Црвени суперјунаци су највеће звезде у свемиру

Црвени суперјунаци су међу највећим звездама на небу. Не почињу тако, али како различите врсте звезда старе, пролазе кроз промене које их чине великим... и црвеним. Све је то део звезда и живот звезде.

Кад астрономи погледају највеће звезде (по запремини) у свемиру виде велики број црвених суперјунака. Међутим, ти бехемоти нису нужно - и готово никада нису - највеће звезде по маси. Испада да су касна фаза постојања звезде и не мирују увек тихо.

Како се формирају црвени суперјунаци? Да бисте разумели шта су, важно је знати како се звезде мењају током времена. Звезде пролазе кроз одређене кораке током свог живота. Промјене које доживе су назване "звјездана еволуција". Почиње са формирањем звијезда и младеначком капуљачом звијезда. Након што се роде у облаку гаса и прашине, а затим запале фузију водоника у својим језграма, звезде обично живе на нечему што астрономи називају "главни низ". Током овог периода, они су у хидростатској равнотежи. То значи да нуклеарна фузија у њиховим језграма (где спаја водоник да би створила хелијум) пружа довољно енергије и притиска да се тежина њихових спољашњих слојева не урушава унутра.

Звезда велике масе (многоструко масовнија од Сунца) пролази кроз сличан, али мало другачији процес. Мења се драстичније од сестре попут сунца и постаје црвени надмоћан. Због веће масе, када се језгро уруши након фазе сагоревања водоника, брзо повишена температура доводи до фузије хелијума врло брзо. Брзина фузије хелијума прелази у прекорачење, а то дестабилизира звезду.

Огромна количина енергије гура спољне слојеве звезде према споља и претвара се у црвени суперјунак. У овој фази, гравитациона сила звезде се поново уравнотежује огромним спољним притиском зрачења изазваним интензивном фузијом хелија која се одвија у језгру.

Звезда која се трансформише у црвеног надмогу чини то по цену. Изгуби велики проценат своје масе у свемир. Као резултат, док се црвени суперјунаци сматрају највећим звездама у свемиру, они нису најмасовнији, јер губе масу како старе, чак и како се шире споља.

Црвени суперјунаци изгледају црвено због ниских температура на површини. Распростиру се у распону од око 3.500 - 4.500 Келвина. Према Виеном закону, боја којом звезда зрачи најјаче директно је повезана са њеном површинском температуром. Дакле, док су њихова језгра изузетно врућа, енергија се шири по унутрашњости и површини звезде и што је већа површина, то се брже може охладити. Добар пример црвеног суперјунака је звезда Бетелгеусе, у сазвежђу Орион.

Већина звезда овог типа је у радијусу од 200 до 800 пута већа од наше Сунце. Најбројније звезде у нашој галаксији, све црвене суперјунаке, око 1.500 пута су веће од наше матичне звезде. Због огромне величине и масе, овим звездама је потребна невероватна количина енергије да би их одржала и спречила гравитациони колапс. Као резултат, они сагоревају своје нуклеарно гориво веома брзо и већина их живи само неколико десетина милиона година (њихова старост зависи од њихове стварне масе).

Док су црвени суперјунаци највеће врсте звезда, постоје и друге врсте суперјунака. Заправо, уобичајено је да звезде велике масе, када њихов процес фузије пређе преко водоника, осцилирају напред-назад између различитих облика суперјунака. Конкретно постајући жути надреални на путу да то постану плави суперјунаци и поново.

Најмасовније звезде супергијата познате су као хипергигани. Међутим, ове звезде имају врло лабаву дефиницију, оне су обично само црвене (или понекад плаве) надмоћне звезде највишег реда: најмасовније и највеће.

Звезда велике масе ће осцилирати између различитих степена надмоћности јер у свом језгру спаја теже и теже елементе. На крају ће исцрпити све своје нуклеарно гориво којим покреће звезду. Када се то догоди, гравитација побјеђује. У том тренутку језгро је превасходно гвожђе (које захтева више енергије да се фузује него што га има звезда) и језгра више не може да одржава притисак спољњег зрачења и почиње да се урушава.

Каснија каскада догађаја води, на крају, до типа ИИ супернова догађај. Остављено иза себе биће језгро звезде, која је стиснута због огромног гравитационог притиска у а неутронска звезда; или у случајевима најмасивнијих звезда, а Црна рупа је створен.

Људи увек желе да знају да ли ће Сунце постати црвени надмоћан. За звезде око величине Сунца (или мањих) одговор је не. Они пролазе фаза црвеног гигантаипак, и изгледа прилично познато. Када почну да понестају водоничног горива, њихова језгра почињу да се колабирају. То прилично подиже температуру језгре, што значи да се ствара више енергије за бег из језгре. Тај процес гура спољни део звезде споља, формирајући а црвени гигант. У том тренутку, звезда се померила са главне секвенце.

Звездине стезаљке заједно са језгром постају све топлије и топлије, а на крају почиње да спаја хелијум у угљеник и кисеоник. За све то време, звезда губи масу. Оно прелива слојеве своје спољне атмосфере у облаке који окружују звезду. На крају, оно што је остало од звезде смањује се и постаје бијели патуљак који се полако хлади. Облак материјала око њега назива се "планетарном маглом" и постепено се расипа. Ово је далеко нежнија "смрт" од масивних звезда о којима се причало у претходном искуству када експлодирају као супернове.

Уредио Царолин Цоллинс Петерсен.