Istnieje wiele różnych rodzajów gwiazd badanych przez astronomów. Niektórzy żyją długo i dobrze, a inni rodzą się na szybkim torze. Żyją stosunkowo krótko, gwiezdne życie i giną w wyniku wybuchowej śmierci już po kilkudziesięciu milionach lat. Niebieskie nadolbrzymy należą do tej drugiej grupy. Są rozrzucone po nocnym niebie. Na przykład jasna gwiazda Rigel w Orionie jest jedną i są ich kolekcje w sercach masywnych obszarów gwiazdotwórczych, takich jak gromada R136 w Duża chmura magellana.
Co sprawia, że jest niebieską gwiazdą nadolbrzyma?
Niebieskie nadolbrzymy rodzą się masowo. Pomyśl o nich jak o 800 funtowych gorylach gwiazd. Większość ma masę co najmniej dziesięciokrotnie większą niż Słońce, a wielu jest jeszcze bardziej masywnymi gigantami. Te najbardziej masywne mogą wytworzyć 100 Słońc (lub więcej!).
Masywna gwiazda potrzebuje dużo paliwa, aby pozostać jasnym. Dla wszystkich gwiazd podstawowym paliwem jądrowym jest wodór. Kiedy kończy im się wodór, zaczynają używać helu w swoich rdzeniach, co powoduje, że gwiazda pali się cieplej i jaśniej. Powstałe ciepło i ciśnienie w rdzeniu powodują pęcznienie gwiazdy. W tym momencie gwiazda zbliża się do końca życia i wkrótce będzie (w skalach czasowych
wszechświat w każdym razie) doświadczenie supernowa zdarzenie.Głębsze spojrzenie na astrofizykę niebieskiego nadolbrzyma
Oto streszczenie niebieskiego nadolbrzyma. Zagłębianie się nieco głębiej w naukę takich obiektów ujawnia znacznie więcej szczegółów. Aby je zrozumieć, ważne jest, aby znać fizykę działania gwiazd. Nazywa się to nauką astrofizyka. Ujawnia, że gwiazdy spędzają ogromną większość swojego życia w okresie zdefiniowanym jako „przebywanie w sieci główna sekwencja". W tej fazie gwiazdy przekształcają wodór w hel w rdzeniach w procesie syntezy jądrowej znanym jako łańcuch proton-proton. Gwiazdy o dużej masie mogą również wykorzystywać cykl węgiel-azot-tlen (CNO), aby wspomóc reakcje.
Jednak gdy paliwo wodorowe zniknie, jądro gwiazdy szybko zapadnie się i nagrzeje. Powoduje to, że zewnętrzne obszary gwiazdy rozszerzają się na zewnątrz z powodu zwiększonego ciepła wytwarzanego w rdzeniu. W przypadku gwiazd o niskiej i średniej masie ten krok powoduje ich ewolucję czerwony olbrzyms, podczas gdy stają się gwiazdy o dużej masie czerwone nadolbrzymy.
W gwiazdach o dużej masie rdzenie szybko łączą hel z węglem i tlenem. Powierzchnia gwiazdy jest czerwona, co zgodnie z Prawo Wiednia, jest bezpośrednim skutkiem niskiej temperatury powierzchni. Podczas gdy jądro gwiazdy jest bardzo gorące, energia rozchodzi się po wnętrzu gwiazdy, a także na jej niewiarygodnie dużej powierzchni. W rezultacie średnia temperatura powierzchni wynosi tylko 3500 - 4500 Kelwinów.
Gdy gwiazda łączy w rdzeniu coraz cięższe pierwiastki, szybkość fuzji może się bardzo różnić. W tym momencie gwiazda może się skurczyć podczas okresów powolnej fuzji, a następnie stać się niebieskim nadolbrzymem. Często zdarza się, że takie gwiazdy oscylują między czerwonymi i niebieskimi supergiantami, zanim ostatecznie staną się supernowymi.
Zdarzenie supernowej typu II może wystąpić podczas czerwonej fazy nadolbrzyma ewolucji, ale może się również zdarzyć, gdy gwiazda ewoluuje i staje się niebieskim nadolbrzymem. Na przykład Supernova 1987a w Duża chmura magellana była śmierć niebieskiego nadolbrzyma.
Właściwości niebieskich nadolbrzymów
Podczas gdy czerwone nadolbrzymy są największe gwiazdy, każdy z promieniem od 200 do 800 razy większym niż promień naszego Słońca, niebieskie nadolbrzymy są zdecydowanie mniejsze. Większość ma mniej niż 25 promieni słonecznych. Jednak okazało się, że w wielu przypadkach są to niektóre z nich najbardziej masywny we wszechświecie. (Warto wiedzieć, że bycie masywnym nie zawsze jest tym samym, co bycie dużym. Niektóre z najbardziej masywnych obiektów we wszechświecie - czarne dziury - są bardzo, bardzo małe.) Niebieskie nadolbrzymy mają również bardzo szybkie, cienkie wiatry gwiezdne wiejące w kosmos.
Śmierć niebieskich nadolbrzymów
Jak wspomniano powyżej, supergigan ostatecznie umrze jako supernowe. Kiedy to zrobią, końcowym etapem ich ewolucji może być gwiazda neutronowa (pulsar) lub czarna dziura. Wybuchy supernowej pozostawiają również piękne chmury gazu i pyłu, zwane pozostałościami supernowych. Najbardziej znanym jest Mgławica Kraba, gdzie gwiazda wybuchła tysiące lat temu. Stało się widoczne na Ziemi w 1054 roku i do dziś można je zobaczyć przez teleskop. Chociaż gwiazda progenitorowa Kraba mogła nie być niebieskim nadolbrzymem, ilustruje to los, jaki czekają takie gwiazdy, gdy zbliżają się do końca życia.
Edytowane i zaktualizowane przez Carolyn Collins Petersen.