θερμοκρασία είναι μικρότερη.

Το δεύτερο συνθετικό του όρου οφείλεται στις τεράστιες διαστάσεις, σε σχέση με εκείνες του σημερινού Ήλιου: ένας ερυθρός γίγαντας έχει διάμετρο δεκάδες ή εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη και όγκο χιλιάδες ή εκατομμύρια φορές μεγαλύτερο. Αντιθέτως, η μάζα ενός ερυθρού γίγαντα είναι συγκρίσιμη με εκείνη του Ήλιου: από 0,4 ως 10 φορές.

 Δημιουργία 

Ο ερυθρός γίγαντας δημιουργείται όταν ένας αστέρας μάζας όπως η προαναφερθείσα εξαντλεί το υδρογόνο που μετέτρεπε σε ήλιο (He) στον πυρήνα του με θερμοπυρηνική σύντηξη (αντίδραση που δίνει την ενέργεια στον Ήλιο και σ' όλους τους αστέρες κύριας ακολουθίας να λάμπουν). Ο αστέρας συνεχίζει να συντήκει υδρογόνο σε ένα λεπτό κέλυφος γύρω από τον αδρανή πυρήνα του. Καθώς η αδρανής μάζα He του πυρήνα παύει να ακτινοβολεί ενέργεια, δεν ασκεί πίεση ακτινοβολίας προς τα υπερκείμενα στρώματα, συμπιέζεται και θερμαίνεται από αυτή τη συστολή, καθώς βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμική. Συμπιεσμένο έτσι και θερμαινόμενο ταυτοχρόνως, το προαναφερθέν κέλυφος υδρογόνου συντήκεται ταχύτερα. Αυτό αυξάνει την παραγωγή ενέργειας: Ο αστέρας ακτινοβολεί 1.000 ως 10.000 φορές περισσότερο και η πίεση ακτινοβολίας προκαλεί τη μεγάλη διαστολή των ανώτερων στρωμάτων του. Ο αστέρας έτσι διογκώνεται τόσο πολύ ώστε η ακτινοβολούσα επιφάνεια αυξάνεται πολύ περισσότερο από την αύξηση της ακτινοβολίας και η ενεργός θερμοκρασία της επιφάνειάς του μειώνεται, πράγμα που μετατοπίζει προς το ερυθρό την παραγωγή φωτός: ένας ερυθρός γίγαντας έχει γεννηθεί. Η επιφανειακή θερμοκρασία του, ανεξαρτήτως του αρχικού φασματικού τύπου του αστέρα, μειώνεται μέχρι τους 4.000 Κ ή 3.700 C. 

Σε αστέρες με αρκετή μάζα ώστε η πίεση στις κεντρικές περιοχές να προκαλέσει την έναρξη της συντήξεως και του He σε ακόμα βαρύτερους πυρήνες, μία ανάλογη διαδικασία επισυμβαίνει όταν και το He του πυρήνα σχεδόν εξαντληθεί και η σύντηξή του συνεχίζεται σε ένα κέλυφος. Εδώ πάντως σε πολλές περιπτώσεις συνεχίζεται παράλληλα και η σύντηξη υδρογόνου σε ένα κέλυφος πάνω από το κέλυφος He. Τότε ο αστέρας προχωρεί στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων πάνω στο διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Σχεδόν όλοι οι αστέρες της Κύριας Ακολουθίας πιστεύεται ότι εξελίσσονται σε ερυθρούς γίγαντες προς το τέλος της ζωής τους (υπεργίγαντες στην περίπτωση των αστέρων φασματικών τύπων Ο και B).

