Erraldoi gorri

Erraldoi gorri bat, izar eboluzioaren fase berantiar batean masa baxu edo ertaina (0,3-8 eguzki masa inguru) duen izar erraldoi argitsu bat da. Kanpoko atmosfera puztuta dago eta ahula da, beraz, erradioa handia da eta gainazaleko tenperatura 5.000 kelvinekoa (4.700 °C; 8.500 °F) edo baxuagoa da. Erraldoi gorriaren itxura hori laranjatik gorrira doa, K eta M espektro motak barne, baina baita S motako izarrak eta karbonozko izar gehienak ere.

Erraldoi gorriak energia sortzen duten moduan aldatzen dira:

• Erraldoi gorri ohikoenak erraldoi gorrien adarreko izarrak dira (RGB), oraindik hidrogenoa helioan fusionatzen dutenak helio bizigabeko nukleo bat inguratzen duen bilgarri batean.
• Adar gorriko izarrek, adar horizontalaren erdi hotzean daudenek, karbonozko helioa euren nukleoetan fusionatzen dute alfa hirukoitzaren bidez.
• Adar asintotiko-erraldoiko izarrak (AGB), karbono-oxigeno nukleo endekatu batetik kanpo helioa erretzen duen bilgarri batekin, eta justu ondoren hidrogenoa erretzen duen bilgarri batekin.

Izar distiratsu ezagunenetako asko erraldoi gorriak dira, argitsuak eta neurri batean arruntak direlako. K0 RGB Arcturus izarra 36 argi urteko distantziara dago, eta Gamma Crucis da hurbilen dagoen m motako erraldoia, 88 argi urteko distantziara.

Erraldoi gorri bat nukleoan hidrogeno hornidura agortu eta nukleoa inguratzen duen bilgarri batean hidrogenoaren fusio termonuklearra hasi duen izar bat da. Eguzkiarena baino hamarnaka eta ehunka aldiz handiagoak diren irratiak dituzte. Hala ere, kanpoko bilgarriak tenperatura baxuagoa du, eta horrek tonu gorri-laranjatua ematen die. Bere bilgarriaren dentsitate energetikoa txikiagoa den arren, erraldoi gorriak Eguzkia baino askoz argitsuagoak dira euren tamaina handiagatik. Adar gorri-erraldoiko izarrek eguzkiarena baino ia hiru mila aldiz argiagoak dira (L_☉), k edo Mren espektro motakoak, 3.000-4.000 kelvineko azaleko tenperaturak dituzte eta gure eguzkiarena baino 200 aldiz beroagoak (R_☉). Adar horizontaleko izarrak beroagoak dira, soilik 75 L_☉ inguruko argitasun tarte txiki batekin. Adar asintotiko-erraldoiko izarrak erraldoi gorrien adarreko izar distiratsuenen argitasun berdintsuen artean daude, pultsazio termikoaren fasearen amaieran zenbait aldiz argitsuagoak izateraino.

Adar asintotiko-erraldoiko izarren artean C-N eta C-R berantiar motako karbonozko izarrak daude, karbonoa eta beste elementu batzuk gainazal bihurtzen direnean dragatze bat deritzonean sortzen direnak.^[1] Lehen dragatzea erraldoi gorrien adarreko hidrogeno oskolaren errekuntzan gertatzen da, baina ez du gainazalean karbono ugari sortzen. Bigarrena, eta batzuetan hirugarrena, erraldoi asintotikoen adarrean helio bilketaren errekuntzan gertatzen da, eta karbonoa azalerantz deitzen du behar bezain masiboak diren izarretan.

Erraldoi gorri baten izar linboa ez dago argi definituta, ilustrazio askotan irudikatzen denaren aurka. Aitzitik, bilgarriaren masa dentsitate oso txikiaren ondorioz, izar hauek ez dute ondo definitutako fotosfera bat, eta izarraren gorputza, mailaz maila, "Koroa" baterantz igarotzen da.^[2] Erraldoi gorri hotzenek espektro konplexuak dituzte, lerro molekularrekin, igorpen ezaugarriekin eta, batzuetan, maserrekin, batez ere termikoki pultsatzen duten AGB izarretan.^[3] Behaketek erraldoi gorrien fotosferaren gainetik kromosfera bero baten existentziaren frogak ere eman dituzte,^[4][5][6] eta kromosferak eratzeko beroketa mekanismoen ikerketak erraldoi gorrien 3Dko simulazioak eskatzen ditu.^[7]

Erraldoi gorrien beste ezaugarri aipagarri bat, Eguzkiaren antzeko izarrek ez bezala, hauen fotosferek konbekzio zelula txiki kopuru handi bat dutelarik (eguzki granuluak), erraldoi gorrien fotosferek, baita supererraldoi gorrienek ere, zelula handi gutxi batzuk baino ez dituztela da, euren ezaugarriek, bi izar motetan hain ohikoak diren dizdira aldaketak eragiten dituztenak.^[8]

Sekuentzia nagusi etapan, erreakzio termonuklearrek helioa sortzen duten heinean, gas hau izar baten erdian metatzen dihoa, bere dentsitate handiagoaren ondorioz (hidrogenoa baino astunagoa da). Helio kopuru kritiko bat sortzen denean (Chandrasekharren muga, hidrogenoaren fusio erreakzioak oztopatzen hasten da, eta, ondorioz, presioa jaitsi egiten da, eta, izarrak, pixka bat gehiago konprimituz eta berotuz erreakzionatzen du, bere erdian geratzen den hidrogeno urriaren fusioa ezinezko bihurtzeraino. Orduan, izarra, helioz "pozoitu" dela esaten da. Jada hidrogenoa agortua, heliozko nukleoak ezin du izarraren pisua eutsi, eta konprimitzen hasten da, izarra, erraldoi gorri bihurraraziz.

Izarra ez bada oso masiboa (2,5 eguzki masa baino gutxiago) endekatutako elektroi askeen gasak, neurri batean geratzen du konprimaketa. Tenperatura, helioaren sugartze punturaino hazten da, 100 milioi gradu ingururaino. Aipaturiko muga (2,5 eguzki masa baino gehiago) baino izar masiboagoetan, trantsizio hau leunki gertatzen da, gasa ia ez baita endekatu nukleoa piztu denean. 0,5 eta 2,5 eguzki masa bitarteko izarretan, berriz, nukleoa, partzialki endekatua dago, eta bere erreakzioak bizitzen ditu bere tenperatura gehitzen duen aldi berean. Hala jarraitzen du, bat-batean, gas idealeko erregimenera itzultzen den arte, erorketa termiko bat eragiten duena eztanda indartsu batekin, non supernoba baten pareko energia askatzen den, baina izarraren osotasuna arriskuan jartzen ez duena, energia horren zatirik handiena, endekapena elektronikoa ezabatzen erabiltzen baita: helioaren flasha da. Azkenik, masa txikieneko izarretan (0,5 eguzki masa baino gutxiagokoak), erdiko tenperatura, sekula ez da helioaren fusioa gertatzeko haina altua. Hala ere, izar hauen eboluzioa hain da motela, unibertsoa eratu zenetik, masa horretako izar isolatu batek erraldoi gorrira eboluzionatu izateko denborarik oraindik ez dela egon.

Helioaren sugartzeak, erraldoi gorri faseari amaiera ematen dio. Prozesu hau nahiko bortitza bada ere, ez dio eragiten izarraren osotasunari, zenbait milioi urte gehiagoz, multzoketa gorri izeneko fase egonkor berri batean emango dituena bere metaltasuna handia bada, edo adar horizontalekoan, metaltasun hori baxua bada, erregai berria fusionatuz. Izarra, berriz jaisten da Hertzsprung-Russell diagraman, baina beti sekuentzia nagusiko etapan baino argitsuago eta hotzago.

