Vad gör en stjärna till en röd supergiant?

Röda supergiganter är bland de största stjärnorna på himlen. De börjar inte på det sättet, men när olika typer av stjärnor åldras genomgår de förändringar som gör dem stora ... och röda. Det är allt en del av stjärnlivet och stjärndöden. 

Definiera Red Supergiants 

När astronomer tittar på de största stjärnorna (i volym) i universum, ser de många röda supergiganter. Dessa behemoter är emellertid inte nödvändigtvis - och nästan aldrig - de största stjärnorna i massa. Det visar sig att de är ett sent skede av en stjärns existens och de försvinner inte alltid tyst. 

Skapa en röd supergiant

Hur bildas röda supergiganter? För att förstå vad de är är det viktigt att veta hur stjärnor förändras över tiden. Stjärnor går igenom specifika steg under hela livet. De förändringar de upplever kallas "stellar evolution". Det börjar med stjärnbildning och ungdomlig stjärnhuva. Efter att de är födda i ett moln av gas och damm och sedan tänder vätefusion i sina kärnor, lever stjärnorna vanligtvis på något som astronomer kallar "huvudsekvensen". Under denna period befinner de sig i hydrostatisk jämvikt. Det betyder att kärnfusionen i deras kärnor (där de smälter väte för att skapa helium) ger tillräckligt med energi och tryck för att hålla vikten på deras yttre lager från att kollapsa inåt.

När Massive Stars blir röda Supergiants

En högmassig stjärna (många gånger mer massiv än solen) genomgår en liknande, men en något annorlunda process. Det förändras mer drastiskt än sina solliknande syskon och blir en röd supergiant. På grund av dess högre massa, när kärnan kollapsar efter vätebränningsfasen, leder den snabbt ökade temperaturen till fusion av helium mycket snabbt. Heliumfusionshastigheten går överdrivet, och det destabiliserar stjärnan.

En enorm mängd energi pressar de yttre lagren av stjärnan utåt och den förvandlas till en röd supergiant. I detta skede balanseras stjärnans gravitationskraft återigen av det enorma utstrålningstrycket som orsakas av den intensiva heliumfusion som äger rum i kärnan.

Stjärnan som förvandlas till en röd supergiant gör det till en kostnad. Den tappar en stor andel av sin massa ut till rymden. Som ett resultat, medan röda supergiganter räknas som de största stjärnorna i universum, är de inte de mest massiva eftersom de förlorar massan när de åldras, även när de expanderar utåt.

Egenskaper hos Red Supergiants

Röda supergiganter ser röda ut på grund av deras låga yttemperaturer. De sträcker sig från cirka 3 500 - 4 500 Kelvin. Enligt Wiens lag är färgen som en stjärna strålar mest starkt relaterad till dess yttemperatur. Så medan deras kärnor är extremt varma sprider energin sig över stjärnans inre och yta och ju mer yta det är, desto snabbare kan den svalna. Ett bra exempel på en röd supergiant är stjärnan Betelgeuse, i stjärnbilden Orion.

De flesta stjärnor av denna typ är mellan 200 och 800 gånger vår solradie. De allra största stjärnorna i vår galax, alla röda superjättar, är ungefär 1 500 gånger storleken på vår hemstjärna. På grund av deras enorma storlek och massa kräver dessa stjärnor en otrolig mängd energi för att upprätthålla dem och förhindra gravitationskollaps. Som ett resultat bränner de igenom sitt kärnbränsle mycket snabbt och de flesta lever bara några tiotals miljoner år (deras ålder beror på deras faktiska massa).

Andra typer av Supergiants

Medan röda supergiganter är de största stjärnorna, finns det andra typer av supergigantiska stjärnor. I själva verket är det vanligt att stjärnor med hög massa, när deras fusionsprocess väl har gått utöver väte, att de svänger fram och tillbaka mellan olika former av supergiganter. Specifikt att bli gula superjättar på väg att bli blå supergiganter och tillbaka igen.

Hypergiants

De mest massiva supergigantiska stjärnorna kallas hypergiganter. Men dessa stjärnor har en mycket lös definition, de är vanligtvis bara röda (eller ibland blå) supergigantiska stjärnor som är den högsta ordningen: de mest massiva och de största.

Death of a Red Supergiant Star

En mycket högstjärna stjärna kommer att svänga mellan olika övergripande stadier när den smälter tyngre och tyngre element i sin kärna. Så småningom kommer det att ta ut allt sitt kärnbränsle som driver stjärnan. När det händer vinner tyngdkraften. Vid den punkten är kärnan främst järn (som tar mer energi för att smälta än stjärnan har) och kärnan kan inte längre upprätthålla strålningstrycket utåt, och det börjar kollapsa.

Den efterföljande kaskaden av händelser leder, så småningom till en supernovahändelse av typ II. Lämnad bakom kommer att vara kärnan i stjärnan, efter att ha komprimerats på grund av det enorma gravitationstrycket till en neutronstjärna; eller i fallet med de mest massiva stjärnorna, skapas ett svart hål.

Så utvecklas stjärnor av soltyp

Folk vill alltid veta om solen blir en röd supergiant. För stjärnor ungefär solens storlek (eller mindre) är svaret nej. De går dock igenom en röd jättefas och det ser ganska bekant ut. När de börjar ta slut med vätebränsle börjar deras kärnor att kollapsa. Det höjer kärntemperaturen ganska mycket, vilket innebär att det genereras mer energi för att undgå kärnan. Den processen skjuter den yttre delen av stjärnan utåt och bildar en röd jätte. Vid den punkten sägs en stjärna ha flyttat sig från huvudsekvensen. 

Stjärnan tuggar tillsammans med att kärnan blir varmare och varmare och så småningom börjar den smälta helium till kol och syre. Under hela denna tid förlorar stjärnan massan. Det puffar bort lager av sin yttre atmosfär i moln som omger stjärnan. Så småningom krymper det som finns kvar av stjärnan och blir en långsamt kylande vit dvärg. Materialmolnet runt det kallas en "planetnebulosa", och den sprids gradvis. Detta är en mycket mer mild "död" än massiva stjärnor som diskuterats ovan upplever när de exploderar som supernovaer. 

Redigerad av Carolyn Collins Petersen.