Rudý obr je krátkou fází závěrečného, ale bouřlivého vývoje hvězdy hlavní posloupnosti

Rudý obr, hvězda spotřebovavši větší část zásob vodíku

Jako rudý (červený) obr jsou označovány hvězdy v závěrečném stádiu svého vývoje krátce po té, co po spotřebování větší části zásob vodíku v jádře opustily hlavní posloupnost a na Hertzprungově-Russellově diagramu se přesunuly do posloupnosti obrů.

Rudí obři mohou mít červené, ale také žlutooranžové zabarvení. To podle povrchové teploty, která nepřesáhne 5 000 K. Obvykle se povrchová teplota rudých obrů pohybuje v rozmezí 3 000 až 4 000 K. Rudí obři se tak jeví jako hvězdy spektrálního typu K a nebo M.

Naše Slunce jako rudý obr

Jako rudý obr nakonec skončí i naše Slunce, hvězda spektrálního typu G2. To však až za nějakých 6 miliard let, po které ještě bude stabilně svítit na hlavní posloupnosti hovíc si mezi žlutými trpaslíky. Až však spotřebuje téměř všechen vodík, stoupne v jeho jádru tlak a teplota (na asi 4 × 10⁷ K) natolik, že se zapálí vydatnější Salpeterovy termonukleární reakce, při které se bude spalovat hélium na uhlík.

Čtěte také: Supernovy, oslňující kosmické ohňostroje ohlašující zánik hvězd

Slunce jako rudý obr nejen razantně zvýší svou svítivost, ale také objem. Svítivost stoupne řádově tisícinásobně a objem milionkrát. Naše planeta Země bude obíhat (pokud se zcela nevypaří) uvnitř rozsáhlé, ale neobyčejně řídké atmosféry rudého obra, Slunce. Klesne jeho povrchová teplota i hustota.

Slunce bude mít ve stádiu rudého obra průměrnou hustotu asi jedné desetitisíciny hustoty vody. A takové "nic" bude neuvěřitelně silně svítit s maximem vyzařování v infračervené oblasti spektra. Nutno však doplnit, že héliové jádro takovéhoto rudého obra dosahuje jen asi tisíciny průměru avšak asi čtvrtiny hmotnosti celé hvězdy. Centrální hustota může dosáhnout hodnoty okolo 4 × 10⁵ g/cm³, oproti hustotě asi 132 g/cm³ u současného Slunce jako žlutého trpaslíka.

Délka stádia rudého obra

Stádium rudého obra však trvá velice krátce (z hlediska délky života hvězd). Po prvotním vzplanutí nazývaném héliový záblesk, svítivost hvězdy klesá a narušuje se jeho tepelná rovnováha. Samotné vzplanutí trvá po asi 3 000 let. Pak se Slunce přesune doleva z oblasti rudých obrů na horizontální větev, kde setrvá řádově deset miliónů let. V této oblasti hvězdy často pulzují a stávají se proměnnými hvězdami.

Avšak po zhruba deseti milionech let se zásoby hélia z větší části vyčerpají a Slunce začne chladnout. Jeho hmotnost však není dostatečná na to, aby mohla začít fúzovat uhlík. Jádro začne degenerovat.

Slunce pak ještě jednou protne hlavní posloupnost. Tady však nezůstane, ale zamíří do posloupnosti bílých trpaslíků. Jeho hmotnost v tomto čase bude ale asi jen poloviční, povrchová teplota však stoupne na asi 30 000 K. O velkou část své hmotnosti Slunce přijde během bouřlivého stádia rudého obra a krátce po něm.

Jako bílý trpaslík bude Slunce slaboulince svítit po řádově stovky miliard let než se zcela vyčerpají jeho zásoby vnitřní energie (září pouze setrvačností), vychladne a změní se v černého trpaslíka. Ve hvězdu bez života, bez zdroje vnitřní energie.

Rudí veleobři

Takto vývoj probíhá u hvězd jejichž hmotnost nepřesáhla 3 M_S (Landau-Oppenheimer-Volkoffova mez), max. hmotnost bílých trpaslíků je totiž asi 1,4 M_S (Chandrasekharova mez). U těžších hvězd je vývoj složitější, ale na druhou stranu zase klidnější.

U hmotnějších hvězd nedochází k degeneraci héliového jádra, neboť jejich hustota je nižší. Termonukleární fúze je plynulejší a ve hvězdách se tvoří velké konvekční jádro. Takovéto hvězdy vydrží na posloupnosti rudých obrů asi desetinu času, který trávily na hlavní posloupnosti.

Postupně však i u těchto hvězd dochází v závislosti s vyčerpáváním zásob hélia ke vzrůstání tlaku a jádro se mění v bílého trpaslíka. Jeho hmotnost však brzy přesáhne Chandrasekharovu mez a dojde k neutronizaci látky jádra, které rychle kolabuje a mění se v neutronovou hvězdu případně v černou díru. Přitom dojde k velice prudkému vzplanutí a odfouknutí obálky, které pozorujeme jako vzplanutí supernovy.

Nejbližší a nejznámější rudí obři

Jako rudý obr tedy může skončit prakticky kterákoliv hvězda hlavní posloupnosti spektrálního typu M5 ÷ O5, jejíž hmotnost se pohybuje zhruba v rozmezí 0,5 až 8 hmotností Slunce (M_S). Ty méně hmotné hvězdy mohou vzplanout jako nova, ty hmotnější hvězdy se mohou stát rudými nadobry a na konci svého života zazářit jako supernova II. typu. Ty nejhmotnější hvězdy se mohou stát tzv. Wolf-Rayetovými hvězdami aniž by prošly stádiem rudého nadobra.

K Zemi nejbližším rudým obrem je hvězda Arcturus, nejjasnější hvězda v souhvězdí pastýře spektrálního typu K2. Ta je od nás vzdálena asi 36,2 světelného roku. Dalším blízkým rudým obrem je hvězda Gama Crucis. Tento obr má absolutní vizuální jasnost -2,5^m, zdánlivou jasnost 1,64^m. Gama Crucis, hvězda spektrálního typu M3 II je vzdálená od Země asi 88 světelných let. Z dalších rudých obrů (veleobrů), které vidíme na naší obloze si zmínku zaslouží Betelgeuse v Oriónu, Aldebaran v Býku a Antares v souhvězdí Štíra.

Použité zdroje

• Základy astronomie a astrofyziky, Vladimír Vanýsek; Academia 1980
• Encyklopédia astronómie, Anton Hajduk, Ján Štohl a kol.; Obzor 1987
• Red giant
• Red Giant Evolution

Další související články: