Jokainen tähti, joka syntyi noin kolmanneksella kahdeksaan aurinkokertoimeen, on määrätty tulemaan punaiseksi jättiläiseksi. Se ei ole harvinainen tai eksoottinen esine — se on yksinkertaisesti se, mitä tavallinen tähti tulee, kun sen sydämessä oleva vetypolttoaine loppuu. Ulommat kerrokset pullistuvat ulospäin, pinta jäähtyy, ja entinen vaatimaton tähti tulee jouksi, joka voi ylittää loistossaan ja koossaan lähes kaiken lähellä.
Punaiset jättiläiset ovat tärkeitä, koska ne osoittavat meille omaa tulevaisuuttamme. Muutamassa miljardissa vuodessa Aurinko käy läpi tämän saman vaiheen, ja sen koon muutos on dramaattinen tarpeeksi sisäisen aurinkokuntaan uudelleenpiirtämiseen. Matkalla punaiset jättiläiset tuottavat myös joitakin oudoimmista fysiikasta tähtien tähtitiedessä, mukaan lukien sisäinen räjähdys, joka lyhyesti ylittää koko galaksin kirkkauden ilman tähteä, joka sitä isännöi.
Mikä tekee tähdestä "jättiläisen"
Punainen jättiläinen on kirkas, kehittynyt tähti, joka alkoi noin kolmanneksella kahdeksaan aurinkokertoimeen, nyt kulkien läpi elämänsä myöhäisen vaiheen. Nimestä huolimatta "punainen" on suhteellinen: punaisilla jättilaisosakilla olevia tähtiä kuuluu tyypillisesti pinnallisia lämpötiloja 3000 - 4000 kelvinä, huomattavasti kylmemmät kuin Auringon noin 6000 kelviniä, ja tämä alempi lämpötila siirtää niiden valon spektrin punaisen pään kohti. Se, mikä todella erottaa heidät, on koko — niiden säteet voivat saavuttaa noin 200 kertaa Auringon.
Punaiset jättiläiset näyttävät myös erilaisilta läheltä kuin tavalliset tähdet. Auringon näkyvä pinta on peitetty suurella määrällä pieniä konvektiivisia soluja, kuplapatteriksi tunnettu kuvio, jota kutsutaan granulointiin. Punaisen jättiläisen pinta on sitä vastoin hallitsema vain muutama valtava konvektiivikenno, ja näiden ylisuuren kennon sekoittaminen on osa siitä, miksi punaiset jättiläiset vaihtelevat merkittävästi kirkkaudessa.
Auringon eläkesuunnitelma
Aurinko itse seuraa kiinteää aikataulua. Noin 4-7 miljardissa vuodessa sen ytimen vedyn fuusio heikkenee, ydin supistuu ja lämpenee, ja ulommat kerrokset laajenevat vastauksena — muutos punaiseksi jättiläiseksi. Siitä eteenpäin tähti, jonka massa on Auringon massa, viettää noin miljardi vuotta yhteensä punaisena jättiläisenä, melkein kaikki kiipeämässä sitä, mitä astronomit kutsuvat punaiseksi jättilaisoksi.
Laajenemisen laajuutta on vaikea liioitella. Auringon odotetaan kasvaneen yli 200 kertaa sen nykyistä sädettä — noin 256 kertaa sen nykyistä kokoa tai noin 1,2 astronomista yksikköä — tarpeeksi suuri nielemään Merkuriuksen, Venuksen ja todennäköisesti Maan. Ennen kuin sinne pääsee, Aurinko on heittänyt pois huomattavan osan itsestään: sen odotetaan menettävän 38 % massastaan kasvun aikana, ennen kuin lopulta supistuu valkoiseksi kääpiöksi. Mielenkiintoisesti, jos jotain vielä kiertää kauempana silloin, olosuhteet saattavat lyhyesti muuttua edullisiksi eikä vihamielisiksi — asuttava vyöhyke 7-22 astronomisen yksikön välillä voisi säilyä noin miljardi vuotta pidemmälle punaisen jättiläisen vaiheen jälkeen.
Tähti, joka paisuu kiertoradan kokoon
Tähdet, jotka selviävät punaisesta jättiläiosakista ja jatkavat heliumin fuusiota, siirtyvät lisävaiheeseen, jota kutsutaan asymptoottiseksi jättiläisoksi tai AGB: ksi. Tässä paisuminen jatkuu vielä kauemmas: AGB-tähden säde voi saavuttaa jopa yhden astronomisen yksikön, noin 215 kertaa Auringon nykyistä sädettä — mikä tarkoittaa, että tähden pinta olisi noin siellä, missä Maa kiertää tänään.
