Røde Supergiants er de største stjerner i universet

Røde supergiganter er blandt de største stjerner på himlen. De starter ikke på den måde, men når forskellige slags stjerner bliver ældre, gennemgår de ændringer, der gør dem store... og røde. Det hele er en del af stjernelivet og stjernedøden.

Når astronomer ser på største stjerner (i volumen) i universet ser de mange røde supergiganter. Imidlertid er disse behemoths ikke nødvendigvis - og næsten aldrig - de største stjerner efter masse. Det viser sig, at de er et sent stadium i en stjernes eksistens, og de forsvinder ikke altid stille.

Hvordan dannes røde supergiganter? For at forstå, hvad de er, er det vigtigt at vide, hvordan stjerner ændrer sig over tid. Stjerner gennemgår specifikke trin gennem hele deres liv. De ændringer, de oplever, kaldes "stjernelig evolution". Det starter med stjernedannelse og ungdommelig stjernehætte. Når de er født i en sky af gas og støv og derefter antænder brintfusion i deres kerner, lever stjerner normalt af noget astronomer kalder "

En stjerne med høj masse (mange gange mere massiv end solen) gennemgår en lignende, men en lidt anden proces. Det ændrer sig mere drastisk end dets sollignende søskende og bliver en rød supergiant. På grund af sin højere masse, når kernen kollapser efter brintbrændingsfasen, fører den hurtigt øgede temperatur til fusion af helium meget hurtigt. Hastigheden af ​​heliumfusion går i overdrive, og det destabiliserer stjernen.

En enorm mængde energi skubber de ydre lag af stjernen udad og det bliver til en rød supergiant. På dette stadie er tyngdekraften af ​​stjernen igen afbalanceret af det enorme udstrålingstryk forårsaget af den intense heliumfusion, der finder sted i kernen.

Stjernen, der omdannes til en rød supergiant, gør det til en pris. Den mister en stor procentdel af sin masse ud i rummet. Som et resultat, mens røde supergiganter regnes som de største stjerner i universet, er de ikke de mest massive, fordi de mister masse, når de ældes, selv når de ekspanderer udad.

Røde supergiganter ser røde ud på grund af deres lave overfladetemperaturer. De spænder fra omkring 3.500 - 4.500 Kelvin. I henhold til Wiens lov er farven, som en stjerne udstråler stærkest, direkte forbundet med dens overfladetemperatur. Så mens deres kerner er ekstremt varme, spreder energien sig ud over det indre og overfladen af ​​stjernen, og jo mere overfladeareal der er, desto hurtigere kan den køle. Et godt eksempel på en rød supergiant er stjernen Betelgeuse i stjernebilledet Orion.

De fleste stjerner af denne type er mellem 200 og 800 gange radius af vores sol. De meget største stjerner i vores galakse, alle røde supergiganter, er omkring 1.500 gange størrelsen på vores hjemmestjerne. På grund af deres enorme størrelse og masse kræver disse stjerner en utrolig mængde energi for at opretholde dem og forhindre gravitationskollaps. Som et resultat brænder de meget hurtigt gennem deres nukleare brændstof, og de fleste lever kun nogle få titusinder af år (deres alder afhænger af deres faktiske masse).

Mens røde supergiganter er de største typer stjerner, er der andre typer supergigantiske stjerner. Faktisk er det almindeligt for stjerner med høj masse, når deres fusionsproces først går ud over brint, at de svinger frem og tilbage mellem forskellige former for supergiganter. Bliv specifikt gule supergiganter på vej mod at blive blå supergiants og tilbage igen.

De mest massive af supergigante stjerner er kendt som hypergiganter. Disse stjerner har imidlertid en meget løs definition, de er normalt bare røde (eller nogle gange blå) supergigantiske stjerner, der er den højeste orden: de mest massive og den største.

En stjerne med meget høj masse vil svinge mellem forskellige supergiant stadier, da den smelter sammen med tyngre og tungere elementer i kernen. Til sidst vil den udtømme alt sit nukleare brændstof, der kører stjernen. Når det sker, vinder tyngdekraften. På det tidspunkt er kernen primært jern (som tager mere energi til at smelte sammen end stjernen har), og kernen kan ikke længere opretholde et udstrålende tryk, og det begynder at kollapse.

Den efterfølgende kaskade af begivenheder fører til sidst til en Type II supernova begivenhed. Efterladt vil være stjernens kerne, som er blevet komprimeret på grund af det enorme tyngdepress til en neutronstjerne; eller i tilfælde af de mest massive stjerner, a sort hul oprettes.

Folk vil altid vide, om solen bliver en rød supergiant. For stjerner omkring solens størrelse (eller mindre) er svaret nej. De går igennem en rød gigantisk fasedog, og det ser temmelig kendt ud. Når de begynder at løbe tør for brintbrændstof, begynder deres kerner at kollapse. Det hæver kernetemperaturen ganske lidt, hvilket betyder, at der genereres mere energi til at undslippe kernen. Denne proces skubber den ydre del af stjernen udad og danner en rød kæmpe. På det tidspunkt siges en stjerne at have flyttet sig fra hovedsekvensen.

Stjernen slår sammen med kernen bliver varmere og varmere, og til sidst begynder den at smelte helium til kulstof og ilt. I løbet af hele denne tid mister stjernen masse. Det puster lag af sin ydre atmosfære ned i skyer, der omgiver stjernen. Til sidst krymper det, der er tilbage af stjernen, til at blive en langsomt afkøling, hvid dværg. Materialskyen omkring det kaldes en "planetarisk tåge", og den forsvinder gradvist. Dette er en langt mere blid "død" end massive stjerner diskuteret ovenfor oplever, når de eksploderer som supernovaer.

Redigeret af Carolyn Collins Petersen.