Af meginröð til rauðra risa

1. Af meginröð til rauðra risa

2. Líftími á meginröð • Líftími stjörnu á megiröð ræðst af magni vetnis í kjarna og hversu hratt það brennur hennar. • Líftíminn er í réttu hlutfalli við massa hennar en í öfugu hlutfall við ljósaflið. • Því massameiri sem stjarnan er því styttir er líftíminn.

3. Með tímanum minnkar hlutfall H í kjarna en He eykst. • Sólin hefur verið meginraðarstjarna í 4,56 milljarða ára og ætti að haldast á meginröð í um 7 milljarða ára til viðbótar.

4. Á megiraðarskeiði þenst sólin lítillega og ljósafl eykst að vissu marki.

5. Breytingar á Jörðu • Þegar sólin stækkar eykst ljósmagnið sem berst til Jarðar frá henni. • Við það eykst yfirborðshiti Jarðar og má búast við því að eftir 1,5 milljarð ára verður meðalhiti á Jörðu orðinn 50°C. • Eftir um 3 milljarða ára verður meðalhitinn orðinn meira en 100°C og ólíklegt að líf viðhaldist svo lengi.

6. Lok meginraðarskeiðs • Þegar of lítið er orðið eftir af H í kjarna dregur úr kjarnasamrunanum. • Þrýstingurinn á móti þyngdarkraftinum minnkar og kjarninn fellur saman. • Við það hitnar kjarninn og hitinn frá honum hitar ytri lögin og þrýstir þeim út svo stjarnan stækkar. • Lögin utan við kjarnann hitna svo mikið að H samruni hefst í þeim. Það stöðvar þó ekki þyngdarhrun kjarnans. • Að lokum verður hitinn nægilega mikill í kjarnanum til að He samruni geti orðið.

7. Rauður risi verður til • Lagskiptur kjarni – innsti kjarninn með He samruna en H samruni utan við.

8. He - samruni • Til að He samruni geti orðið þarf hitastigið að verða nærri 100 milljón K. • Við svo háan hita er hreyfiorka agnanna næg til að yfirvinna Coulombs-fráhrindikraftinn. • Samruninn verður í þremur skrefum: Be-8 er mjög óstöðugur og lifir mjög skamman tíma. Aðeins vegna þess hve mikið er af He kjörnum umhverfis geta Be kjarnar hvarfast við He og myndað C

9. Heildarhvarfið verður til þess að í kjarnanum myndast kolefni og súrefni en einnig eitthvað af efnum sem liggja nærri þeim í lotukerfinu. • He bruninn hefst með mismunandi hætti í misstórum stjörnum.

11. Ytri lögin • Ytri lög stjörnunnar þenjast út vegna þrýstings frá kjarna. • Okkar sól mun þenjast svo mikið á þessu skeiði að hún mun líklegast ná nánast að braut Jarðar. • Þó kjarninn hitni þá kólnar yfirborðið og stjarnan verður rauðleit.

13. Færsla á H-R grafinu • Þegar megiraðarstjarna breytist í rauðan risa breytist ljósafl hennar og yfirborðshiti svo hún færist til á H-R grafi. • Yfirborðið kólnar svo hún færist til hægri. • Ljósafl eykst svo hún færist upp.

14. Stjörnuþyrpingar • Með því að skoða stjörnuþyrpingar má fá mynd af því hvernig stjörnur þróast. • Suma stjörnurnar eru stórar og þróast hratt en þær minni þróast hægar.

15. Stjörnuþyrpingar og H-R • Þegar stjörnur í stjörnuþyrpingu eru skoðaðar á H-R grafi má sjá hvernig stjörnur færast til á H-R grafinu. • Með því að skoða stjörnurnar í þyrpingunni má áætla aldur þyrpingarinnar.

16. Þróun ungrar þyrpingar þar sem stærstu stjörnurnar þróast hraðast og ná fyrstar megiröð.

17. Með tímanum verða minni stjörnur að meginraðarstjörnum en þá þróast þær stærstu yfir í rauða risa.

18. Ferlið heldur áfram hjá minni stjörnum en rauðu risarnir enda ævi sína og hverfa af grafinu.

19. Tveir hópar stjarna • Þróunin hefur búið til tvo hópa stjarna. • Yngri stjörnur auðugar af þyngri efnum (Population I) sem hafa orðið til úr leifum gamalla stjarna. • Gamlar stjörnur með lítið af þyngri frumefnum (Population II).

20. Lárétta greinin • Eftir að stjarnan verður rauður risi verður hún nokkuð stöðug. • Stjarnan færist samt til vinstri á meðan á þessu skeiði stendur og er þá sagt að hún sé á láréttu greininni. • Það svarar til þess að ljósafl helst en hiti eykst.

21. Á meðan á færslunni stendur breytist kjarninn og verður lagskiptur. • Innst eru leifar He-brunans. • Utan við það er lag þar sem He samruni er. • Utan við það er kaldar He-lag með engum samruna. • Þar fyrir utan er H-samruna lag. • Yst eru ytri hvolfin gríðarlega útþanin. • Með tímanum stækka innri lög kjarnans en þau ytri þynnast.

22. Sefítar • Sumar rauðar stjörnur sveiflast í útgeislun og mynda tifstjörnur sem kallast sefítar. • Ástæðan er að stjarnan verður tímabundið óstöðug og sveiflast mikið í stærð og ljósafli. • Á H-R línuritinu fer stjarnan í gegnum óstöðugleika svæði. • RR Lyrae eru tifstjörnur með lítinn massa og hafa stuttan sveiflutíma.

25. Massaflutningur tvístirna • Milli tvístirna eru aðdráttarkraftar sem valda flóðkröftum. • Ef langt er á milli stjarna hafa flóðkraftar lítil áhrif en ef stutt er á milli geta þeir aflagað stjörnuna. • Frakkinn Eduard Roche komast að því að umhverfis hverja stjörnu er svæði kallað Roche-hol. • Ef stjarna stækkar upp að mörkum Roche-holsins þá getur hún misst massa frá sér.

27. Rauðir risar og Roche • Þegar stjarna breytist í rauðan risa þenst hún mikið út og vex þá upp í Roche-holið. • Við það flæðir massi frá stjörnunni yfir til minni stjörnunnar. • Við það myndast diskur umhverfis minni stjörnuna en efnið fellur af honum niður á stjörnuna og eykur massa hennar.