Tämä vaihe ei kestä, ja tähti maksaa korkeaa hintaa koostaan. AGB-tähti voi heittää pois 50-70 % kokonaismassastaan voimakkaiden tähtien tuulten kautta, puhaltaen omia ulompia kerroksiaan avaruuteen. Se, mikä jää jäljelle, kun verhon jälkeen, on kompakti, paljastettu ydin — valkoisen kääpiön siemen, johon tähti on menossa.
Äkillinen salamaloisto Galaksian kirkkauden kaltainen
Kaikki punaiset jättiläiset eivät vaivu hiljaa kohti valkoista kääpiötä. Tähdet, joiden massa on 0,8 ja 2,0 kertaa Auringon massa, kokevat väkivaltaisen mutta lyhytaikaisen tapahtuman, jota kutsutaan heliumflakiksi, jossa sydämen helium yhtäkkiä sulaa hiileksi hallitsemattomassa reaktiossa. Flakki itse kestää vain muutaman minuutin, mutta tuon lyhyen ikkunan aikana se tuottaa energiaa nopeudella, joka on verrattavissa kokonaisiin galaksiin Tejä Linnunradan kokoinen.
Tästä valtavasta tuotoksesta huolimatta heliumflakki ei repää tähteä. Koska energia imeytyy lähes kokonaan tähden rappeutuneeseen ytimeen ja ulommaisiin kerroksiiin lähtevän ulospäin, tähti, jonka massa on Auringon massa, vapauttaa vain noin 0,3 % koko energiaa heliumflakissa verrattuna siihen, mitä tyypin Ia supernoova vapauttaa. Se on todella galaksisen mittakaavan voimapurkaus, joka jättää tuskin jälkiä tähden ulkonäköön.
Betelgeuse, lähellä oleva jättiläinen
Tuttu punainen jättiläinen yöllä on Betelgeuse, kirkas punertava tähti, joka merkitsee Orionin olkapää — vaikka se on teknisesti askel tavallisen punaisen jättiläisen yli, punaiseen supergiganttin luokkaan. Sen säde putoaa jonnekin 640 - 764 aurinkoradiin, niin suuri, että pudottamalla se aurinkokuntaan Auringon sijasta nielee Merkuriuksen, Venuksen, Maan ja Marsin jäljittämät polut.
Betelgeuse on myös esikatsaus paljon nopeammalle loppuun. Se on alle 10 miljoonaa vuotta vanha, nuori tähtistandardien mukaan, mutta sen epätavallisen suuri massa on ajanut sen elinsyklin läpi sprintillä. Astronomit odottavat sen päättyväntä supernovan, hyvin todennäköisesti seuraavien 100 000 vuoden aikana — silmänräpäys kosmisilla aikaväleillä, vaikka se on liian pian merkitä päivämäärää mihin tahansa kalenteriin.
Tähtien ajoitus
Tähden massa päättää lähes kaiken siitä, kuinka nopeasti se saavuttaa punaisen jättiläisen vaiheen ja kuinka kauan se siellä viipyy. Jotkut matalamassiset tähdet loistavat biljoonia vuotta — aika, joka ylittää universumin nykyisen iän itse — kun taas massiivisimmat tähdet palavat ja kuolevat vain muutamassa miljoonassa vuodessa, noin miljoonikertainen ero tähtien elinkaaren pituuksissa riippuen siitä, kuinka paljon massaa tähti alkoi.
Tuo vaihtelu on hyödyllinen myös tutkijoille, ei vain dramatiikka. Tutkijat ovat mallintaneet ikäriippuvaista kirkkauksia ominaisuudesta, jota kutsutaan punaiseksi jättilaisoksi — hienovarainen tauko tähden nousulla punaisen jättiläisen oksan ylös — tähden iät 2-12 miljardissa vuodessa. Koska tämä kirkkaus muuttuu ennustettavasti klustereiden iän mukaan, se antaa tähtitieteilijöille välineen sen selvittämiseen, kuinka vanha globualijoukko todella on, yksinkertaisesti mittaamalla, mihin pullistuma putoaa.