Każda gwiazda, która powstała z około jedną trzecią do ośmiu mas Słońca, jest przeznaczona do zostania czerwonym olbrzymem. To nie jest rzadki ani egzotyczny obiekt — to po prostu to, czym staje się zwykła gwiazda, gdy zabraknie jej paliwa wodorowego w jądrze. Warstwy zewnętrzne puchną na zewnątrz, powierzchnia chłodnieje i niegdyś skromna gwiazda zmienia się w coś, co może przewyższyć bliskość we wspaniałości i wielkości.
Czerwone olbrzymy są ważne, ponieważ pokazują nam naszą własną przyszłość. Za kilka miliardów lat Słońce przejdzie przez tę samą fazę i zmiana jego rozmiaru będzie wystarczająco dramatyczna, aby przekreślić wewnętrzny Układ Słoneczny. W drodze czerwone olbrzymy również wytwarzają część najdziwniejszej fizyki w astronomii gwiezdnej, w tym wewnętrzną eksplozję, która krótko przewyższa całą galaktykę w jasności bez niszczenia gwiazdy, która ją przybywa.
Co Robi Gwiazdę "Olbrzymem"
Czerwony olbrzym to jasna, rozwinięta gwiazda, która zaczęła się około jedną trzecią do ośmiu mas Słońca, przechodząc teraz późny etap swojego życia. Pomimo nazwy "czerwony" jest względny: gwiazdy gałęzi czerwonych olbrzymów zwykle mają temperatury powierzchni od 3000 do 4000 kelwinów, znacznie chłodniejsze niż około 6000 kelwinów Słońca, i ta niższa temperatura przesuwa ich światło ku czerwonemu końcowi spektrum. To, co naprawdę je wyróżnia, to wielkość — ich promienie mogą osiągnąć około 200 razy Słońca.
Czerwone olbrzymy wyglądają też inaczej z bliska niż zwykłe gwiazdy. Widoczna powierzchnia Słońca pokryta jest dużą liczbą małych komórek konwektywnych, wzorem pęcherzyka znany jako ziarnowanie. Powierzchnia czerwonego olbrzyma jest natomiast zdominowana zaledwie garścią gigantycznych komórek konwektywnych i mieszanie tych przewymiarowanych komórek jest częścią przyczyny, dla której czerwone olbrzymy mają tendencję do znacznych wahań w jasności.
Plan Emerytury Słońca
Słońce samo podąża stałym harmonogramem. Za około 4 do 7 miliardów lat fuzja wodoru w jego jądrze będzie się zmniejszać, jądro będzie się kurczyć i nagrzewać, a warstwy zewnętrzne będą się rozszerzać w odpowiedzi — transformacja w czerwonego olbrzyma. Od tego momentu gwiazda o masie Słońca spędzi około miliarda lat razem jako czerwony olbrzym, prawie cały czas wspinając się na to, co astronomowie zwią gałęzią czerwonego olbrzyma.
Skala ekspansji jest trudna do przesadzenia. Oczekuje się, że Słońce urośnie do ponad 200 razy swojego obecnego promienia — około 256 razy jego obecny rozmiar, lub około 1,2 jednostki astronomicznej — wystarczająco duże, aby pochłonąć Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię. Zanim tam dotrze, Słońce wyrzuci znaczną część siebie: oczekuje się, że straci 38% swojej masy podczas wzrostu, zanim ostatecznie skurczy się do białego karła. Ciekawe, jeśli coś nadal orbituje dalej, warunki mogą się krótko okazać korzystne zamiast wrogo — zamieszkalną strefę między 7 a 22 jednostkami astronomicznych mogłaby utrzymywać się około dodatkowy miliard lat po fazie czerwonego olbrzyma.
Gwiazda, Która Puchnie Do Rozmiaru Orbity
Gwiazdy, które przeżyją gałąź czerwonego olbrzyma i będą kontynuować fuzję helu, wstępują do dalszej fazy zwanej asymptotyczną gałęzią olbrzymów, lub AGB. Tutaj puchnięcie ciąży się nawet dalej: promień gwiazdy AGB może osiągnąć aż jedną jednostkę astronomiczną, około 215 razy obecny promień Słońca — oznaczając, że powierzchnia gwiazdy siedziałaby około tam, gdzie dziś krąży Ziemia.
