Sarkanie supergalviņi ir lielākās zvaigznes Visumā

Sarkanie virslīgas ir vienas no lielākajām zvaigznēm debesīs. Viņi nesāk šādā veidā, bet, tā kā dažāda veida zvaigznes noveco, tās piedzīvo izmaiņas, kas padara tās lielas... un sarkanas. Tas viss ir daļa no zvaigžņu dzīves un zvaigžņu nāves.

Kad astronomi aplūko lielākās zvaigznes (pēc tilpuma) Visumā viņi redz ļoti daudz sarkano supergredzenu. Tomēr šie behemoti nebūt nav un gandrīz nekad nav lielākās zvaigznes pēc masas. Izrādās, tie ir novēloti zvaigznes eksistences posmi, un viņi ne vienmēr klusi izzūd.

Kā veidojas sarkanie superģenti? Lai saprastu, kas tie ir, ir svarīgi zināt, kā laika gaitā mainās zvaigznes. Zvaigznes visas dzīves laikā iziet īpašus soļus. Izmaiņas, kuras viņi piedzīvo, sauc par "zvaigžņu evolūciju". Tas sākas ar zvaigžņu veidošanos un jauneklīgu zvaigžņu pārsegu. Pēc tam, kad viņi piedzimst gāzes un putekļu mākonī un pēc tam kodolā aizdedzina ūdeņraža saplūšanu, zvaigznes parasti dzīvo uz tā, ko astronomi sauc par "

Lielas masas zvaigzne (daudzreiz masīvāka par Sauli) iziet līdzīgu, bet nedaudz atšķirīgu procesu. Tas mainās daudz radikālāk nekā saulei līdzīgie brāļi un māsas un kļūst par sarkanu supergribētāju. Lielākās masas dēļ, kad kodols sabrūk pēc ūdeņraža sadedzināšanas fāzes, strauji paaugstinātā temperatūra ļoti ātri noved pie hēlija saplūšanas. Hēlija saplūšanas ātrums nonāk ātrgaitā, un tas destabilizē zvaigzni.

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

Zvaigzne, kas pārvēršas sarkanā supergānā, to dara par maksu. Tas zaudē lielu daļu savas masas kosmosā. Rezultātā, lai arī sarkanās supergliemenes tiek uzskatītas par visuma lielākajām zvaigznēm, tās nav vismasīvākās, jo novecojot tās zaudē masu, pat paplašinoties uz āru.

Sarkanie lielveikali izskatās sarkani zemās virsmas temperatūras dēļ. Tie svārstās no aptuveni 3500 - 4500 kelviniem. Saskaņā ar Vīnes likumiem krāsa, kurā zvaigzne izstaro visspēcīgāk, ir tieši saistīta ar tās virsmas temperatūru. Tātad, kamēr to serdeņi ir ārkārtīgi karsti, enerģija izplatās pa zvaigznes iekšpusi un virsmu, un jo vairāk virsmas laukuma ir, jo ātrāk tas var atdzist. Labs sarkanās supergāzes piemērs ir zvaigzne Betelgeuse Orion zvaigznājā.

Lielākā daļa šāda veida zvaigžņu ir 200 līdz 800 reizes lielāki par mūsu saule. Pašas lielākās zvaigznes mūsu galaktikā, visas sarkanās supergliemenes, ir apmēram 1500 reizes lielākas nekā mūsu mājas zvaigzne. Liela izmēra un masas dēļ šīm zvaigznēm ir vajadzīgs neticami daudz enerģijas, lai tās uzturētu un novērstu gravitācijas sabrukumu. Tā rezultātā viņi ļoti ātri sadedzina savu kodoldegvielu un lielākoties dzīvo tikai dažus desmitus miljonu gadu (viņu vecums ir atkarīgs no viņu faktiskās masas).

Lai gan lielākie zvaigžņu tipi ir sarkanie superģenti, ir arī citi supergēnu zvaigznes. Faktiski ir raksturīgi, ka zvaigznes ar lielu masu, tiklīdz to saplūšanas process pārsniedz ūdeņradi, svārstās uz priekšu un atpakaļ starp dažāda veida supergranātiem. Konkrēti kļūstot par dzelteniem supergalviem ceļā uz kļūšanu zilie superģenti un atkal atpakaļ.

Vismasīvākās supergānijas zvaigznes ir zināmas kā hipergēni. Tomēr šīm zvaigznēm ir ļoti brīva definīcija, tās parasti ir tikai sarkanas (vai dažreiz zilas) supergānas zvaigznes, kurām ir augstākā secība: masīvākās un lielākās.

Ļoti lielas masas zvaigzne svārstīsies starp dažādiem supergāzes posmiem, jo ​​kodolā sakausē smagākus un smagākus elementus. Galu galā tas izsmels visu savu kodoldegvielu, kas darbina zvaigzni. Kad tas notiek, gravitācija uzvar. Tajā brīdī kodols galvenokārt ir dzelzs (kura saplūšanai nepieciešams vairāk enerģijas, nekā tai ir zvaigzne), un kodols vairs nespēj uzturēt ārējā starojuma spiedienu, un tas sāk sabrukt.

Turpmākā notikumu kaskāde noved pie II tipa supernova notikums. Pa kreisi paliks zvaigznes kodols, kas milzīgā gravitācijas spiediena dēļ ir saspiests uz neitronu zvaigzne; vai zvaigžņu vismasīvākajos gadījumos a melnais caurums ir izveidots.

Cilvēki vienmēr vēlas zināt, vai saule kļūs par sarkanu supergānu. Uz zvaigznēm, kuru lielums ir Saule (vai mazāka), atbilde ir nē. Viņi patiešām iziet cauri sarkana milzu fāze, lai gan, un tas izskatās diezgan pazīstams. Kad viņiem beidzas ūdeņraža degviela, to serde sāk sabrukt. Tas diezgan nedaudz paaugstina pamatnes temperatūru, kas nozīmē, ka vairāk enerģijas tiek saražots, lai izkļūtu no serdes. Šis process stumj zvaigznes ārējo daļu uz āru, veidojot sarkanais milzis. Tajā brīdī tiek teikts, ka zvaigzne ir attālinājusies no galvenās secības.

Zvaigzne iekalst un kodols kļūst arvien karstāks, un galu galā tas sāk sakausēt hēliju ogleklī un skābeklī. Visu šo laiku zvaigzne zaudē masu. Tas no ārējās atmosfēras slāņiem nokļūst mākoņos, kas apņem zvaigzni. Galu galā tas, kas palicis no zvaigznes, sarūk, lai kļūtu par lēnām dzesējošu baltu punduri. Materiāla mākoni ap to sauc par “planētas miglāju”, un tas pakāpeniski izklīst. Šī ir daudz maigāka "nāve" nekā masīvas zvaigznes, par kurām tika runāts iepriekš, kad tās eksplodēja kā supernovas.

Rediģēja Karolīna Kolinsa Petersena.