Redigerer Rød kjempe

{{HR-diagram}}
[[Fil:Sun red giant-no.svg|thumb|Om 5 milliarder år blir solen en rød kjempe og kommer til å svelle opp til ca. 250 ganger sin nåværende størrelse. De innerste planetene, [[Merkur]], [[Venus]] og [[jorden]], kommer til å slukes.]]
'''Rød kjempe''' er et stadium en [[Hovedserien (astronomi)|hovedseriestjerne]] inntar når forbrenningen går over fra [[Kjernefysisk fusjon|hydrogenfusjon]] til [[heliumfusjon]] i stjernens kjerne, og er et stadium på veien til å bli en [[hvit dverg]] eller en [[rød superkjempe]].

Alle stjerner bortsett fra de minste i klassen under 10&nbsp;[[solmasse|''M''<sub>☉</sub>]] (solmasser) vil da tilbringe en senere del på den [[Asymptotisk kjempegren|asymptotiske kjempegrenen]].

== Lette stjerner (< 0,4 ''M''<sub>☉</sub>) ==
Trykket og temperaturen i svært lette stjerner, såkalte [[rød dverg|røde dverger]], er for lavt til å starte en forbrenning av [[helium]]. Stjernen lever hele sitt liv som en rød dvergstjerne og slokner når forsyningen av hydrogen har tatt slutt etter mer enn {{formatnum:100000000000}} år. 

== Middels tunge stjerner (0,4 - 9 ''M''<sub>☉</sub>) ==
I middels tunge stjerner som [[solen]] skjer forbrenningen ved at [[hydrogen]] fusjonerer til [[helium]] i en [[Proton-protonkjeden|proton-proton-reaksjon]]. Gravitasjonen får stjernen til å dra seg sammen og gjør at trykket og temperaturen i kjernen øker så mye at [[proton]]er smelter sammen til helium. Stjernen lyser så med nesten konstant styrke i mange milliarder år. I løpet av denne perioden akkumuleres det tyngre heliumet, restproduktet fra hydrogenfusjonen, i stjernens sentrum. Temperaturen i stjernens kjerne øker ettersom mengden av helium i kjernen øker. Når temperaturen overstiger {{formatnum:17000000}}&nbsp;K vil den noe raskere [[CNO-syklusen]] bli dominerende og øke hastigheten på forbrenningen.

Når 10 % av hydrogenet i stjernen har fusjonert til helium blir gravitasjonen sterkere enn energiutstrålingen. I stjerner mindre enn 2,4&nbsp; ''M''<sub>☉</sub> ([[solmasse]]r) kollapser kjernen til den har inntatt en [[Degenerert materie|degenerert]] tilstand. Når temperaturen i kjernen har økt til {{formatnum:100000000}}&nbsp;K fusjonerer heliumatomene til [[karbon]], og i tunge stjerner også til [[oksygen]] og [[neon]] i [[trippel-alfaprosess]]en. Heliumfusjonen starter samtidig i hele den degenererte kjernen og gir i noen sekunder opphav til et enormt energiutbrudd som kalles [[heliumflash]]. Stjernens energiproduksjon øker med en faktor på {{formatnum:1000}} og endrer nå form. Den økte energiproduksjonen får de ytre delene til å ekspandere til stjernen har økt 200 ganger i størrelse og danner en rød kjempe.

I stjernens indre foregår det nå en sjiktet forbrenning. I den ytre delen av kjernen foregår det en fusjon fra hydrogen til helium. Restproduktet helium synker til et sjikt under hydrogensjiktet hvor det fusjonerer til karbon, oksygen og neon som akkumuleres i stjernens sentrum. Til tross for at energiproduksjonen øker vil stjernens overflatetemperatur avta på grunn av den økte størrelsen. Stjernen forflytter seg til høyre i [[Hertzsprung-Russell-diagram|HR-diagrammet]] til [[spektralklasse]] K og M. Den røde kjempen vil miste størstedelen av hydrogenatmosfæren, ca. 40 % av massen, i kraftige masseutbrudd. Når kjempen til slutt har forbrent alt helium blåser den bort den siste delen av hydrogenatmosfæren og slokner. Tilbake etter den røde kjempen blir en ekspanderende gassky, en [[planetarisk tåke]], med en [[hvit dverg]] på størrelse med en [[planet]] i sentrum. Dvergstjernen avkjøles sakte siden den ikke har noen energiproduksjon og blir til slutt en [[sort dverg]].

