Гранка на црвени џинови

Гранка на црвени џинови (ГЦЏ или RGB од анг. ''red-giant branch'') — фаза од ѕвезддениот развој која следи по главната низа кај ѕвездите со мала до средна маса. Ова е дел од гранката на џинови пред да дојде до палење на хелиумот. Ѕвездите од гранката на црвени џинови имаат инертно хелиумско јадро опкружено со обвивка од водород кој се соединува по пат на CNO-циклусот. Овие ѕвезди се од класите K и M, многу поголеми и посјајни од ѕвездите на главната низа со иста температура.
1 Откривање
Црвените џинови се откриени на почетокот на XX век кога со примената на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм станало јасно дека постојат два одделни вида на студени ѕвезди со многу различна големина: џуџиња (денес формално познати како главна низа) и џинови.
Поимот ''гранка на црвени џинови'' влегол во употреба во 1940-тите и 1950-тите, иако првично бил само општ поим за подрачјето на црвени џинови на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Иако причинителот за термојадрениот животен век на главната низа, проследен од фазата на термодинамичко собирање во бело џуџе бил познат во 1940 г., првичните поединости за различните типови на џиновски ѕвезди биле непознати.
Во 1968 г. е употребен називот асимптотска гранка на џинови (АГЏ) за гранка од ѕвезди донекаде посјајни од повеќето црвени џинови и понестабилни, често големозамавни променливи ѕвезди како Мира. Години наназад е забележана раздвоена џиновска гранка, но не било јасно како се поврзани различните низи. Кон 1970 г. веќе било познато дека подрачјето на црвени џинови е сочинето од подџинови, самата ГЦЏ , хоризонталната гранка и АГЏ, а развојната состојба на ѕвездите во овие подрачја била општо позната. Гранката на црвени џинови била опишана како првата гранка на џинови во 1967 г. за да се различи од втората или асимптотска гранка на џинови, и оваа терминологија често се користи до денес.
Денешната ѕвездена физика има модел на внатрешните процеси кои ги создаваат различните фази на ѕвездите со умерена маса по главната низа, со сè поголема сложеност и точност. Самите резултати од истражувањето на ГЦЏ се користат како поаѓалиште за истражување во други области.
2 Развој
Кога една ѕвезда со маса од до ( за нискометалични ѕвезди) ќе го истроши водородот во своето јадро, таа почнува да го гори водородот од обвивката и станува црвен џин, поголем и постуден од оние на главната низа. Внатрешноста на ѕвездата поминува низ неколку фази кои се одразуваат на нејзиниот надворешен изглед. Развојните фази зависат претежно од нејзината маса, но и од нејзината металичност.
2.1 Подџиновска фаза
Откако една ѕвезда од главната низа ќе го истроши јадрениот водород, таа почнува да соединува водород во дебела обвивка околу јадро сочинето претежно од хелиум. Масата на хелиумското јадро е под Шенберг-Чандрасекаровата граница и се наоѓа во топлинска рамнотежа, а ѕвездата е подџин. Сета дополнителна енергија добиена од соединувањето во обвивката се троши во нејзино ширење, и ѕвездата се лади но не станува посјајна.
Соединувањето на водородот во обвивката продолжува кај ѕвездите со маса приближна на Сончевата сè додека хелиумското јадро не доволно не добие на маса за да стане изродено. Јадрото потоа се собира, се загрева и развива силен температурен градиент. Водородната обвивка, која се соединува по пат на температурно чувствителниот CNO-циклус, во голема мера го зголемува производството на енергија и тогаш се вели дека ѕвездите се на подножјето на гранката на црвени џинови. Кај ѕвездите со иста маса како Сончевата, ова трае 2 милијарди години сметајќи од исцрпувањето на водородот во јадрото.
