Raudoni supergalviai yra viena didžiausių žvaigždžių danguje. Jie neprasideda taip, bet, senstant skirtingoms žvaigždžių rūšims, jie patiria pokyčius, kurie padaro juos didelius... ir raudonus. Tai visa žvaigždės gyvenimo ir žvaigždės mirties dalis.
Apibrėžti raudonieji supergalviai
Kai astronomai žiūri į didžiausios žvaigždės (pagal tūrį) visatoje jie mato daugybę raudonų supergalvių. Tačiau šie behemotai nebūtinai yra ir beveik niekada nėra didžiausios žvaigždės pagal masę. Pasirodo, jie yra vėlyvas žvaigždės egzistavimo etapas ir ne visada tyliai išnyksta.
Sukurti raudoną Supergiant
Kaip susiformuoja raudoni supergalviai? Norint suprasti, kokie jie yra, svarbu žinoti, kaip laikui bėgant keičiasi žvaigždės. Žvaigždės visą gyvenimą eina konkrečiais žingsniais. Jų patirti pokyčiai vadinami „žvaigždžių evoliucija“. Tai prasideda žvaigždžių formavimu ir jaunatvišku žvaigždžių gaubtu. Po to, kai jos gimsta dujų ir dulkių debesyje ir uždega vandenilio susiliejimą savo šerdyje, žvaigždės paprastai gyvena iš to, ką astronomai vadina „
pagrindinė seka". Šiuo laikotarpiu jie yra hidrostatinėje pusiausvyroje. Tai reiškia, kad branduolių sintezė jų branduoliuose (kur jie susilieja vandeniliu, kad susidarytų helis) suteikia pakankamai energijos ir slėgio, kad jų išorinių sluoksnių svoris nesugriūtų į vidų.Kai masyvios žvaigždės taps raudonosiomis supergalutėmis
Didelės masės žvaigždė (daug kartų masyvesnė už Saulę) eina panašų, bet šiek tiek kitokį procesą. Ji pasikeičia drastiškiau nei į saulę panašūs broliai ir seserys ir tampa raudona supergalve. Dėl didesnės masės, kai šerdis griūva po vandenilio degimo fazės, dėl greitai padidėjusios temperatūros labai greitai susilieja helis. Helio susiliejimo greitis pereina į greitį, o tai destabilizuoja žvaigždę.
Didžiulis energijos kiekis išstumia išorinius žvaigždės sluoksnius į išorę ir virsta raudona supergalve. Šiame etape žvaigždės gravitacinę jėgą vėl subalansuoja didžiulis išorės radiacijos slėgis, kurį sukelia intensyvus helio susiliejimas šerdyje.
Žvaigždė, kuri virsta raudona supergalve, tai daro už kainą. Jis praranda didelę dalį savo masės į kosmosą. Dėl to, nors raudoni supergalviai laikomi didžiausiomis žvaigždėmis Visatoje, jie nėra patys masyviausi, nes sensdami praranda masę, net plečiantis į išorę.
Raudonųjų supergalvių savybės
Raudoni supergalviai atrodo raudoni dėl žemos paviršiaus temperatūros. Jie svyruoja nuo maždaug 3500 - 4500 kelvinų. Pagal Wieno įstatymą, spalva, kuria ryškiausiai spinduliuoja žvaigždė, yra tiesiogiai susijusi su jos paviršiaus temperatūra. Taigi, nors jų šerdys yra ypač karštos, energija pasklinda po žvaigždės vidų ir paviršių, ir kuo daugiau paviršiaus paviršiaus, tuo greičiau ji gali atvėsti. Geras raudonos supergalvės pavyzdys yra žvaigždė Betelgeuse, esančioje „Orion“ žvaigždyne.
Daugumos šio tipo žvaigždžių spindulys yra nuo 200 iki 800 kartų didesnis už mūsų Saulė. Pačios didžiausios žvaigždės mūsų galaktikoje, visos raudonos spalvos viršūnės, yra maždaug 1500 kartų didesnės už mūsų namų žvaigždę. Dėl savo milžiniško dydžio ir masės, šioms žvaigždėms reikia neįtikėtinai daug energijos, kad jos galėtų išsilaikyti ir išvengti gravitacinio griūties. Dėl to jie labai greitai sudega per branduolinį kurą ir dažniausiai gyvena tik keliasdešimt milijonų metų (jų amžius priklauso nuo faktinės jų masės).
Kiti supergalių tipai
Raudoni supergalviai yra didžiausios žvaigždžių rūšys, tačiau yra ir kitų rūšių supergalvių. Tiesą sakant, didelėms masės žvaigždėms yra įprasta, kai jų suliejimo procesas viršija vandenilį, kad jos svyruoja pirmyn ir atgal tarp skirtingų supergalių formų. Konkrečiai tapdami geltonais supergaliais pakeliui į tapimą mėlyni supergalviai ir vėl atgal.
Labiausiai masyvios supergalviškos žvaigždės yra žinomos kaip hiperginetai. Tačiau šios žvaigždės turi labai laisvą apibrėžimą, paprastai jos yra tik raudonos (o kartais ir mėlynos) supergalinės žvaigždės, kurių aukščiausia tvarka: masyviausios ir didžiausios.
Raudonos supergalviškos žvaigždės mirtis
Labai didelės masės žvaigždė svyruos tarp skirtingų supergalių stadijų, nes jos branduolyje lydi sunkesni ir sunkesni elementai. Galų gale jis sunaudos visą savo žvaigždės kurą. Kai tai atsitiks, gravitacija laimi. Tuomet šerdis pirmiausia yra geležis (kuriai sunaudoti reikia daugiau energijos, nei turi žvaigždė) ir šerdis nebegali išlaikyti išorinio radiacijos slėgio, ir ji pradeda griūti.
Tolesnė įvykių kaskada galiausiai lemia II tipą supernova įvykis. Kairėje pusėje bus žvaigždės šerdis, suspausta dėl didžiulio gravitacinio slėgio į neutroninė žvaigždė; arba masyviausių žvaigždžių atvejais, a Juodoji skylė yra sukurta.
Kaip vystosi saulės tipo žvaigždės
Žmonės visada nori žinoti, ar Saulė taps raudona supergalve. Žvaigždėms, kurių dydis yra Saulės dydis (ar mažesnės), atsakymas ne. Jie išgyvena raudonos milžiniškos fazėsnors ir atrodo gana pažįstamai. Kai pradeda trūkti vandenilio, jų šerdys pradeda byrėti. Tai gana nedaug pakelia šerdies temperatūrą, o tai reiškia, kad daugiau energijos sugeneruojama, norint išbristi iš šerdies. Šis procesas išorinę žvaigždės dalį išstumia į išorę, sudarydamas raudonas milžinas. Tuomet sakoma, kad žvaigždė nutolo nuo pagrindinės sekos.
Žvaigždė čiulba kartu su šerdimi ir tampa vis karštesnė, o galiausiai ji pradeda lydyti helį į anglį ir deguonį. Per visą šį laiką žvaigždė praranda masę. Iš išorinės atmosferos sluoksnių jis išsilieja į debesis, kurie supa žvaigždę. Galiausiai tai, kas liko iš žvaigždės, susitraukia ir tampa lėtai aušinančia balta nykštukė. Medžiagos debesis aplink jį yra vadinami „planetų ūku“ ir pamažu išsisklaido. Tai kur kas švelnesnė „mirtis“ nei prieš tai aptartos didžiulės žvaigždės, kai jos sprogsta kaip supernovos.
Redaguota Carolyn Collins Petersen.