== Tunge stjerner (> 9 ''M''<sub>☉</sub>) ==
{{Utdypende artikkel|Rød superkjempe}}
Tunge stjerner gjennomgår samme utviklingsstadier som middels tunge stjerner, men de forbrenner drivstoffet betydelig raskere. I en stjerne på 15&nbsp;''M''<sub>☉</sub> varer hydrogenforsyningen i 11&nbsp;millioner år. Deretter begynner stjernen å forbrenne helium og blåser seg opp til en rød kjempe. Etter ytterligere to millioner år går stjernen over til å forbrenne karbonkjernen. Energiproduksjonen øker og den røde kjempen blåser seg opp til en [[rød superkjempe]]. Etter {{formatnum:2000}}&nbsp;år har den røde superkjempen brukt opp alt drivstoffet i kjernen. Den kollapser og eksploderer i en [[supernova]]eksplosjon og lyser en periode med samme lysstyrke som en hel [[galakse]]. Etter eksplosjonen blir en planetarisk tåke med en [[nøytronstjerne]] med en diameter på ca. 10&nbsp;km værende igjen i sentrum. Nøytronstjernen vil sakte avkjøles etter som den ikke har noen energiproduksjon.

== Solens skjebne ==
[[Fil:Ngc2392.jpg|thumb|right|Eskimotåken (NGC 2392) er en sollignende stjerne som etter et liv som rød kjempe har blitt en planetarisk tåke.]]
Solen har lyst i ca. 5&nbsp;milliarder år og vil lyse i ca. like mange år til. Solens energiproduksjon vil stadig øke og om ca. 1&nbsp;milliard år vil den økende varmeutstrålingen få jordens hav til å koke bort. Jorden vil få et klima som ligner på [[Venus]]. Om ca. 5&nbsp;milliarder år, når solen er ca. 10&nbsp;milliarder år gammel, vil den begynne å forbrenne helium. Solen vil svelle opp til en rød kjempe – 250&nbsp;ganger solens nåværende størrelse. De indre planetene Merkur og Venus vil slukes. De kraftige masseutbruddene vil slute bort [[jordens atmosfære]], og den kraftige varmen vil få bergarter til å smelte. Solens tap av masse gjør at tiltrekningskraften avtar, og planetene som finnes igjen vil dermed få større [[bane|omløpsbaner]]. Jordens bane vil også økes, men den «tidevannsbølgen» som jorden danner på den nærliggende soloverflaten vil bremse jordens bane, og også den vil slukes.

== Røde kjemper på himmelhvelvingen ==
Det finnes en rekke røde kjemper på himmelhvelvingen som er synlige for det blotte øye, til tross for at stjernen er rød kjempe bare noen prosent av sitt liv. Den høye lysstyrken gjør at røde kjemper er en av nattehimmelens vanligste stjerner for de som betrakter nattehimmelen uten instrumenter.

'''Røde kjemper som er synlige på stjernehimmelen:'''
{| class="wikitable sortable"
|- bgcolor="#FBC886"
! Navn || Masse
! Radius || Luminositet || Stjernebilde
|-
| [[Aldebaran]] || 2,5&nbsp;''M<sub>☉</sub>''
| align="right" | 25&nbsp;[[Solradius|''R<sub>☉</sub>'']] || 156&nbsp;[[Solluminositet|''L<sub>☉</sub>'']]||[[Tyren]]
|-
| [[Arcturus]] || 3,5&nbsp;''M<sub>☉</sub>''
| align="right" | 26&nbsp;''R<sub>☉</sub>'' || 210&nbsp;''L<sub>☉</sub>''||[[Bjørnevokteren]]
|-
| [[Dubhe]] || 4&nbsp;''M<sub>☉</sub>''
| align="right" | 16&nbsp;''R<sub>☉</sub>'' || 300&nbsp;''L<sub>☉</sub>''||[[Store bjørn]]
|-
| [[Kochab]] || 4,4&nbsp;''M<sub>☉</sub>''
| align="right" | 41&nbsp;''R<sub>☉</sub>'' || 500&nbsp;''L<sub>☉</sub>''||[[Lille bjørn]]
|-
| [[Mira]] || 1,2&nbsp;''M<sub>☉</sub>''
| align="right" | 400&nbsp;''R<sub>☉</sub>'' || 8&nbsp;400&nbsp;''L<sub>☉</sub>''||[[Hvalfisken]]
|-
| [[Betelgeuse]] || 12-17&nbsp;''M<sub>☉</sub>''
| align="right" | 936&nbsp;''R<sub>☉</sub>'' || 40 000-100 000&nbsp;''L<sub>☉</sub>''||[[Orion (stjernebilde)|Orion]]
|}

== Litteratur ==
* [http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20 New Scientist - Earth will still vanish before the Sun expands futher.]
* [http://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0601/0601261.pdf The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka]
* {{Kilde bok|tittel=Astronomiguiden|forfatter=David Baker|utgivelsesår=1982|side=32-46|id=ISBN 91-34-50069-3}}
* {{Kilde bok|tittel=Universum - Illustrerat uppslagsverk|forfatter=Martin Rees|utgivelsesår=2005|side=230-255|id=ISBN 91-7166-035-6}}

== Eksterne lenker ==
* {{Offisielt nettsted}}
* {{Astronomilenker}}


{{stjerner}}
{{Portal|Astronomi}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Himmellegemer]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]