Подџиновите со повеќе од ја достигнуваат Шенберг-Чандрасекаровата граница реалтивно бргу пред јадрото да стане изродено. Јадрото сè уште термодинамички ја поддржува сопствената тежина со помош на енергијата од водородната обвивка, но повеќе не е во топлинска рамнотежа. Тоа се собира и загрева, предизвикувајќи истенчување на водородната обвивка и надувување на ѕвездената обвивка. Оваа комбинација ја зголемува сјајноста како што ѕвездата се лади кон подножјето на ГЦЏ. Пред да се изроди јадрото, надворешната водородна обвивка станува непроѕирна што го прекинува ладењето на ѕвездата, ја зголемува стапката на соединување во обвивката, и така ѕвездата стапува на ГЦЏ. Кај овие ѕвезди подџиновската фаза трае неколку милиони години, предизвикувајќи привидна празнина во Херцшпрунг-раселовиот дијаграм помеѓу ѕвезди од главната низа од типот B и ГЦЏ, која се гледа кај младите расеани јата како Јасли. Ова се нарекува Херцшпрунгова празнина и таа е впрочем ретко населена со подџиновски ѕвезди во брз развој кон црвени џинови, за разлика од кратката густо населена гранка на нискомасени подџинови што се гледа кај постарите јата како Омега Кентаур.
2.2 Искачување по гранката на црвени џинови
Сите ѕвезди во подножјето на гранката на црвени џинови имаат слична температура од околу , што одговара на ран до среден спектрален тип K. Нивната сјајност се движи од неколку Сончеви сјајности кај најмалку масивните црвени џинови до неколку илјади пати поголема сјајност за ѕвездите околу .
Како што водородните обвивки продолжуваат да создаваат повеќе хелиум, јадрата на ГЦЏ-ѕвездите добиваат на маса и температура. Ова предизвикува забрзано соединување во водородната обвивка. Ѕвездите стануваат посјајни, поголеми и донекаде поладни. Се вели дека тие „се искачувааат по ГЦЏ“.
При искачувањето на ГЦЏ доаѓа до низа внатрешни појави кои се познаваат по надворешноста на ѕвездата. Надворешната струевита обвивка станува сè подлабока како што ѕвездата расте, зголемувајќи го енергетското производство во обвивката. Со тек на време обвивката доаѓа доволно длабоко за да на површината да донесе производи од соединувањето од порано струевитото јадро — појава наречена прво зацрпување. Ова ја менува површинската застапеност на хелиум, јаглерод, азот и кислород. Може да се види забележливо насобирање на ѕвезди на едно место на ГЦЏ, што се нарекува „испакнатина на ГЦЏ“. До ова доаѓа поради штурост на водород како последица од длабокото струење. Енергетското производство во обвивката привремено се намалува на ова штуро место, практично запирајќи го искачувањето по ЦГЏ и предизвикувајќи прекумерен број на ѕвезди во таа точка.
2.3 Завршеток на гранката на црвени џинови
Кај ѕвездите со изродено хелиумско јадро постои граница на овој раст во големина и сјајнсот, наречен „завршеток на гранката на црвени џинови“, каде јадрото достигнува доволна температура за да почне соединувањето. Сите ѕвезди кои доаѓаат до оваа фаза имаат хелиумски јадра со иста маса од речиси , како и многу слична ѕвездена сјајност и температура. Овие сјајни ѕвезди се користеле како стандардна кандела за растојание. Завршетокот на гранката на црвени џинови по изглед се јавува при апсолутна величина од −3 и температура околу 3.000 K при Сончева металичност, а поблиску до 4.000 K при многу ниска металичност. Сјајноста на врвот се предвидува на , зависно од металичноста. Во современите истражувања почесто се употребуваат инфрацрвените величини.
