Red Supergiants jsou největší hvězdy ve vesmíru

Červené supergianty patří mezi největší hvězdy na obloze. Nezačínají tak, ale jak různé druhy hvězd stárnou, procházejí změnami, díky nimž jsou velké... a červené. Všechno je součástí hvězdného života a smrti hvězd.

Když se astronomové podívají na největší hvězdy (podle objemu) ve vesmíru vidí velké množství červených supergiantů. Nicméně, tato behemoths nutně - a téměř nikdy být - the největší hvězdy podle hmotnosti. Ukázalo se, že jde o pozdní fázi existence hvězdy a ne vždy se tiše vytrácí.

Jak se tvoří červené supergianty? Abychom pochopili, o co jde, je důležité vědět, jak se hvězdy v průběhu času mění. Hvězdy procházejí konkrétními kroky po celý jejich život. Změny, které zažívají, se nazývají „hvězdná evoluce“. Začíná to formací hvězd a mladistvou hvězdnou kapucí. Když se hvězdy narodí v oblaku plynu a prachu a poté ve svých jádrech zapálí vodíkovou fúzi, hvězdy obvykle žijí na něčem, co astronomové nazývají „hlavní sekvence

Hvězda s vysokou hmotností (mnohokrát hmotnější než Slunce) prochází podobným, ale poněkud odlišným procesem. Dramaticky se mění než její sourozenci podobní slunci a stává se červeným supergiantem. Vzhledem k jeho vyšší hmotnosti, když se jádro zhroutí po fázi spalování vodíku, rychle zvýšená teplota vede k velmi rychlé fúzi hélia. Rychlost fúze hélia přechází na overdrive a to destabilizuje hvězdu.

Obrovské množství energie tlačí vnější vrstvy hvězdy ven a promění se v červený supergiant. V této fázi je gravitační síla hvězdy opět vyvážena obrovským tlakem vnějšího záření způsobeným intenzivní fúzí helia v jádru.

Hvězda, která se promění v červený supergiant, to dělá za cenu. Ztrácí velké procento své hmotnosti do vesmíru. Výsledkem je, že zatímco červené supergianty se počítají jako největší hvězdy ve vesmíru, nejsou nejhmotnější, protože při stárnutí ztrácí hmotu, i když se rozšiřují směrem ven.

Červené supergianty vypadají červeně kvůli jejich nízkým povrchovým teplotám. Oni se pohybují od asi 3 500 - 4 500 Kelvinů. Podle Wienova zákona je barva, ve které hvězda vyzařuje nejsilněji, přímo úměrná jeho povrchové teplotě. Takže, zatímco jejich jádra jsou extrémně horká, energie se šíří po vnitřku a povrchu hvězdy a čím větší je povrchová plocha, tím rychleji se může ochladit. Dobrým příkladem červeného supergiantů je hvězda Betelgeuse v souhvězdí Orion.

Většina hvězd tohoto typu je 200 až 800krát větší než poloměr naše Slunce. Největší hvězdy v naší galaxii, všechny červené supergianty, jsou asi 1500krát větší než naše domovská hvězda. Kvůli jejich obrovské velikosti a hmotnosti tyto hvězdy vyžadují neuvěřitelné množství energie, aby je udržely a zabránily gravitačnímu kolapsu. V důsledku toho velmi rychle spálí své jaderné palivo a většina z nich žije jen několik desítek milionů let (jejich věk závisí na jejich skutečné hmotnosti).

Zatímco červené supergianty jsou největší typy hvězd, existují i ​​jiné typy supergiantních hvězd. Ve skutečnosti je pro hvězdy s vysokou hmotností běžné, jakmile jejich fúzní proces přejde za vodík, oscilují tam a zpět mezi různými formami supergiantů. Konkrétně se stávají žlutými supergianty na cestě k tomu, aby se stali modré supergianty a zpět.

Nejmasivnější supergiantní hvězdy jsou známé jako hypergianti. Tyto hvězdy však mají velmi volnou definici, obvykle jsou to jen červené (nebo někdy modré) supergiantní hvězdy, které jsou nejvyššího řádu: nejmasivnější a největší.

Hvězda velmi vysoké hmotnosti bude kmitat mezi různými supergiantními stádii, protože ve svém jádru spojuje těžší a těžší prvky. Nakonec vyčerpá veškeré své jaderné palivo, které pohání hvězdu. Když se to stane, gravitace vyhraje. V tomto bodě je jádro primárně železo (které vyžaduje více energie k tavení než má hvězda) a jádro již nemůže udržovat vnější tlak záření a začíná se zhroutit.

Následující kaskáda událostí vede nakonec k typu II supernova událost. Vlevo za sebou bude jádro hvězdy, které bylo stlačeno kvůli obrovskému gravitačnímu tlaku na a neutronová hvězda; nebo v případě nejmasivnějších hvězd, a Černá díra je vytvořen.

Lidé vždy chtějí vědět, zda se slunce stane červeným supergiantem. Pro hvězdy o velikosti Slunce (nebo menší) je odpověď ne. Prochází červená obří fáze, a vypadá to docela dobře. Když začnou docházet vodíkové palivo, jejich jádra se začnou zhroutit. To trochu zvyšuje teplotu jádra, což znamená, že je více energie generované k úniku z jádra. Tento proces tlačí vnější část hvězdy směrem ven a vytváří a červený obr. V tomto okamžiku se říká, že hvězda odstoupila z hlavní sekvence.

Hvězda se pohání spolu s jádrem, které se zahřeje a zahřeje, a nakonec začne fúzovat helium na uhlík a kyslík. Po celou tu dobu ztrácí hvězda hmotu. Vypouští vrstvy vnější atmosféry do mraků, které obklopují hvězdu. Nakonec se to, co zbylo z hvězdy, zmenší a stane se pomalu chladným bílým trpaslíkem. Mrak materiálu kolem něj se nazývá „planetární mlhovina“ a postupně se rozptyluje. Toto je mnohem jemnější „smrt“ než masivní hvězdy diskutované výše, když explodují jako supernovy.

Editoval Carolyn Collins Petersen.