Οι αστέρες με μάζα μικρότερη του 40% της ηλιακής πιστεύεται ότι διαθέτουν ζώνη ρευμάτων μεταφοράς θερμότητας που φθάνει μέχρι τις κεντρικές τους περιοχές και επομένως αυτά τα ρεύματα ύλης (παρόμοια με αυτά του νερού που ζεσταίνεται σε μια κατσαρόλα) δεν επιτρέπουν τη συσσώρευση του He σε αδρανή πυρήνα, οπότε όλο το πυρηνικό «καύσιμο» εξαντλείται χωρίς ο αστέρας να διογκώνεται σε ερυθρό γίγαντα. Αυτοί οι αστέρες είναι σε όλη τους τη ζωή (και όσο βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία) ερυθροί νάνοι.

Εάν ο αστέρας έχει μάζα μικρότερη των 2,57 ηλιακών μαζών, η προσθήκη ηλίου στον πυρήνα από τη σύντηξη του υδρογόνου του κελύφους θα προκαλέσει τη λεγόμενη αναλαμπή ηλίου, ένα αιφνίδιο ξέσπασμα συντήξεως He στον πυρήνα, μετά από το οποίο ο αστέρας θα εισέλθει σε μια βραχεία φάση συντήξεως He πριν επαναρχίσει την «άνοδο» στον κλάδο των γιγάντων του Διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ. Από την άλλη, οι αστέρες με μάζα μεγαλύτερη των 2,5 ηλιακών μαζών εισέρχονται στη φάση συντήξεως He κατά πολύ ομαλότερα. Η φάση με σύντηξη He των αστέρων αυτών συνιστά τον λεγόμενο οριζόντιο κλάδο του Διαγράμματος Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ για αστέρες πτωχούς σε μέταλλα (με τη λέξη «μέταλλο» στην Αστροφυσική εννοούνται καταχρηστικά όλα τα στοιχεία της ύλης εκτός από το υδρογόνο και το ήλιο). Οι πλούσιοι σε μέταλλα αστέρες που συντήκουν He δεν κείνται σε οριζόντια περιοχή του διαγράμματος, αλλά σχηματίζουν τη λεγόμενη «ερυθρή συσσώρευση» (the red clump) στο Διάγραμμα Hertzsprung-Russell.

 Ο Ήλιος ως ερυθρός γίγαντας 

Ο Ήλιος μας αναμένεται να εξελιχθεί σε ερυθρό γίγαντα σε 5 δισεκατομμύρια χρόνια. Θα διογκωθεί αρκετά ώστε να περιλάβει στο εσωτερικό του τις σημερινές τροχιές των πλανητών Ερμή και Αφροδίτης, ίσως και της Γης, αν και ως προς τη Γη υπάρχει μία διχογνωμία. Η βαρυτική έλξη που θα ασκεί τότε ο Ήλιος θα είναι μικρότερη εξαιτίας της απώλειας μάζας από ακτινοβολία και τον ηλιακό άνεμο, οπότε ίσως οι πλανήτες θα έχουν προηγουμένως μετατοπισθεί μακρύτερα.

Ακόμα και αν ένας πλανήτης βρεθεί στο εσωτερικό του ερυθρού γίγαντα, αυτό είναι τόσο αραιό (χιλιάδες φορές αραιότερο από τον ατμοσφαιρικό αέρα), ώστε η τροχιά του δεν θα επηρεασθεί, τουλάχιστον άμεσα. Ωστόσο, μέσα ή έξω από τον Ήλιο, η αύξηση της θερμότητας που θα δέχεται η Γη θα οδηγήσει στην εξάτμιση των λιμνών, ποταμών, θαλασσών και ωκεανών, και η μέση θερμοκρασία της επιφάνειας της Γης θα ξεπεράσει τους 500 βαθμούς C.

 Σχετικά λήμματα 
 Αστρική εξέλιξη
 Κυανός γίγαντας
 Ερυθρός νάνος
 Υπεργίγαντας
 Λευκός νάνος

Πηγές
 Zeilik, Michael A., Gregory, Stephan A. (1998): Introductory Astronomy & Astrophysics (4η έκδ.). Saunders College Publishing.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι

Κατηγορία:Είδη αστέρων