Iga täht, kes moodustus umbes kolmandik kuni kaheksa korda Päikese massiga, on määratud saama punaseks hiiglanaks. See ei ole haruldane ega eksootiline objekt — see on lihtsalt see, milleks tavatäht saab, kui tema tuumas olev vesinikkütus otsa saab. Välisedkihid paisuvad välja, pind jahtub ja kunagi tagasihoidlik täht muutub millekski, mis võib praktiliselt kõike lähedal säras ja suuruses ületada.
Punased hiiglanaid on olulised, sest nad näitavad meile meie enda tulevikku. Mõne miljardi aasta pärast läheb Päike selle sama faasi läbi, ja selle suuruse muutus on piisavalt dramaatiline, et taasjoonistada sisemine Päikesesüsteem. Samal ajal toodavad punased hiiglanaid ka mõnda kummaliseimat füüsikat tähteastronoomias, sealhulgas sisemise plahvatuse, mis lühikest aega ületab terve galaktika heleduses, ilma tähte rikkunud, kes seda peab.
Mis Teeb Tähest "Hiigla"
Punane hiiglane on ere, arenenud täht, kes alustis umbes kolmandikuga kuni kaheksa korda Päikese massiga, läbides nüüd oma elu hilisstaadiumit. Vaatamata nimele on "punane" suhteline: punaised-hiiglanate-oksad tähte on tavaliselt pinnatemperatuuridel 3000 kuni 4000 kelvini, märgatavalt jahedam kui Päikese umbes 6000 kelvini ja see madalam temperatuur nihutab nende valgust spektri punase otsa poole. See, mis neid tõesti eristab, on suurus — nende raadiused võivad jõuda umbes 200 kordselt Päikese.
Punased hiiglanaid näevad lähedalt ka teisiti välja kui tavalistel tähtedel. Päikese nähtav pind on kaetud suure hulga väikeste konvektiivsete rakkudega, mullide mustriga, mida tuntakse granuleerimisena. Punase hiigla pind on seevastu domineeritava vaid kämitaolise hulga tohutute konvektiivsetest rakkudest, ja nende ülemõõtudega rakkude segamine on osa sellest, miks punased hiiglanaid kipuvad heleduses märgatavalt kõikuma.
Päikese Pensioniplaan
Päike ise järgib fikseeritud graafikut. Umbes 4 kuni 7 miljardi aasta pärast võetakse tema tuumas vesinikfusioon madalama astmeni, tuum tõmbub kokku ja kuumeneb, ja väliskihid paisuvad vastuseks — muutus punaseks hiiglanaks. Sellest edasi veetseb Päikese massiga täht ligikaudu miljard aastat kokku punase hiiglanana, peaaegu kogu aja ronib üles seda, mida astronoomid nimetavad punase-hiigla-oksaks.
Laienemine on raske liigendada. Päike oodatakse kasvama rohkem kui 200 kordset oma praeguse raadiuse — ligikaudu 256 kordne oma praegune suurus või ligikaudu 1,2 astronoomilist ühikut — piisavalt suur neelama Merkuuri, Veenust ja tõenäoliselt Maad. Enne kui sinna jõuab, on Päike visanud märkimisväärselt osa ennast: eeldatakse, et ta kaotab 38% oma massist kasvades, enne kui naaseb valgeks kääbuseks. Kummalisi, kui midagi orbideerib siis veel kaugemale, võivad tingimused lühikest aega muutuda soodsaks, mitte vihaselt — eluruumi tsooni 7 ja 22 astronoomilise ühiku vahel võiks püsida umbes veel miljard aastat pärast punase-hiigla-staadiumi.