2.4 Напуштање на гранката на црвени џинови
Изроденото јадро почнува со соединување со експлозија наречена хелиумски блесок, но надворешно тоа не се забележува. Енергијата се троши во подигање на изроденоста во јадрото. Ѕвездата станува севкупно помалку сјајна и поврела, и таа преминува на хоризонталната гранка. Сите изродени хелиумски јадра имаат приближно иста маса, без оглед на вкупната маса на ѕвездата, така што сјајноста е иста од хелиумското соединување на хоризонталната гранка. Соединувањето во водородни јадра може да предизвика колебање на вкупната ѕвездеја сјајност, но кај највеќето ѕвезди со металичност налик на Сончевата температурата и сјајноста се многу слични на ладниот крај од хоризонталната гранка. Тие ѕвезди образуваат црвената грутка при 5.000 K и . Помалку масивните водородни обвивки ги ставаат ѕвездите во поврела и помалку сјајна положба на хоризонталната гранка. Овој ефект почесто се јавува при ниска металичност, така што старите јата сиромашни со метал покажуваат најизразени хоризонтални гранки.
Ѕвездите со првична маса поголема од имаат неизродени хелиумски јадра на гранката на црвени џинови. Овие ѕвезди развиваат доволна температура за да почнат со тројно алфасоединување пред да стасаат до завршетокот на гранката на црвени џинови и пред да се изроди јадрото. Потоа ти ја напуштаат таа гранка и прават сина јамка, па се враќаат и стапуваат на асимптотската гранка на џинови. Ѕвездите со само малку поголема маса од прават одвај забележлива сина јамка при неколку стотини пред да продолжат на АГЏ, одвај различни од нивната положба на гранката на црвени џинови. Помасивните ѕвезди прават големи сини јамки кои достигнуваат 10.000 K или повеќе, при сјајност од . Овие ѕвезди го преминуваат појасот на нестабилност повеќе од еднаш и пулсираат како класични кефеиди (тип I).
2.5 Својства
На долунаведената табела се прикажани типичните животни векови на главната низа (ГН), гранката на подџинови (ГП) и гранката на црвени џинови (ГЦЏ), за ѕвезди со различни почетни маси, сите со Сончева металичност (''Z'' = 0,02). Прикажани се и масата на хелиумското јадро, делотворната температура на површината, полупречникот и сјајноста на почетокот и крајот на ЦГЏ за секоја ѕвезда. За крај на ЦГЏ се смета моментот кога ќе се запали јадрениот хелиум.
Маса(), ГН, Кука, ГП, ГЦЏ(), ГЦЏ<sub>поднож.</sub>, ГЦЏ<sub>заврш.</sub>
Маса најадрото, T<sub>делотв.</sub> (K), Полупречник, Сјајност, Маса најадрото, T<sub>делотв.</sub> (K), Полупречник, Сјајност
0,6, 58,8, н/п, 5.100, 2.500, 0,10, 4.634, 1,2, 0,6, 0,48, 2.925, 207, 2.809
1.0, 9.3, н/п, 2.600, 760, 0,13, 5.034, 2,0, 2,2, 0,48, 3.140, 179, 2.802
2,0, 1,2, 10, 22, 25, 0,25, 5.220, 5,4, 19,6, 0,34, 4.417, 23,5, 188
5,0, 0,1, 0,4, 15, 0,3, 0,83, 4.737, 43,8, 866,0, 0,84, 4.034, 115, 3.118
Ѕвездите со средна маса губат многу мал дел од нивната маса кога се на главната низа или подџинови, но губат значајно количество како црвени џинови.
Масата што ја губат ѕвездите слични на Сонцето влијае врз температурата и сјајноста на ѕвездата кога ќе дојде до хоризонталната гранка, па затоа својствата на ѕвездите од црвената грутка се мерило за одредување на масената разлика пред и по хелиумскиот блесок. Загубената маса кај црвените џинови исто така ги одредува масата и својствата на белите џуџиња кои се образуваат подоцна. Вкупната загуба на маса кај ѕвездите кои стасуваат до завршетокот на гранката на црвени џинови се проценува на . Највеќето маса се губи во последните милион години пред хелиумскиот блесок.
