Punane hiiglane on hiiglaslik täht, mille mass on umbes pool kuni kümme korda suurem kui meie Päikese oma. Punased hiiglased on saanud oma nime sellepärast, et nad näivad olevat punase värvusega ja on väga suured. Paljude punaste hiiglaste sisse mahub tuhandeid ja tuhandeid meie sarnaseid Päikeseid. Aldebaran, Arkturus, Betelgeuse ja Mira on punased hiiglased.

Praegu on meie Päike põhiseeria täht, mitte punane hiiglane. Viie miljardi aasta pärast usuvad teadlased siiski, et meie Päikesest saab punane hiiglane. Selle läbimõõt on umbes 200 korda suurem kui praegu. Ta saab nii suureks, et neelab alla Merkuuri, Veenuse ja võib-olla ka Maa.

Kuidas punane hiiglane tekib

Punase hiiglase faas on enamikule tähtedele loomulik evolutsioonietapp pärast põhiseeriat. Kui tähe südamikus saab lõppeda vesiniku tuuma täielik põlemine (tuumaühendused), ei toeta tuum enam gravitatsioonilist kokkupuudet ja hakkab kokku vajuma. Selle kokkupuute tagajärjel kuumeneb ümberringi olev vesiniku kurr (kesta) ja seal algab vesiniku põletamine rõngakujuliselt (kesta põletamine). Tänu sellele kasvanud heledusele ja laienemisele muutub tähe pind palju suuremaks ja jaheneb – sellepärast täht näib punakam ja muutub hiiglaseks.

Peamised omadused

  • Suurus: punased hiiglased võivad omada väga suuri raadiusi — sadadele kuni tuhandeid kordi Päikese raadiusest.
  • Temperatuur: pindatemperatuur on suhteliselt madal (tüüpiliselt ~3 000–5 000 K), mistõttu tähed näivad punakamad (spetsiaalsed spektrid K ja M).
  • Heledus: kuigi pinnatemperatuur on madalam, on kogu pinna pindala tohutu, seega on kogu heledus (luminoosus) väga suur.
  • Sisemine struktuur: kogu protsessis on tavaliselt inertne (töötlemata) heeliumi tuum ja selle ümber vesinikupilv, kus toimub aktiivne tuumapõletus.
  • Keemilised muutused: konvektsioon ja nn „dredge-up” toovad tähe pinnale tuumasünteesis tekkinud elemente (näiteks süsinikku ja raskemaid elemente), muutes tähe spektrit.
  • Mõned punased hiiglased on muutuvaid tähti: näiteks Mira on pulsatsiooniga muutuv täht, mille heledus perioodiliselt suureneb ja väheneb.

Tähtede elutsükkel lühidalt

  • Põhiseeria (main sequence): täht põleb vesinikku tuumas — meie Päike praegu selles faasis.
  • Subhiiglane ja punane hiiglane (Red Giant Branch, RGB): pärast tuuma vesiniku ammendumist laieneb täht ja muutub punaseks hiiglaseks, vesinik põleb kestana tuuma ümber.
  • Heeliumi süttimine: madalama massiga tähtedel võib toimuda heeliumipõletuse „heeliumisähvatus” (helium flash), mille järel võib täht stabiliseeruda heeliumi põlemise faasis (näiteks horisontaalteljel või red clump).
  • Asümptootiline hiiglane (AGB): pärast heeliumi kesta ammendumist läheb täht tihti AGB-faasile, kus on kaks kesta (heeliumi ja vesiniku) põletus ning esinevad tugevad pulsid ja suur massikaotus.
  • Lõppstaadium: madalama ja keskmise massiga tähed eemaldavad oma välised kihid (tekitades planeetide uduvöö või planetary nebula) ning jääk on valge kääbus (white dwarf). Raskemad tähed võivad minna supernoova ja jätta maha neutronitähe või musta augu.

Päikese tulevik — mida oodata

Praeguste mudelite järgi on meie Päike umbes 4,6 miljardit aastat vana ja selle kogu eluiga põhiseerial on ligikaudu 10 miljardit aastat. Ligikaudu 5 miljardi aasta pärast lahkub Päike põhiseeriast ja muutub punaseks hiiglaseks. Selle laienemine võib saavutada kuni ~200 korda praeguse läbimõõdu.

Tulemusena:

  • lähedalasuvad planeedid nagu Merkuur ja Veenus tõenäoliselt neelatakse;
  • Maad võib oodata kas otsene neelamine või tugev kuumenemine ja atmosfääri kaotus, mistõttu elu kaob — täpne lõpp sõltub massikadu ja orbiidi laienemise suhtest;
  • punase hiiglase faasi lõpus Päike tõenäoliselt kaotab suure osa oma väliskihist ning jätab maha tiheda valge kääbuse, ümbritsetuna planeetide uduvööst (planetary nebula); see valge kääbus jahtudes jääb süsinik- ja hapnikurikka tuumina.

Mitu aastat kestab punase hiiglase faas?

Sõltuvalt tähe massist varieerub punase hiiglase faasi pikkus. Madalama massiga tähed (sarnaselt Päikesele) võivad selles faasis viibida mõnesaja miljoni kuni umbes miljardi aasta jooksul erinevates alametappides; AGB-faasis on lühemad intensiivsed perioodid (mõnesaja tuhande kuni mõne miljoni aasta pikkused) koos tugeva massikaotusega.

Miks see on tähtis

Punased hiiglased mängivad tähtsat rolli keemilises evolutsioonis: nende tugituumades sünteesitakse raskemaid elemente ja sellele järgnev massikaotus rikastab ümbruskonda süsiniku, lämmastiku ja muude raskemate elementidega — need ained võivad hiljem osaleda uute tähtede, planeetide ja lõpuks elu tekkes.

Kui soovid, võin lisada lihtsa skeemi tähtede elutsüklist, näiteid tuntud punastest hiiglastest või selgituse, kuidas teadlased selliseid tähti vaatlevad (spektroskoopia, interferomeetria jm).