Erraldoi gorrien kanpo geruzak, ez daude grabitazionalki oso lotuak, eta, beraz, etapa honetan, masa galera handia gertatzen da. Gainera, erraldoien gune konbektiboa oso sakona da, eta, beraz, talka uhinek izar haizea bizkortzen laguntzen dute. Bestetik, izar hauek espektroaren zati infragorrian asko igortzen dute, izarrarteko hautsak asko xurgatzen duena. Azkenik, metaltasun handi batek (opakutasun handiago bat dakarrena), materia kanporatze handiagoak eragiten ditu. Erraldoi gorri eta erraldoi asintotiko faseen artean metatutako masaren galera, izarraren hasierako masaren %40a eta %60aren artean estimatzen da.

Beste efektu bereizgarri bat erraldoi gorrietan, lehen dragatua (ingelesez: first dredge-up) deritzona da. Izarra handitzean, eremu konbektiboa, hidrogenoa partzialki helioan birprozesatua izan den gune batetik, kanporeneko geruzataraino hedatzen da, eta, beraz, aipaturiko birprozesatutako materia hori, azaleraraino eramana da. Azalerako ugaritasunetan aldaketa hau, potentzialki ikusgarria da, eta hasierako metaltasun bera duten sekuentzia nagusiko izarren azaleko ugaritasunekiko diferentzia bat bezala agertzen da.

Azkenik, hemen agertzen den izar erraldoi gorrien deskribapena, nahiko modernoa dela argitu behar da. Hasieran, izar baten bizitzaren azken faseetan gertatzen ziren prozesu ezberdinak zehatz ulertzen ez zirenean, erraldoi gorri izenak, ondorengo multzoketa gorri/adar horizontal eta erraldoi asintotiko faseak ere hartzen zituen. Oraindik ere hala dena, eboluzio faseez hitz egin beharrean, MKK sistemako argitasun klaseei bakarrik erreparatzen badiogu. Izar guzti horiek, III argitasun klasekoak dira, hau da, erraldoiak.

Oso masa txikiko izarrak erabat konbektiboak^[9][10] dira eta bilioi bat urtera arte hidrogenoa helioan fusionatzen jarrai dezakete,^[11] izar osoaren zati txiki bat hidrogenoa den arte. Argitasuna eta tenperatura etengabe handitzen dira denbora honetan zehar, sekuentzia nagusiko izarrik masiboenetan bezala, baina, prozesuaren iraupenaren ondorioz, tenperatura %50 handitzen da, eta argitasuna, berriz, 10 aldiz. Azkenik, helio maila handitu egiten da, izarrak erabat konbektiboa izateari uzten dion arte, eta nukleoan itxitako gainontzeko hidrogenoa, soilik milaka milioi urte gehiagotan kontsumitzen da. Masa, tenperatura eta argitasunaren arabera, denbora batez, hidrogeno oskola erretzen den bitartean, izarra Eguzkia baino beroagoa eta sortu zenean baino hamarnaka aldiz argitsuagoa izan daiteke, oraindik Eguzkia bezain argitsua ez den arren. Milaka milioi urte gehiagoren ondoren, ez dira hain argitsuak eta hotzagoak izaten hasten dira, hidrogeno oskolaren errekuntzak jarraitzen badu ere. Heliozko nano zuri hotzak bihurtzen dira.^[12]

Oso masa handiko izarrak, H-R diagramaren alde batetik bestera daramatzan ibilbide ebolutibo bat jarraitzen duten supererraldoi bihurtzen dira, eta, eskuin muturrean, supererraldoi gorriak dira. Hauek, euren bizitza, II motako supernoba bezala amaitzen dute. Izar masiboenak Wolf-Rayet izar bihur daitezke erraldoi edo supererraldoi izatera iritsi gabe.^[13][14]

Planeta ezagunak dituzten erraldoi gorriak: M motako HD 208527, HD 220074 eta, 2014ko otsailetik aurrera, K erraldoi ezagun batzuk^[15], horien artean Pollux, Gamma Cephei eta Iota Draconis.