Масата што ја губат помасивните ѕвезди кои ја напуштаат гранката на црвени џинови пред хелиумскиот блесок потешко се мери непосредно. Тековната маса на кефеидите како Делта Кефеј може точно да се измери бидејќи се работи за двојни или пулсирачки ѕвезди. Ако се изврши споредба со развојните модели, ваквите ѕвезди губат околу 20 % од нивната маса, од кои доста голем дел за време на сината јамка и особено во текот на пулсирањето на појасот на нестабилност.
3 Променливост
Некои црвени џинови се големозамавни променливи. Многу од ранооткриените променливи ѕвезди се мириди со правилни периоди и замави од неколку величини, полуправилни променливи со помалку очигледни периоди или повеќекратни периоди и малку помали замави, и бавни неправилни променливи без очигледен период. Тие веќе долго се сметаат за ѕвезди на асимптотската гранка на џинови (АГЏ) или суперџинови, а самите ѕвезди на црвената гранка на џинови (ЦГЏ) начелно не се сметале за променливи. Малкуте исклучоци биле АГЏ-ѕвездите со мала сјајност.
Проучувањта на крајот од XX век покажале дека сите џинови од класата M се променливи со замав од 10 миливеличини или повеќе, и дека џиновите од доцната класа K веројатно исто така се променливи со помали замави. Ваквите променливи ѕвезди се меѓу посјајните црвени џинови, близу завршетокот на ЦГЏ, но тешко можело да се докаже дека сите тие се впрочем АГЏ-ѕвезди. Ѕвездите покажувале однос период-замав, при што променливите со поголем замав пулсираат побавно.
Прегледите in the XXI век даваат неверојатно точна фотометрија на илјадници ѕвезди во текот на многу години. Ова го овозможило откривањето на многу нови променливи ѕвезди, често со мошне мали замави. Откриени се повеќе разни односи период-сјајност, групирани во подрачја со ''сртови'' од збиени напоредни односи. Некои од нив одговараат на познатите мириди и полуправилни ѕвезди, но воведена е уште една класа на променливи ѕвезди: OSARG (од анг. ''OGLE Small Amplitude Red Giants'' - „Малозамавни црвени џинови на OGLE“). OSARG-ѕвездите имаат замав од неколку илјадитинки од една величина и полуправилни периоди од 10 до 100 дена. Прегледот OGLE објавил до три периоди за секоја OSARG-ѕвезда, што укажува на сложени комбинации од пулсирања. Набргу биле откриени многу илјадници OSARG-ѕвезди во Магелановите Облаци, како на АГЏ, така и на ГЦЏ. Објавен е каталог на 192.643 OSARG-ѕвезди во правец на средишната испакнатина на Млечниот Пат. Иако една четвртина од OSARg-ѕвездите во Магелановите Облаци имаат долги вторични периоди, многу малку од галактичките OSARG-ѕвезди ја имаат оваа особина.
OSARG-ѕвездите на ЦГЏ имаат три збиени периодно-сјајносни односи според првиот, вториот и третиот призвук на моделот на радијално пулсирање кај ѕвездите со извесни маси и сјајности, но присутни се и двополови и четириполови нерадијални пулсирања, што води до полуправилната природа на колебањата. Нормалните колебања не се јавуваат, а основната причина за возбудувањето е непозната. Предложен причинител е стохастичното струење, слично на сончевовидните осцилации.
Откриени се уште два вида на променливост кај ЦГЏ-ѕвездите: долги вторични периоди, кои се поврзани со друга променливост но можат да покажат поголеми замави со периоди од стотици или илјадници денови; и ''елипсоидна'' променливост. Причината за долгите вторични периоди е непозната, но предложено е дека се должат на заемодејства со нискомасени придружници во блиски орбити. Се смета дека до елипсоидна променливост доаѓа во двојни системи, во овој случај контактни двојки каде изобличените ѕвезди предизвикуаат строго периодична променливост додека кружат во орбита.
4 Библиографија
**