Crveni div

Из пројекта Википедија

Prema Hercšprung-Raselovom diagramu (Hertzsprung-Russell diagram), crveni div je velika-van glavnog niza-zvezda stelarne klasifikacije K ili M, koja je tako nazvana zbog svoje crvenolike pojave karakteristične za hladnu divovsku zvezdu. Kao primer može se izdvojiti Aldebaran iz sazvežđa Taurus i Arcturus.

Crveni divovi su zvezde čija je masa jednaka 0.4 - 10 masa Sunca, koje su istrošile zalihe vodonika u njihovim jezgrima i prešle na fuziju vodonika u ljusci izvan jezgra. Pošto inertno helijumsko jezgro nema više sopstveni izvor energije, ono se sažima i zagreva, a njegova gravitacija sabija vodonik u omotaču koji se nalazi odmah iznad toga, podstičući na taj način njegovu fuziju da se odigrava brže. Ovo za uzvrat omogućava zvezdi da postane više luminozna (od 1000 – 10000 puta sjajnija) i da se uvećava, pri čemu stepen širenja zvezde nadmašuje stepen povećanja njene luminoznosti, zbog čega dolazi do opadanja njene efektivne temperature. U zvezdama dovoljno velikim da započnu helijumsku fuziju, proces analogan ovome dešava se kad se centralni helijum istroši i zvezda pređe na fuziju helijuma u spoljašnjoj ljusci, mada sa pratećim komplikacijama, pošto se u mnogim slučajevima vodonična fuzija nastavlja u ljusci manje dubine – ovo svrstava zvezdu u asimptotsku divovsku granu.

Smanjenje površinske temperature prevodi zvezdinu vidljivu svetlost ka crvenom delu spektra, pa otuda i njen naziv “crveni div”. Za zvezde spektralnih tipova od O prema K veruje se da će postati crveni divovi (ili superdivovi u slučaju O i B zvezda)

Za zvezde veoma male mase misli se da su potpuno provodljive za toplotu, tako da one ne mogu akumulirati inertno jezgro od helijuma i prema tome mogu da iscrpu sve svoje gorivo, a da nikada ne postanu crveni divovi.

Ako je zvezda manja od 2.57 solarnih masa, dodavanje helijuma u jezgro fuzijom vodonika iz okolne ljuske može da prouzrokuje helijumski bljesak – veoma brzu eksploziju helijuma koji se fuzioniše u jezgru, posle koje zvezda započinje kratak period fuzije helijuma pre nego što se ne popenje za jedan novi stepen u grani crvenih divova.

Zvezde koje su masivnije od 2.5 solarnih masa ulaze u fazu fuzije helijuma mnogo postepenije i mekše. Helijum fuziona faza zvezdinog života naziva se horizontalnom granom u vrsti metalom-oskudnih zvezda, tako nazvanih zato što ove zvezde leže na skoro horizontalnoj liniji na Hercsprung-Raselovom dijagramu od mnogih zvezdanih jata. Metalom-bogata helijum-fuziona zvezda ne leži na horizontalnoj grani, već umesto toga leži u crvenoj grupi Hercsprung-Raselovog dijagrama.

Pošto je naše Sunce jedne solarne mase, očekuje se da ono postane crveni div za oko pet milijardi godina. Ono bi tada trebalo da postane dovoljno veliko da obuhvati i postojeće orbite nekih od unutrašnjih planeta našeg solarnog sistema uklučujući i našu planetu Zemlju. Međutim, kako bi gravitaciono privlačenje Sunca trebalo da oslabi do tada zahvaljujući gubicima u njegovoj masi, time se otvara mogućnost da Zemlja pobegne na veću orbitu i tako izbegne ovo proždiranje od strane uvećanog Sunca. Inače, sudbina Zemlje, kada je u pitanju veličina proširenog Sunca, još uvek je tema goruće debate unutar naučne zajednice. Merkur i Venera biće skoro trenutno progutane od strane Sunca kada ono postane crveni div, a ako Zemlja uspe to da izbegne, to će se desiti zahvaljujući plimskom ubrzanju.