Tradizionalki izar batek erraldoi gorri baterantz izan duen eboluzioak bere planeta sistema, egonez gero, bizigabea izatea eragingo duela iradoki den arren, ikerketa batzuen arabera, erraldoi gorrien adarrean zehar 1 M_☉-ko izar baten eboluzioan zehar, zenbait milaka milioi urtez bi unitate astronomikotan (UA) gune bizigarri bat izan zezakeela iradokitzen da, 100 milioi urte arte, 9 UArako, agian, denbora egokia emango lukeena. Erraldoi gorriaren etaparen ondoren, mota honetako izar batentzat, 7 eta 22 unitate astronomiko eremu bizigarri bat egongo litzateke, mila milioi urte gehiagoz.^[16] Ondorengo ikerketek, agertoki hau findu dute, 1 M_☉-ko izar batentzat, gune bizigarriak, Marteren antzeko orbita duen planeta batentzat, 100 milioi urtetik 210 milioi urtera arte irauten duela erakutsiz, Saturnoren eta Eguzkiaren arteko distantzian orbitatzen duen planeta batentzat, denbora maximoa (370 milioi urte) Jupiterren distantzian orbitatzen duten planetei dagokielarik. Hala ere, Jupiter eta Saturnoren orbitetan 0,5 M_☉ko izar bat orbitatzen duten planetentzat, gune bizigarrian 5.800 milioi urtez eta 2.100 milioi urtez egongo lirateke, hurrenez hurren; Eguzkia baino izar masiboagoentzat, denborak askoz laburragoak dira.^[17]

2014ko ekainean, 50 planeta erraldoi aurkitu ziren izar erraldoien inguruan. Hala ere, planeta erraldoi hauek eguzki motako izarren inguruan aurkitutako planeta erraldoiak baino masiboagoak dira. Hau izar erraldoiak Eguzkia baino masiboagoak direlako izan daiteke (hain masiboak ez diren izarrak oraindik sekuentzia nagusian egongo dira eta ez dira erraldoi bihurtuko) eta izar masiboenek planeta masiboagoak izatea espero da. Hala ere, izar erraldoien inguruan aurkitu diren planeten masak ez datoz bat izarren masekin, eta, beraz, planetak euren masa handitzen egon daitezke izarren erraldoi gorri fasean. Planeten masaren hazkundea, neurri batean, izar haizearen akrezioaren ondorio izan liteke, efektu askoz handiago bat, Rocheren lobuluaren gainezkatzea izango litzatekeen arren, izarra planetara masa transferitzea eragiten duena, erraldoia planetaren orbita distantziaraino hedatzen denean.^[18]

Izar distiratsu ezagunenetako asko erraldoi gorriak dira, argitsuak eta neurri batean arruntak direlako. Gamma Crucis erraldoi gorrien adarreko izar aldagarria, gertuen dagoen m motako izar erraldoia da, 88 argi urtera. K0 izar erraldoi gorria, Arcturus, 36 argi urteko distantziara dago.

• Aldebaran (α Tauri)
• Arcturus (α Bootis)
• Gacrux (γ Crucis)

• Hamal (α Arietis)
• κ Persei
• δ Andromedae^[19]

• Mira (ο Ceti)
• χ Cygni
• α Herculis

Eguzkia 5.000 milioi urte barru aterako da sekuentzia nagusitik eta erraldoi gorri bihurtzen hasiko da.^[20][21] Erraldoi gorri bezala, Eguzkia hainbeste haziko da, Merkurio, Artizarra eta, beharbada, Lurra irentsiko dituela.^[22]