Ta faza nie trwa i gwiazda płaci wysoką cenę za swój rozmiar. Gwiazda AGB może wyrzucić 50 do 70% swojej całkowitej masy przez energiczne wiatry gwiezdne, wiatry z własnymi warstwami zewnętrznymi w przestrzeń. To, co zostaje, gdy koperta jest usunęta, to zwarte, odsłonięte jądro — nasienie białego karła, w kierunku którego zmierza gwiazda.
Nagły, Błysk Jasny Jak Galaktyka
Nie wszyscy czerwoni olbrzymy cicho zanikają w kierunku białego karła. Gwiazdy o masie od 0,8 do 2,0 razy Słońca doświadczają gwałtownego, ale krótkotrwałego zjawiska zwanego błyskiem helu, w którym hel w jądrze nagle łączy się z węglem w niekontrolowanej reakcji. Sam błysk trwa zaledwie kilka minut, ale w tym krótkim oknie wytwarzał energię w tempie porównywalnym z całą galaktyką wielkości Drogi Mlecznej.
Pomimo tego ogromnego wyjścia błysk helu nie rozrywa gwiazdy. Ponieważ energia jest pochłaniana niemal całkowicie przez zdegenerowane jądro gwiazdy i warstwy zewnętrzne zamiast unikać na zewnątrz, gwiazda o masie Słońca uwalnia zaledwie około 0,3% tyle całkowitej energii w błysku helu, ile supernowa typu Ia wyemituje. To jest naprawdę wybuch energii w skali galaktyki, który ledwo pozostawia ślad na wyglązie zewnętrznym gwiazdy.
Betelgeuse, Olbrzym Obok
Znana gwiazda czerwonego olbrzyma na nocnym niebie to Betelgeuse, jasna czerwonawa gwiazda zaznaczająca ramię Oriona — choć technicznie jest krokiem poza normalnym czerwonym olbrzymem, w kategorii czerwonego superolbrzyma. Jego promień spada gdzieś w zakresie 640 do 764 promieni słonecznych, tak duży, że upuścić go w środek Układu Słonecznego zamiast Słońca pochłoniłyby orbity wyznaczne przez Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa.
Betelgeuse to także podgląd znacznie szybszego końca. Ma mniej niż 10 milionów lat, młoda według norm gwiezdnych, ale jego niezwykle duża masa pchnęła ją przez jej cykl życia w sprincie. Astronomowie oczekują, że skończy się w supernowie, bardzo prawdopodobnie w ciągu następnych 100 000 lat — mgnienie na kosmicznych skalach czasowych, choć to o wiele za wcześnie, aby zakreślić datę w jakimkolwiek kalendarzu.
Czas Gwiazd
Masa gwiazdy decyduje prawie wszystko o tym, jak szybko osiąga fazę czerwonego olbrzyma i jak długo tam pozostaje. Niektóre gwiazdy o niskiej masie świecą przez biliardy lat — okres, który przekracza obecny wiek wszechświata — podczas gdy najmasywniejsze gwiazdy wypalają się i umierają zaledwie po kilku milionach lat, różnica około milion razy w żywotności gwiazd w zależności od tego, z jaką masą gwiazda się zaczynał.
Ta zmienność jest również przydatna dla naukowców, nie tylko dramatyczna. Naukowcy modelowali zależną od wieku jasność funkcji zwanej wypukłością gałęzi czerwonego olbrzyma — subtelną pauzę w wspinaniu się gwiazdy po gałęzi czerwonego olbrzyma — dla wieku gwiazd między 2 a 12 miliardami lat. Ponieważ ta jasność zmienia się w przewidywalny sposób w zależności od wieku klastra, daje astronomom narzędzie do ustalenia, ile naprawdę lat ma kulisty klaster gwiazd, po prostu mierząc, gdzie spada wybrzuszenie.