«Erraldoi gorri»: berrikuspenen arteko aldeak

200 bytes removed ,  Duela 3 hilabete
t
Robota: Aldaketa kosmetikoak
(Rescuing 1 sources and tagging 0 as dead.) #IABot (v2.0.8)
t (Robota: Aldaketa kosmetikoak)
 
{{Star nav}}
[[Fitxategi:Gigantes rojas.jpg|thumb|Izar erraldoi batzuen eta gure Eguzkiaren arteko tamaina konparaketa]]
'''Erraldoi gorri''' bat, [[Izarizar eboluzio|izar eboluzioaren]]aren 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 [[Izarren sailkapena|espektro motak]] barne, baina baita [[S motako izarra|S motako izarrak]]k eta [[karbonozko izar]] gehienak ere.
 
Erraldoi gorriak energia sortzen duten moduan aldatzen dira:
 
* Erraldoi gorri ohikoenak [[Erraldoi gorrien adarra|erraldoi gorrien adarreko]] izarrak dira (RGB), oraindik [[Izarren nukleosintesi|hidrogenoa helioan fusionatzen]] dutenak helio bizigabeko nukleo bat inguratzen duen bilgarri batean.
* [[Adar gorri|Adar gorriko]]ko izarrek, [[Adaradar horizontal|adar horizontalaren]]aren erdi hotzean daudenek, karbonozko helioa euren nukleoetan fusionatzen dute [[alfa hirukoitzaren bidez]].
* [[Adar asintotiko erraldoi|Adar asintotiko-erraldoiko]] izarrak (AGB), karbono-oxigeno nukleo endekatu batetik kanpo helioa erretzen duen bilgarri batekin, eta justu ondoren hidrogenoa erretzen duen bilgarri batekin.
 
 
== Ezaugarriak ==
Erraldoi gorri bat nukleoan hidrogeno hornidura agortu eta nukleoa inguratzen duen bilgarri batean hidrogenoaren [[Fusiofusio termonuklear|fusio termonuklearra]]ra hasi duen izar bat da. [[Eguzkia|Eguzkiarena]]rena 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 (<var>L</var><sub>☉</sub>), k edo Mren espektro motakoak, 3.000-4.000 kelvineko azaleko tenperaturak dituzte eta gure eguzkiarena baino 200 aldiz beroagoak (<var>R</var><sub>☉</sub>). Adar horizontaleko izarrak beroagoak dira, soilik 75 <var>L</var><sub>☉</sub> 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.
[[Fitxategi:Mira 1997.jpg|thumb|[[Mira izar aldakor|Mira]], [[Adar asintotiko erraldoi|adar asintotiko aldakorreko erraldoi]] gorri bat]]
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.<ref>{{Erreferentzia|izena=Arnold I.|abizena=Boothroyd|izenburua=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up|abizena2=Sackmann|izena2=I.-Juliana|data=1998-06-16|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9512121|aldizkaria=arXiv:astro-ph/9512121|sartze-data=2021-06-01}}</ref> 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, "[[Eguzki koroa|Koroa]]" baterantz igarotzen da.<ref>{{Erreferentzia|izena=Takeru K.|abizena=Suzuki|izenburua=Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line|orrialdeak=1592–1610|data=2007-04-20|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608195|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=659|issn=0004-637X|doi=10.1086/512600|sartze-data=2021-06-01}}</ref> Erraldoi gorri hotzenek espektro konplexuak dituzte, lerro molekularrekin, igorpen ezaugarriekin eta, batzuetan, maserrekin, batez ere termikoki pultsatzen duten AGB izarretan.<ref>{{Erreferentzia|izena=Harm J.|abizena=Habing|izenburua=Asymptotic giant branch stars|hizkuntza=en|abizena2=Olofsson|izena2=Hans|data=2003|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003agbs.conf.....H/abstract|aldizkaria=Asymptotic giant branch stars|sartze-data=2021-06-01}}</ref> Behaketek erraldoi gorrien fotosferaren gainetik kromosfera bero baten existentziaren frogak ere eman dituzte,<ref>{{Erreferentzia|izena=A. J.|abizena=Deutsch|izenburua=Chromospheric Activity in Red Giants, and Related Phenomena|orrialdeak=199|hizkuntza=en|data=1970|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1970IAUS...36..199D/abstract|aldizkaria=Ultraviolet Stellar Spectra and Related Ground-Based Observations|zenbakia=36|issn=1743-9221|sartze-data=2021-06-01}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Wouter|abizena=Vlemmings|izenburua=The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA|orrialdeak=848–853|abizena2=Khouri|abizena3=O'Gorman|abizena4=De Beck|abizena5=Humphreys|abizena6=Lankhaar|abizena7=Maercker|abizena8=Olofsson|abizena9=Ramstedt|izena2=Theo|izena3=Eamon|izena4=Elvire|izena5=Elizabeth|izena6=Boy|izena7=Matthias|izena8=Hans|izena9=Sofia|data=2017-12|url=http://arxiv.org/abs/1711.01153|aldizkaria=Nature Astronomy|alea=12|zenbakia=1|issn=2397-3366|doi=10.1038/s41550-017-0288-9|sartze-data=2021-06-01}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=E.|abizena=O'Gorman|izenburua=ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse|orrialdeak=A65|abizena2=Harper|abizena3=Ohnaka|abizena4=Feeney-Johansson|abizena5=Wilkeneit-Braun|abizena6=Brown|abizena7=Guinan|abizena8=Lim|abizena9=Richards|izena2=G. M.|izena3=K.|izena4=A.|izena5=K.|izena6=A.|izena7=E. F.|izena8=J.|izena9=A. M. S.|data=2020-06|url=http://arxiv.org/abs/2006.08023|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=638|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/202037756|sartze-data=2021-06-01}}</ref> eta kromosferak eratzeko beroketa mekanismoen ikerketak erraldoi gorrien 3Dko simulazioak eskatzen ditu.<ref>{{Erreferentzia|izena=Sven|abizena=Wedemeyer|izenburua=Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars VI. First chromosphere model of a late-type giant|orrialdeak=A26|abizena2=Kucinskas|abizena3=Klevas|abizena4=Ludwig|izena2=Arunas|izena3=Jonas|izena4=Hans-Gunter|data=2017-10|url=http://arxiv.org/abs/1705.09641|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=606|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201730405|sartze-data=2021-06-01}}</ref>
 