1. ↑ Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.-Juliana. (1998-06-16). «The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up» arXiv:astro-ph/9512121 (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
2. ↑ Suzuki, Takeru K.. (2007-04-20). «Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line» The Astrophysical Journal 659 (2): 1592–1610.  doi:10.1086/512600. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
3. ↑ (Ingelesez) Habing, Harm J.; Olofsson, Hans. (2003). «Asymptotic giant branch stars» Asymptotic giant branch stars (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
4. ↑ (Ingelesez) Deutsch, A. J.. (1970). «Chromospheric Activity in Red Giants, and Related Phenomena» Ultraviolet Stellar Spectra and Related Ground-Based Observations 36: 199. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
5. ↑ Vlemmings, Wouter; Khouri, Theo; O'Gorman, Eamon; De Beck, Elvire; Humphreys, Elizabeth; Lankhaar, Boy; Maercker, Matthias; Olofsson, Hans et al.. (2017-12). «The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA» Nature Astronomy 1 (12): 848–853.  doi:10.1038/s41550-017-0288-9. ISSN 2397-3366. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
6. ↑ O'Gorman, E.; Harper, G. M.; Ohnaka, K.; Feeney-Johansson, A.; Wilkeneit-Braun, K.; Brown, A.; Guinan, E. F.; Lim, J. et al.. (2020-06). «ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse» Astronomy & Astrophysics 638: A65.  doi:10.1051/0004-6361/202037756. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
7. ↑ Wedemeyer, Sven; Kucinskas, Arunas; Klevas, Jonas; Ludwig, Hans-Gunter. (2017-10). «Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars VI. First chromosphere model of a late-type giant» Astronomy & Astrophysics 606: A26.  doi:10.1051/0004-6361/201730405. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
8. ↑ (Ingelesez) Schwarzschild, M.. (1975-01). «On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants.» The Astrophysical Journal 195: 137–144.  doi:10.1086/153313. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
9. ↑ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor. (2009-03). «On the magnetic topology of partially and fully convective stars» Astronomy & Astrophysics 496 (3): 787–790.  doi:10.1051/0004-6361:200811450. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
10. ↑ «The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star» www.astrophysicsspectator.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
11. ↑ «Late stages of evolution for low-mass stars» spiff.rit.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
12. ↑ (Ingelesez) Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C.. (1997-06). «The End of the Main Sequence» The Astrophysical Journal 482 (1): 420–432.  doi:10.1086/304125. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
13. ↑ Crowther, Paul A.. (2007-09). «Physical Properties of Wolf-Rayet Stars» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 45 (1): 177–219.  doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
14. ↑ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, Andre; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M.-Fernanda. (2011-01-31). «Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective» arXiv:1101.5873 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
15. ↑ https://archive.today/20121212212538/http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=planets
16. ↑ Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C.. (2005-07-10). «Can Life develop in the expanded habitable zones around Red Giant Stars?» The Astrophysical Journal 627 (2): 974–985.  doi:10.1086/430416. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
17. ↑ Ramirez, Ramses; Kaltenegger, Lisa. (2016-05-16). «Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars» The Astrophysical Journal 823 (1): 6.  doi:10.3847/0004-637X/823/1/6. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
18. ↑ Jones, M. I.; Jenkins, J. S.; Bluhm, P.; Rojo, P.; Melo, C. H. F.. (2014-06). «The properties of planets around giant stars» Astronomy & Astrophysics 566: A113.  doi:10.1051/0004-6361/201323345. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
19. ↑ Alves, David R.. (2000-08-20). «K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity» The Astrophysical Journal 539 (2): 732–741.  doi:10.1086/309278. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
20. ↑ (Ingelesez) March 2018, Nola Taylor Redd 28. «Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun» Space.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
21. ↑ Schroder, Klaus-Peter; Smith, Robert C.. (2008-05-01). «Distant future of the Sun and Earth revisited» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155–163.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
22. ↑ (Ingelesez) Siegel, Ethan. «Ask Ethan: Will The Earth Eventually Be Swallowed By The Sun?» Forbes (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).