Czerwone nadolbrzymy są największymi gwiazdami we wszechświecie

Czerwone nadolbrzymy należą do największych gwiazd na niebie. Nie zaczynają się w ten sposób, ale wraz z wiekiem różnych rodzajów gwiazd ulegają zmianom, które czynią je dużymi... i czerwonymi. To wszystko jest częścią życia gwiazd i śmierci gwiazd.

Kiedy astronomowie patrzą na największe gwiazdy (objętościowo) we wszechświecie, widzą bardzo wiele czerwonych nadolbrzymów. Jednak te behemoty niekoniecznie - i prawie nigdy nie są - największe gwiazdy według masy. Okazuje się, że są one późnym etapem istnienia gwiazdy i nie zawsze cichną.

Jak powstają czerwone nadolbrzymy? Aby zrozumieć, czym one są, ważne jest, aby wiedzieć, jak gwiazdy zmieniają się w czasie. Gwiazdy przechodzą przez określone etapy przez całe życie. Zmiany, których doświadczają, nazywane są „ewolucją gwiazd”. Zaczyna się od formowania się gwiazd i młodzieńczego kaptura. Po tym, jak rodzą się w chmurze gazu i pyłu, a następnie rozpalają wodór w rdzeniach, gwiazdy zwykle żyją z czegoś, co astronomowie nazywają „

Gwiazda o dużej masie (wielokrotnie masywniejsza niż Słońce) przechodzi podobny, ale nieco inny proces. Zmienia się bardziej drastycznie niż rodzeństwo podobne do słońca i staje się czerwonym nadolbrzymem. Ze względu na wyższą masę, gdy rdzeń zapada się po fazie spalania wodoru, gwałtownie zwiększona temperatura bardzo szybko prowadzi do stopienia helu. Szybkość fuzji helu przechodzi w przesterowanie, co destabilizuje gwiazdę.

Ogromna ilość energii wypycha zewnętrzne warstwy gwiazdy na zewnątrz i zmienia się w czerwonego nadolbrzyma. Na tym etapie siła grawitacji gwiazdy jest ponownie równoważona przez ogromne ciśnienie promieniowania na zewnątrz spowodowane intensywną fuzją helu zachodzącą w jądrze.

Gwiazda, która przekształca się w czerwony nadolbrzym, robi to kosztem. Traci duży procent swojej masy w kosmos. W rezultacie, podczas gdy czerwone nadolbrzymy są liczone jako największe gwiazdy we wszechświecie, nie są one najbardziej masywne, ponieważ tracą masę w miarę starzenia się, nawet gdy rozszerzają się na zewnątrz.

Czerwone supergiganty wyglądają na czerwone z powodu niskiej temperatury powierzchni. Wynoszą one od około 3500 - 4500 Kelwinów. Zgodnie z prawem Wien kolor, w którym gwiazda promieniuje najsilniej, jest bezpośrednio związany z temperaturą jej powierzchni. Tak więc, podczas gdy ich rdzenie są bardzo gorące, energia rozchodzi się po wnętrzu i powierzchni gwiazdy, a im więcej jest powierzchni, tym szybciej może się ochłodzić. Dobrym przykładem czerwonego nadolbrzyma jest gwiazda Betelgeuse w gwiazdozbiorze Oriona.

Większość gwiazd tego typu ma promień od 200 do 800 razy większy nasze Słońce. Największe gwiazdy w naszej galaktyce, wszystkie czerwone nadolbrzymy, są około 1500 razy większe od naszej gwiazdy macierzystej. Ze względu na swój ogromny rozmiar i masę gwiazdy te wymagają niesamowitej ilości energii, aby je utrzymać i zapobiec zapadaniu się grawitacji. W rezultacie bardzo szybko spalają paliwo jądrowe, a większość żyje zaledwie kilkadziesiąt milionów lat (ich wiek zależy od faktycznej masy).

Podczas gdy czerwone nadolbrzymy są największymi rodzajami gwiazd, istnieją inne rodzaje gwiazd nadolbrzymów. W rzeczywistości, dla gwiazd o dużej masie, gdy proces ich fuzji przejdzie poza wodór, powszechne jest to, że oscylują one między różnymi formami supergiganów. Zwłaszcza stając się żółtymi nadolbrzymami na ich drodze niebieskie nadolbrzymy iz powrotem.

Najbardziej masywne z gwiazd nadolbrzymów znane są jako hypergeny. Jednak te gwiazdy mają bardzo luźną definicję, zwykle są to po prostu czerwone (lub czasem niebieskie) gwiazdy nadolbrzymów, które są najwyższego rzędu: najbardziej masywne i największe.

Gwiazda o bardzo dużej masie będzie oscylować między różnymi stadiami nadolbrzyma, ponieważ łączy coraz cięższe pierwiastki w rdzeniu. W końcu wyczerpie całe paliwo jądrowe, które napędza gwiazdę. Kiedy tak się dzieje, grawitacja wygrywa. W tym momencie rdzeń jest przede wszystkim żelazem (który potrzebuje więcej energii do stopienia się niż gwiazda), a rdzeń nie jest już w stanie wytrzymać zewnętrznego ciśnienia promieniowania i zaczyna się zapadać.

Kolejna kaskada wydarzeń prowadzi ostatecznie do typu II supernowa zdarzenie. Pozostawiony zostanie rdzeń gwiazdy, skompresowany z powodu ogromnego ciśnienia grawitacyjnego w a gwiazda neutronowa; lub w przypadku najbardziej masywnych gwiazd: czarna dziura jest tworzone.

Ludzie zawsze chcą wiedzieć, czy Słońce stanie się czerwonym nadolbrzymem. W przypadku gwiazd o wielkości Słońca (lub mniejszej) odpowiedź brzmi „nie”. Oni przechodzą faza czerwonego gigantajednak wygląda całkiem znajomo. Kiedy zaczynają im brakować wodoru, rdzenie zaczynają się zapadać. To podnosi nieco temperaturę rdzenia, co oznacza, że ​​generuje się więcej energii do ucieczki z rdzenia. Proces ten wypycha zewnętrzną część gwiazdy na zewnątrz, tworząc a czerwony olbrzym. W tym momencie mówi się, że gwiazda odeszła od głównej sekwencji.

Gwiazda goni wraz z rdzeniem, które staje się coraz gorętsze, i ostatecznie zaczyna stopić hel w węgiel i tlen. Przez cały ten czas gwiazda traci masę. Odpycha warstwy zewnętrznej atmosfery do chmur otaczających gwiazdę. W końcu to, co pozostało z gwiazdy, kurczy się, by stać się powoli ochładzającym się białym karłem. Otaczająca go chmura materii jest zwana „mgławicą planetarną” i stopniowo się rozprasza. Jest to o wiele łagodniejsza „śmierć” niż masywne gwiazdy omówione powyżej, gdy eksplodują jako supernowe.

Edytowany przez Carolyn Collins Petersen.