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 [[Supererraldoisupererraldoi gorri|supererraldoi gorrienek]]enek ere, zelula handi gutxi batzuk baino ez dituztela da, euren ezaugarriek, bi izar motetan hain ohikoak diren [[Izar aldakor|dizdira aldaketak]] eragiten dituztenak.<ref>{{Erreferentzia|izena=M.|abizena=Schwarzschild|izenburua=On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants.|orrialdeak=137–144|hizkuntza=en|data=1975-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...195..137S/abstract|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=195|issn=0004-637X|doi=10.1086/153313|sartze-data=2021-06-01}}</ref>
 
== Eraketa prozesua ==
[[Fitxategi:The life cycle of a Sun-like star (annotated).jpg|ezkerrera|thumb|272x272px|Irudi honek [[Eguzkia|Eguzkiaren]]ren antzeko izar baten bizitza jarraitzen du, enkoadraketaren ezkerraldean [[Izar#Sorrera eta bilakaera|jaiotzen]] denetik eskuinean milaka milioi urteren ondoren erraldoi gorri baterantz [[Izar eboluzio|garatzen]] den arte.]]
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.
 
Oso masa txikiko izarrak [[Konbekzio|erabat konbektiboak]]<ref>{{Erreferentzia|izena=Ansgar|abizena=Reiners|izenburua=On the magnetic topology of partially and fully convective stars|orrialdeak=787–790|abizena2=Basri|izena2=Gibor|data=2009-03|url=http://arxiv.org/abs/0901.1659|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=3|zenbakia=496|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:200811450|sartze-data=2021-06-01}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star|url=https://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|aldizkaria=www.astrophysicsspectator.com|sartze-data=2021-06-01}}</ref> dira eta bilioi bat urtera arte hidrogenoa helioan fusionatzen jarrai dezakete,<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Late stages of evolution for low-mass stars|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|aldizkaria=spiff.rit.edu|sartze-data=2021-06-01}}</ref> 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.<ref>{{Erreferentzia|izena=Gregory|abizena=Laughlin|izenburua=The End of the Main Sequence|orrialdeak=420–432|hizkuntza=en|abizena2=Bodenheimer|abizena3=Adams|izena2=Peter|izena3=Fred C.|data=1997-06|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L/abstract|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=482|issn=0004-637X|doi=10.1086/304125|sartze-data=2021-06-01}}</ref>
 
