Kas padara zvaigzni par sarkano supergigantu?

Oriona zvaigznājā atrodas sarkanā supergiganta zvaigzne Betelgeuse (sarkanā zvaigzne zvaigznāja augšējā kreisajā daļā. Tā eksplodēs kā supernova — masīvu zvaigžņu galapunkts. Rogelio Bernal Andreo, CC By-SA.30

Sarkanie supergiganti ir vienas no lielākajām zvaigznēm debesīs. Tās nesākas tā, taču, dažāda veida zvaigznēm novecojot, tās piedzīvo izmaiņas, kas padara tās lielas... un sarkanas. Tas viss ir daļa no zvaigžņu dzīves un zvaigžņu nāves.

Sarkano supergiantu noteikšana

Kad astronomi skatās uz lielākās zvaigznes (pēc tilpuma) Visumā viņi redz ļoti daudz sarkano supergigantu. Tomēr šie behemoti ne vienmēr ir un gandrīz nekad nav lielākās zvaigznes pēc masas . Izrādās, ka tie ir zvaigznes pastāvēšanas vēlais posms, un tie ne vienmēr pazūd mierīgi.

Sarkanā supergiganta izveide

Kā veidojas sarkanie supergianti? Lai saprastu, kas tās ir, ir svarīgi zināt, kā zvaigznes laika gaitā mainās. Zvaigznes savas dzīves laikā iet cauri noteiktiem soļiem. Viņu piedzīvotās izmaiņas sauc par “zvaigžņu evolūciju”. Tas sākas ar zvaigžņu veidošanos un jauneklīgu zvaigzni. Pēc tam, kad zvaigznes piedzimst gāzes un putekļu mākonī un pēc tam to kodolos aizdedzina ūdeņraža saplūšanu, zvaigznes parasti dzīvo uz kaut ko, ko astronomi sauc par ' galvenā secība '. Šajā periodā tie atrodas hidrostatiskā līdzsvarā. Tas nozīmē, ka kodolsintēze to serdeņos (kur tie sakausē ūdeņradi, lai izveidotu hēliju) nodrošina pietiekami daudz enerģijas un spiediena, lai to ārējo slāņu svars nesabruktu uz iekšu.

Kad masīvas zvaigznes kļūst par sarkanajiem supergiantiem

Lielmasas zvaigzne (daudzkārt masīvāka par Sauli) iziet līdzīgu, bet nedaudz atšķirīgu procesu. Tas mainās krasāk nekā tā saulei līdzīgie brāļi un māsas un kļūst par sarkano supergigantu. Lielākas masas dēļ, kad kodols sabrūk pēc ūdeņraža sadedzināšanas fāzes, strauji paaugstinātā temperatūra izraisa hēlija saplūšanu ļoti ātri. Hēlija saplūšanas ātrums pāriet, un tas destabilizē zvaigzni.

Milzīgs enerģijas daudzums izspiež zvaigznes ārējos slāņus uz āru un tā pārvēršas par sarkanu supergigantu. Šajā posmā zvaigznes gravitācijas spēku atkal līdzsvaro milzīgais ārējā starojuma spiediens, ko izraisa intensīva hēlija saplūšana, kas notiek kodolā.

Zvaigzne, kas pārtop sarkanā supergigantā, to dara par maksu. Tas zaudē lielu daļu no savas masas izplatībā. Tā rezultātā, lai gan sarkanie supergianti tiek uzskatīti par lielākajām zvaigznēm Visumā, tie nav vismasīvākie, jo zaudē masu novecojot, pat izplešoties uz āru.

Sarkano supergiantu īpašības

Sarkanie supergianti izskatās sarkani to zemās virsmas temperatūras dēļ. Tie svārstās no aptuveni 3500 līdz 4500 kelviniem. Saskaņā ar Vīna likumu krāsa, kurā zvaigzne izstaro visspēcīgāk, ir tieši saistīta ar tās virsmas temperatūru. Tātad, lai gan to kodoli ir ārkārtīgi karsti, enerģija izplatās pa zvaigznes iekšpusi un virsmu, un jo lielāks ir virsmas laukums, jo ātrāk tā var atdzist. Labs sarkanā supergiganta piemērs ir zvaigzne Betelgeuse, kas atrodas Oriona zvaigznājā.

