Co sprawia, że ​​gwiazda jest czerwonym nadolbrzymem?

W konstelacji Oriona znajduje się czerwony nadolbrzym Betelgeuse (czerwona gwiazda w lewej górnej części konstelacji. Ma ona wybuchnąć jako supernowa – punkt końcowy masywnych gwiazd. Rogelio Bernal Andreo, CC By-SA.30

Czerwone nadolbrzymy należą do największych gwiazd na niebie. Nie zaczynają się w ten sposób, ale wraz ze starzeniem się różnych rodzajów gwiazd, przechodzą zmiany, które czynią je dużymi... i czerwonymi. To wszystko jest częścią gwiezdnego życia i gwiezdnej śmierci.

Definiowanie czerwonych nadolbrzymów

Kiedy astronomowie patrzą na największe gwiazdy (objętościowo) we wszechświecie widzą bardzo wiele czerwonych nadolbrzymów. Jednak te molochy niekoniecznie są – i prawie nigdy nie są – największe gwiazdy pod względem masy . Okazuje się, że to późny etap istnienia gwiazdy i nie zawsze cicho znikają.

Tworzenie czerwonego nadolbrzyma

Jak powstają czerwone nadolbrzymy? Aby zrozumieć, czym one są, ważne jest, aby wiedzieć, jak gwiazdy zmieniają się w czasie. Gwiazdy przez całe życie przechodzą określone etapy. Zmiany, których doświadczają, nazywane są „gwiezdną ewolucją”. Rozpoczyna się formowaniem gwiazd i młodzieńczym gwiezdnym kapturem. Po urodzeniu się w obłoku gazu i pyłu, a następnie zapaleniu syntezy wodoru w swoich jądrach, gwiazdy zwykle żyją na czymś, co astronomowie nazywają ' sekwencja główna „. W tym okresie znajdują się w równowadze hydrostatycznej. Oznacza to, że fuzja jądrowa w ich rdzeniach (gdzie łączą wodór, aby wytworzyć hel) zapewnia wystarczającą energię i ciśnienie, aby zapobiec zapadaniu się ich zewnętrznych warstw do wewnątrz.

Kiedy ogromne gwiazdy stają się czerwonymi nadolbrzymami

Gwiazda o dużej masie (wielokrotnie masywniejsza od Słońca) przechodzi podobny, ale nieco inny proces. Zmienia się drastyczniej niż jego podobne do słońca rodzeństwo i staje się czerwonym nadolbrzymem. Ze względu na większą masę, gdy rdzeń zapada się po fazie spalania wodoru, gwałtownie podwyższona temperatura bardzo szybko prowadzi do fuzji helu. Tempo fuzji helu przechodzi w nadbieg, co destabilizuje gwiazdę.

Ogromna ilość energii wypycha zewnętrzne warstwy gwiazdy na zewnątrz i zamienia się ona w czerwonego nadolbrzyma. Na tym etapie siła grawitacyjna gwiazdy jest ponownie równoważona przez ogromne ciśnienie promieniowania na zewnątrz spowodowane intensywną fuzją helu zachodzącą w jądrze.

Gwiazda, która przekształca się w czerwonego nadolbrzyma, robi to za swoją cenę. Traci duży procent swojej masy w kosmos. W rezultacie, chociaż czerwone nadolbrzymy zaliczane są do największych gwiazd we wszechświecie, nie są one najmasywniejsze, ponieważ tracą masę wraz z wiekiem, nawet gdy rozszerzają się na zewnątrz.

Właściwości czerwonych nadolbrzymów

Czerwone nadolbrzymy wyglądają na czerwone z powodu niskiej temperatury powierzchni. Wynoszą one od około 3500 - 4500 kelwinów. Zgodnie z prawem Wiena kolor, którym gwiazda promieniuje najsilniej, jest bezpośrednio związany z temperaturą jej powierzchni. Tak więc, podczas gdy ich jądra są bardzo gorące, energia rozchodzi się po wnętrzu i powierzchni gwiazdy, a im większa jest powierzchnia, tym szybciej może się ona ochładzać. Dobrym przykładem czerwonego nadolbrzyma jest gwiazda Betelgeuse w konstelacji Oriona.