Täht, Mis Paisub Orbiidi Suuruseni
Tähed, kes pääsevad punase-hiigla-oksa läbi ja jätkavad heelium-fusiooni, sisenevad täiendavasse faasi, mida nimetatakse asümptootiliseks-hiigla-oksaks või AGB-le. Siin paisumine jätkub veelgi kaugeale: AGB-tähe raadius võib jõuda kuni ühe astronoomilise ühikuni, ligikaudu 215 korda Päikese praeguse raadiuseni — tähendades, et tähe pind istub ligikaudu seal, kus Maa täna tiirleb.
See staadium ei kestaks pikalt ja täht maksab kõrget hinda oma suuruse jaoks. AGB-tähe võib väljastada 50 kuni 70% oma kogumassist vigaarsete tähe tuulte kaudu, puhub oma väliskihid kosmosesse. See, mis jääb järele, kui kest on pois, on kompaktne, paljastarud tuum — seemne valgele kääbusele, mille poole täht suundub.
Äkki Galaktika-hele Välke
Mitte kõik punased hiiglanaid ei kao vaigistades valge kääbusele. Tähed 0,8 kuni 2,0 kordselt Päikese massiga kogevad vägivaldset, kuid lühiajalise sündmust heelium-välkeks, milles tuuma heelium järsku sulub süsinikult kontrollimatutes reaktsioonis. Välk ise kestab vaid paar minutit, kuid sel lühiksel aken toodab energiat kiirusel, mis on võrreldav kogu galaktikaga Tejä Linnutee suurusega.
Sellest tohutuost väljundist hoolimata ei rebi heelium-välk tähte. Kuna energiat imendab peaaegu täielikult tähe degenereerunud tuum ja väliskihid pigem välja põgeneda, vaatab Päikese massiga täht välja umbes 0,3% niisama kogu energiat heelium-välke kui tüüp Ia supernova väljastab. See on tõeline galaktika-ulatuslik jõu plahvatus, mis jätab kõvasti märgi tähe välistele väljanägemisele.
Betelgeuse, Läheduses Hiiglane
Tuttav punane hiiglane öisele taevasele on Betelgeuse, hele punakasroheline täht, mis tähistab Orioni õlga — kuigi see on tehniliselt samm tavapärase punase hiigla ees, punases ülihiiglankategooriasse. Selle raadius langeb kusagile 640 kuni 764 päikesera, nii suur, et selle kukutamine Päikesesüsteemi keskele Päikese asemel neelaks Merkuuri, Veenuse, Maa ja Marsi jälgitud teise.
Betelgeuse on ka eelvaade palju kiiremale lõpule. Ta on alla 10 miljoni aasta vana, tähtede normi järgi noor, kuid tema ebaproportsionaalselt suur mass on kiirenud tema elutsükli sprindist. Astronoomid eeldavad, et ta lõpetab supernoovas, väga tõenäoliselt järgmise 100 000 aasta jooksul — pilkamine kosmoloogilistel ajakaval, kuigi see on liiga vara, et ringiga järgi mingi kuupäeva.
Tähtede Ajastamine
Tähe mass otsustab peaaegu kõik selle kohta, kui kiiresti ta saavutab punase-hiigla-staadiuni ja kui kaua ta sinna jääb. Mõned madala massiga tähed loistasu billjoni aastast — aeg, mis ületab universumi praeguse vanuse ise — samal ajal kui massiivsemad tähed põlevad ja surevad vaid mõne miljoni aasta pärast, erinevus ligikaudu miljon korda tähtede eluea pikkusel sõltuvalt sellest, palju massi täht alustas.
See variatsioon on teadlastele kasulikudki, mitte ainult dramaatiline. Teadlased on modelleerinud vanuse sõltuva heleduse omadust, mida nimetatakse punase-hiigla-oksa muhviks — peene pausiga tähe rongimisel punase-hiigla-oksa üles — tähtede vanusele 2 ja 12 miljardi aasta vahel. Kuna see heledus muutub prognoositavalt klastrite vanusega, annab see astronoomorade tööriista, et välja selgitada, kui vana on globaalne tähehoiukogu tegelikult, lihtsalt mõõtes, kus muhnv langeb.