Lielākajai daļai šāda veida zvaigžņu rādiuss ir no 200 līdz 800 reizēm mūsu Saule . Lielākās zvaigznes mūsu galaktikā, visas sarkanās supergigantes, ir aptuveni 1500 reižu lielākas par mūsu mājas zvaigzni. To milzīgā izmēra un masas dēļ šīm zvaigznēm ir nepieciešams neticami daudz enerģijas, lai tās uzturētu un novērstu gravitācijas sabrukumu. Rezultātā viņi ļoti ātri sadedzina savu kodoldegvielu un vairums dzīvo tikai dažus desmitus miljonu gadu (viņu vecums ir atkarīgs no to faktiskās masas).

Citi supergiantu veidi

Lai gan sarkanie supergiganti ir lielākie zvaigžņu veidi, ir arī citi supergigantu zvaigžņu veidi. Faktiski lielas masas zvaigznēm, kad to saplūšanas process pārsniedz ūdeņraža līmeni, tās svārstās uz priekšu un atpakaļ starp dažādām supergigantu formām. Konkrēti, kļūstot par dzeltenajiem supergigantiem ceļā uz kļūt zilie supergianti un atkal atpakaļ.

Hipergianti

Vismasīvākās no supergigantām zvaigznēm ir pazīstamas kā hipergiganti. Tomēr šīm zvaigznēm ir ļoti brīva definīcija, tās parasti ir tikai sarkanas (vai dažreiz zilas) supergigantas zvaigznes, kas ir augstākās kārtas: vismasīvākās un lielākās.

Sarkanās supergiganta zvaigznes nāve

Ļoti lielas masas zvaigzne svārstās starp dažādām supergiganta stadijām, kad tā savā kodolā sakausē smagākus un smagākus elementus. Galu galā tas izsmēs visu savu kodoldegvielu, kas darbina zvaigzni. Kad tas notiek, uzvar gravitācija. Tajā brīdī kodols galvenokārt ir dzelzs (kura sakausēšanai ir nepieciešams vairāk enerģijas nekā zvaigznei), un kodols vairs nevar izturēt ārējo radiācijas spiedienu, un tas sāk sabrukt.

Sekojošā notikumu kaskāde galu galā noved pie II tipa supernova notikumu. Atpaliks zvaigznes kodols, kas milzīgā gravitācijas spiediena dēļ ir saspiests neitronu zvaigzne ; vai masīvāko zvaigžņu gadījumā a melnais caurums ir izveidots.

Kā attīstās Saules tipa zvaigznes

Cilvēki vienmēr vēlas zināt, vai Saule kļūs par sarkano supergigantu. Zvaigznēm, kas ir aptuveni Saules izmēra (vai mazākas), atbilde ir nē. Viņi iet cauri sarkanā milzu fāze , un tas izskatās diezgan pazīstams. Kad viņiem sāk beigties ūdeņraža degviela, to serdeņi sāk sabrukt. Tas diezgan nedaudz paaugstina serdes temperatūru, kas nozīmē, ka tiek saražots vairāk enerģijas, lai izkļūtu no kodola. Šis process virza zvaigznes ārējo daļu uz āru, veidojot a sarkanais milzis . Tiek uzskatīts, ka tajā brīdī zvaigzne ir novirzījusies no galvenās secības.

Zvaigzne sakausē, kodolam kļūstot karstākam un karstākam, un galu galā tā sāk sakausēt hēliju ogleklī un skābeklī. Visu šo laiku zvaigzne zaudē masu. Tas izpūš savas ārējās atmosfēras slāņus mākoņos, kas ieskauj zvaigzni. Galu galā tas, kas palicis pāri no zvaigznes, saraujas un kļūst par lēnām atdziestošu baltu punduri. Materiāla mākoni ap to sauc par “planētu miglāju”, un tas pakāpeniski izkliedējas. Tā ir daudz maigāka “nāve” nekā iepriekš aprakstītās masīvās zvaigznes, kad tās eksplodē kā supernovas.

RediģējaKerolīna Kolinsa Petersena.