Większość gwiazd tego typu ma promień od 200 do 800 razy większy od nasze Słońce . Największe gwiazdy w naszej galaktyce, wszystkie czerwone nadolbrzymy, są około 1500 razy większe od naszej gwiazdy macierzystej. Ze względu na swój ogromny rozmiar i masę, gwiazdy te wymagają niewiarygodnej ilości energii, aby je podtrzymać i zapobiec grawitacyjnemu kolapsowi. W rezultacie bardzo szybko spalają swoje paliwo jądrowe i większość z nich żyje zaledwie kilkadziesiąt milionów lat (ich wiek zależy od ich rzeczywistej masy).

Inne typy nadolbrzymów

Podczas gdy czerwone nadolbrzymy są największymi typami gwiazd, istnieją inne typy gwiazd nadolbrzymów. W rzeczywistości, w przypadku gwiazd o dużej masie, gdy proces fuzji przechodzi poza wodór, oscylują one tam i z powrotem pomiędzy różnymi formami nadolbrzymów. W szczególności stają się żółtymi nadolbrzymami na ich drodze do stania się niebieskie nadolbrzymy iz powrotem.

Hipergiganci

Najbardziej masywne z gwiazd nadolbrzymów znane są jako hiperolbrzymy. Jednak te gwiazdy mają bardzo luźną definicję, zwykle są to po prostu czerwone (lub czasami niebieskie) nadolbrzymy najwyższego rzędu: najmasywniejsze i największe.

Śmierć Czerwonego Nadolbrzyma

Gwiazda o bardzo dużej masie będzie oscylować między różnymi stadiami nadolbrzyma, łącząc coraz cięższe pierwiastki w swoim jądrze. W końcu wyczerpie całe paliwo jądrowe, które napędza gwiazdę. Kiedy tak się dzieje, grawitacja wygrywa. W tym momencie jądro składa się głównie z żelaza (które wymaga więcej energii do stopienia niż gwiazda) i jądro nie może już dłużej wytrzymać zewnętrznego ciśnienia promieniowania i zaczyna się zapadać.

Kolejna kaskada zdarzeń prowadzi w końcu do Typu II supernowa wydarzenie. Pozostawione zostanie jądro gwiazdy, które zostało skompresowane z powodu ogromnego ciśnienia grawitacyjnego w a gwiazda neutronowa ; lub w przypadku najmasywniejszych gwiazd a czarna dziura jest tworzone.

Jak ewoluują gwiazdy typu słonecznego?

Ludzie zawsze chcą wiedzieć, czy Słońce stanie się czerwonym nadolbrzymem. W przypadku gwiazd o rozmiarach Słońca (lub mniejszych) odpowiedź brzmi nie. Przechodzą przez faza czerwonego olbrzyma , i wygląda to całkiem znajomo. Kiedy zaczyna brakować paliwa wodorowego, ich rdzenie zaczynają się zapadać. To znacznie podnosi temperaturę rdzenia, co oznacza, że ​​wytwarza się więcej energii, aby uciec z rdzenia. Proces ten wypycha zewnętrzną część gwiazdy na zewnątrz, tworząc czerwony olbrzym . Mówi się, że w tym momencie gwiazda przesunęła się poza ciąg główny.

Gwiazda chlupocze wraz z coraz gorętszym i gorętszym jądrem, aż w końcu zaczyna łączyć hel w węgiel i tlen. Przez cały ten czas gwiazda traci masę. Wydmuchuje warstwy swojej zewnętrznej atmosfery w obłoki otaczające gwiazdę. Ostatecznie to, co zostało z gwiazdy, kurczy się, by stać się powoli stygnącym białym karłem. Obłok materii wokół niej to tak zwana „mgławica planetarna”, która stopniowo się rozprasza. Jest to znacznie łagodniejsza „śmierć” niż masywne gwiazdy omówione powyżej, gdy eksplodują jako supernowe.

Edytowany przezCarolyn Collins Petersen.