Každá hvězda, která se formovala s přibližně jednou třetinou až osminásobkem hmotnosti Slunce, je předurčena stát se červeným obrem. Není to vzácný nebo exotický objekt — je to prostě to, co se stane běžné hvězdě, když jí dojde paliva vodíku v jádru. Vnější vrstvy se nafukují ven, povrch se ochlazuje a kdysi skromná hvězda se mění v něco, co může překonat ve světelnosti a velikosti téměř vše v okolí.
Červení obři jsou důležití, protože nám ukazují naši vlastní budoucnost. Během několika miliard let projde Slunce touto stejnou fází a změna jeho velikosti bude dostatečně dramatická na to, aby překreslila vnitřní sluneční soustavu. Cestou červení obři také produkují část nejpodivnější fyziky ve hvězdné astronomii, včetně vnitřní exploze, která na chvíli překoná jasnost celé galaxie bez zničení hvězdy, která ji hostuje.
Co Činí Hvězdu "Obrem"
Červený obr je jasná, vyvinutá hvězda, která začínala s přibližně jednou třetinou až osminásobkem hmotnosti Slunce, procházející nyní pozdní fází svého života. Bez ohledu na jméno je "červená" relativní: červené-obří hvězdy typicky mají povrchové teploty 3000 až 4000 kelvinů, znatelně chladnější než přibližně 6000 kelvinů Slunce, a tato nižší teplota posunuje jejich světlo k červenému konci spektra. To, co je opravdu odlišuje, je velikost — jejich poloměry mohou dosáhnout přibližně 200krát poloměru Slunce.
Červení obři vypadají zblízka také odlišně než běžné hvězdy. Viditelný povrch Slunce je pokryt velkým počtem malých konvektivních buněk, vzor bublin známý jako granulace. Povrch červeného obra je naopak dominován pouze několika obrovskými konvektivními buňkami a míchání těchto nadměrných buněk je částí důvodu, proč mají červení obři sklon výrazně se měnit v jasnosti.
Plán Důchodu Slunce
Samotné Slunce se řídí pevným harmonogramem. Přibližně za 4 až 7 miliard let se fúze vodíku v jeho jádru zpomalí, jádro se smrští a ohřeje a vnější vrstvy se v důsledku toho rozšíří — přeměna na červeného obra. Od té doby hvězda o hmotnosti Slunce stráví přibližně miliardu let jako červený obr celkem, téměř celý čas lezení po tom, co astronomové nazývají červenou-obrí větví.
Rozsah expanze je těžko přeceňovat. Očekává se, že Slunce poroste na více než 200krát svůj současný poloměr — přibližně 256krát jeho současnou velikost, nebo přibližně 1,2 astronomické jednotky — dostatečně velké na to, aby pohltilo Merkur, Venuši a pravděpodobně Zemi. Než se tam dostane, Slunce by mělo vyhodit podstatnou část sebe: předpokládá se, že během růstu ztratí 38% své hmotnosti, než se nakonec zmenší na bílého trpaslíka. Zajímavě, pokud bude něco stále obíhat dále, mohou se podmínky na chvíli stát příznivými namísto nepřátelskými — obytná zóna mezi 7 a 22 astronomickými jednotkami by mohla trvat přibližně dalších miliardu let po červené-obrí fázi.
Hvězda, Která Se Nafukuje na Velikost Oběžné Dráhy
Hvězdy, které přežijí červenou-obrí větev a pokračují v slučování helia, vstupují do další fáze zvané asymptotická-obrí větev, nebo AGB. Zde se nafukování pokračuje ještě dále: poloměr hvězdy AGB může dosáhnout až jedné astronomické jednotky, přibližně 215krát současného poloměru Slunce — což znamená, že povrch hvězdy by seděl přibližně tam, kde se Země dnes otáčí.
Tato fáze netrvá, a hvězda platí vysokou cenu za svou velikost. Hvězda AGB může vypustit 50 až 70% své celkové hmotnosti energickými hvězdnými větry a foukat své vlastní vnější vrstvy do vesmíru. To, co zůstane pozadu, jakmile je obal pryč, je kompaktní, exponované jádro — semeno bílého trpaslíka, ke kterému se hvězda ubírá.
Náhlý Blesk Jasný Jako Galaxie
Ne všichni červení obři vyblednou tiše k bílému trpaslíkovi. Hvězdy s hmotností mezi 0,8 a 2,0 krát hmotnost Slunce procházejí násilným, ale krátkodobým событемím zvaným bliknutí helia, při kterém se helium v jádru náhle slévá do uhlíku v nekontrolované reakci. Samotný blink trvá jen pár minut, ale během tohoto krátkého okna produkuje energii tempem srovnatelným s celou galaxií velikosti Mléčné dráhy.
Navzdory této obrovské produkci nerozvrací bliknutí helia hvězdu. Protože se energie absorbuje téměř výhradně degenerovaným jádrem hvězdy a vnějšími vrstvami, místo aby unikala ven, hvězda o hmotnosti Slunce uvolní pouze asi 0,3% tolik celkové energie v bliknutí helia jako supernova typu Ia. Je to opravdu celagalaktický výbuch energie, který na vnější vzhled hvězdy zanechává sotva stopu.
Betelgeuse, Obr V Blízkosti
Známý červený obr na noční obloze je Betelgeuse, jasná nažloutlá hvězda označující rameno Orionu — ačkoliv je technicky krok za normálním červeným obrem, v kategorii červeného superobra. Jeho poloměr se pohybuje v rozmezí 640 až 764 slunečních poloměrů, tak velký, že by jej vrh doprostřed sluneční soustavy místo Slunce pohltil dráhy vyznačené Merkurem, Venušou, Zemí a Marsem.
Betelgeuse je také náhledem na mnohem rychlejší konec. Je mladší 10 milionů let, mladá podle hvězdných norem, ale její neobvykle velká hmotnost ji jela životním cyklem v sprintu. Astronomové očekávají, že skončí v supernově, velmi pravděpodobně během příštích 100 000 let — mrknutí na kosmických časových měřítcích, i když je to příliš brzy na to, aby se v nějakém kalendáři zakroužila nějaká data.
Synchronizace Hvězd
Hmotnost hvězdy rozhoduje o téměř všem, jak rychle dosáhne červeného-obrího stadia a jak dlouho tam zůstane. Některé hvězdy nízké hmotnosti svítí na bilióny let — období, které přesahuje současný věk vesmíru — zatímco nejhmotnější hvězdy vyhoří a zemřou po pouhých několika milionech let, rozdíl asi milionu krát v délce života hvězdy v závislosti na tom, s jakou hmotností hvězda začala.
Tato variace je také užitečná pro vědce, ne jen dramatická. Výzkumní pracovníci modelovali věkem závislou jasnost funkce zvané červená-obrí větev bump — jemná pauza při výstupu hvězdy červené-obrí větve — pro hvězdné věky mezi 2 a 12 miliardami let. Protože se tato jasnost měnila předvídatelně s věkem shluku, dává astronomům nástroj, jak zjistit skutečný věk kulového shluku hvězd, jednoduše měřením, kde bump padá.