Oso masa handiko izarrak, H-R diagramaren alde batetik bestera daramatzan ibilbide ebolutibo bat jarraitzen duten [[supererraldoi]] bihurtzen dira, eta, eskuin muturrean, [[Supererraldoisupererraldoi gorri|supererraldoi gorriak]]ak dira. Hauek, euren bizitza, II motako [[supernoba]] bezala amaitzen dute. Izar masiboenak [[Wolf-Rayet]] izar bihur daitezke erraldoi edo supererraldoi izatera iritsi gabe.<ref>{{Erreferentzia|izena=Paul A.|abizena=Crowther|izenburua=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars|orrialdeak=177–219|data=2007-09|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610356|aldizkaria=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|alea=1|zenbakia=45|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615|sartze-data=2021-06-01}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Georges|abizena=Meynet|izenburua=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective|abizena2=Georgy|abizena3=Hirschi|abizena4=Maeder|abizena5=Massey|abizena6=Przybilla|abizena7=Nieva|izena2=Cyril|izena3=Raphael|izena4=Andre|izena5=Phil|izena6=Norbert|izena7=M.-Fernanda|data=2011-01-31|url=http://arxiv.org/abs/1101.5873|aldizkaria=arXiv:1101.5873 [astro-ph]|sartze-data=2021-06-01}}</ref>
 
== Planetak ==
 
=== Bizigarritasun-perspektibak ===
Tradizionalki izar batek erraldoi gorri baterantz izan duen eboluzioak bere [[Planeta-sistema|planeta sistema]], egonez gero, bizigabea izatea eragingo duela iradoki den arren, ikerketa batzuen arabera, erraldoi gorrien adarrean zehar 1 <var>M</var><sub>☉</sub>-ko izar baten eboluzioan zehar, zenbait milaka milioi urtez bi [[Unitateunitate astronomiko|unitate astronomikotan]]tan (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.<ref>{{Erreferentzia|izena=Bruno|abizena=Lopez|izenburua=Can Life develop in the expanded habitable zones around Red Giant Stars?|orrialdeak=974–985|abizena2=Schneider|abizena3=Danchi|izena2=Jean|izena3=William C.|data=2005-07-10|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503520|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=627|issn=0004-637X|doi=10.1086/430416|sartze-data=2021-06-01}}</ref> Ondorengo ikerketek, agertoki hau findu dute, 1 <var>M</var><sub>☉</sub>-ko izar batentzat, gune bizigarriak, [[Marte|Marteren]]ren antzeko orbita duen planeta batentzat, 100 milioi urtetik 210 milioi urtera arte irauten duela erakutsiz, [[Saturno|Saturnoren]]ren eta Eguzkiaren arteko distantzian orbitatzen duen planeta batentzat, denbora maximoa (370 milioi urte) [[Jupiter|Jupiterren]]ren distantzian orbitatzen duten planetei dagokielarik. Hala ere, Jupiter eta Saturnoren orbitetan 0,5 <var>M</var><sub>☉</sub>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.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ramses|abizena=Ramirez|izenburua=Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars|orrialdeak=6|abizena2=Kaltenegger|izena2=Lisa|data=2016-05-16|url=http://arxiv.org/abs/1605.04924|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=823|issn=1538-4357|doi=10.3847/0004-637X/823/1/6|sartze-data=2021-06-01}}</ref>
 
=== Planeten handitzea ===
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 [[Sekuentziasekuentzia nagusia|sekuentzia nagusian]]n 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 lobulua|Rocheren lobuluaren]]ren gainezkatzea izango litzatekeen arren, izarra planetara masa transferitzea eragiten duena, erraldoia planetaren orbita distantziaraino hedatzen denean.<ref>{{Erreferentzia|izena=M. I.|abizena=Jones|izenburua=The properties of planets around giant stars|orrialdeak=A113|abizena2=Jenkins|abizena3=Bluhm|abizena4=Rojo|abizena5=Melo|izena2=J. S.|izena3=P.|izena4=P.|izena5=C. H. F.|data=2014-06|url=http://arxiv.org/abs/1406.0884|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=566|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201323345|sartze-data=2021-06-01}}</ref>
 
== Adibide ezagunak ==