Wszechświat jest wypełniony gwiazdami wszystkich rozmiarów i typów. Największe z nich nazywane są „hiperganami” i karłowate nasze małe Słońce. Co więcej, niektóre z nich mogą być naprawdę dziwne.
Hiperiganty są niezwykle jasne i zawierają wystarczającą ilość materiału, aby stworzyć milion gwiazd takich jak nasza. Kiedy się rodzą, zabierają cały dostępny materiał na temat „narodzin gwiazd” w okolicy i żyją szybko i gorąco. Hiperiganty rodzą się w tym samym procesie co inne gwiazdy i świecą w ten sam sposób, ale poza tym są bardzo, bardzo różni się od swojego mniejszego rodzeństwa.
Poznawanie hiperganów
Gwiazdy hypergiant zostały najpierw zidentyfikowane oddzielnie od innych supergiganów, ponieważ są znacznie jaśniejsze; to znaczy mają większy jasność niż inni. Badania ich mocy świetlnej pokazują również, że gwiazdy te bardzo szybko tracą masę. Ta „utrata masy” jest jedną z charakterystycznych cech hipergianta. Pozostałe obejmują ich temperatury (bardzo wysokie) i ich masy (nawet wielokrotność masy Słońca).
Stworzenie gwiazd Hypergiant
Wszystkie gwiazdy formują się w obłoki gazu i pyłu, bez względu na ich rozmiar. Jest to proces, który trwa miliony lat i ostatecznie gwiazda „włącza się”, gdy zaczyna stapiać wodór w jądrze. Właśnie wtedy przechodzi w okres ewolucji zwany główna sekwencja. Termin ten odnosi się do wykresu gwiezdnej ewolucji, którego astronomowie używają do zrozumienia życia gwiazdy.
Wszystkie gwiazdy spędzają większość swojego życia na głównej sekwencji, stale łącząc wodór. Im większa i bardziej masywna gwiazda, tym szybciej zużywa paliwo. Gdy paliwo wodorowe w jądrze dowolnej gwiazdy zniknie, gwiazda zasadniczo opuści główną sekwencję i przekształci się w inny „typ”. Tak dzieje się ze wszystkimi gwiazdami. Duża różnica pojawia się pod koniec życia gwiazdy. I to zależy od jego masy. Gwiazdy takie jak Słońce kończą swoje życie jako mgławice planetarne, i wysadzają swoje masy w przestrzeń w skorupach gazu i pyłu.
Kiedy dochodzimy do hiperganów i ich życia, sprawy stają się naprawdę interesujące. Ich śmierć może być niesamowitą katastrofą. Kiedy te gwiazdy o dużej masie wyczerpią swój wodór, rozszerzają się i stają się znacznie większymi gwiazdami nadolbrzymów. Słońce faktycznie zrobi to samo w przyszłości, ale na znacznie mniejszą skalę.
Rzeczy również zmieniają się w tych gwiazdach. Ekspansja powstaje, gdy gwiazda zaczyna stapiać hel z węglem i tlenem. Ogrzewa to wnętrze gwiazdy, co ostatecznie powoduje puchnięcie zewnętrznej powierzchni. Ten proces pomaga im uniknąć zapadnięcia się na siebie, nawet podczas nagrzewania.
W stadium nadolbrzyma gwiazda oscyluje między kilkoma stanami. To bedzie czerwony nadolbrzym przez jakiś czas, a potem, kiedy zacznie łączyć inne elementy w swoim rdzeniu, może stać się niebieski nadolbrzym. Pomiędzy taką gwiazdą może również pojawiać się jako żółty nadolbrzym, gdy przechodzi. Różne kolory są spowodowane faktem, że gwiazda pęcznieje pod względem wielkości setek razy promień naszego Słońca w czerwonej fazie nadolbrzyma, do mniej niż 25 promieni słonecznych w niebieskiej fazie nadolbrzyma.
W tych fazach nadolbrzymów gwiazdy takie dość szybko tracą masę i dlatego są dość jasne. Niektóre supergiganty są jaśniejsze niż oczekiwano, a astronomowie badali je bardziej szczegółowo. Okazuje się, że niektórymi z nich są środki przeciwbólowe najbardziej masywne gwiazdy kiedykolwiek mierzone, a ich proces starzenia jest znacznie bardziej przesadzony.
To podstawowa idea starzenia się hiperganiusza. Najbardziej intensywnym procesem są gwiazdy, które są ponad sto razy masą naszego Słońca. Największa ma ponad 265 razy masę i jest niesamowicie jasna. Ich jasność i inne cechy skłoniły astronomów do nadania tym rozdętym gwiazdom nowej klasyfikacji: hipergiant. Są to w zasadzie nadolbrzymy (czerwone, żółte lub niebieskie), które mają bardzo wysoką masę, a także wysokie wskaźniki utraty masy.
Szczegółowo opisują końcowe przypływy śmierci hiperganów
Ze względu na ich wysoką masę i jasność, środki przeciwgrzybicze żyją zaledwie kilka milionów lat. To dość krótka żywotność gwiazdy. Dla porównania Słońce przeżyje około 10 miliardów lat. Ich krótka żywotność oznacza, że bardzo szybko przechodzą z gwiazd gwiazd do syntezy wodoru, dość szybko wyczerpują swój wodór i wkraczają w fazę nadolbrzyma na długo przed ich mniejszym, mniej masywnym i jak na ironię, długowiecznym rodzeństwem gwiezdnym (jak Słońce).
W końcu rdzeń hipergianta połączy coraz cięższe pierwiastki, aż rdzeń będzie w większości żelazny. W tym momencie potrzeba więcej energii, aby stopić żelazo w cięższy pierwiastek, niż rdzeń ma do dyspozycji. Fuzja ustaje. Temperatury i ciśnienia w rdzeniu, które utrzymywały resztę gwiazdy w tak zwanej „równowadze hydrostatycznej” (innymi słowy, na zewnątrz nacisk rdzenia dociskany do ciężkiej grawitacji warstw nad nim) nie jest już wystarczający, aby powstrzymać resztę gwiazdy przed zapadnięciem się samo. Ta równowaga zniknęła, a to oznacza katastrofalny czas w gwieździe.
Co się dzieje? Wali się katastrofalnie. Składające się górne warstwy zderzają się z rozszerzającym się rdzeniem. Wszystko potem odbija się. Tak właśnie widzimy supernowa wybucha W przypadku hipergianta katastrofalna śmierć nie jest tylko supernową. To będzie hipernowa. W rzeczywistości niektórzy twierdzą, że zamiast typowej supernowej typu II, coś o nazwie a rozbłysk gamma (GRB) by się zdarzyło. To niesamowicie silny wybuch, który wysadza otaczającą przestrzeń niesamowitą ilością gwiezdnych szczątków i silnego promieniowania.
Co pozostało? Najbardziej prawdopodobnym skutkiem takiej katastrofalnej eksplozji będzie albo czarna dziura, a może a gwiazda neutronowa lub magnetar, wszystkie otoczone skorupą rozszerzających się gruzów o szerokości wielu lat świetlnych. To ostateczny, dziwny koniec dla gwiazdy, która żyje szybko, umiera młodo: pozostawia po sobie wspaniałą scenę zniszczenia.
Edytowany przez Carolyn Collins Petersen.