PROFILBARU.COM

Ruĝa supergiganto - estas tre granda stelo, speco de supergigantoj, kiu proksimiĝas la fina etapo de sia evoluo. Ruĝaj supergigantoj havas altan lumecon (atingas 105-105 L_⊙) kaj malaltan efikan temperaturon (3000-5000 K). Laŭ Jerkiza spektra klasifiko ruĝaj supergigantoj apartenas al spektra klaso K kaj M kaj al klaso de lumeco I kaj III (kaj 0 okaze de ruĝaj hipergigantoj - la plej grandaj el ruĝaj supergigantoj). Ruĝaj supergigantoj emisias plej parte en la ruĝa kaj infraruĝa partoj de spektro. Radiuso de ruĝaj supergigantoj povas atingi 1000 R_⊙^[1].

La etapo de stela evoluo estas sufiĉe mallonga kaj daŭras de 3∙10⁶ ĝis 100∙10⁶ jaroj. Ruĝaj supergigantoj malmultas inter steloj: pro mallonga tempo de vivo nun en Universo ekzistas proksimume 0,001% el la tuta stelaro^[2].

Tipa ruĝa supergiganto estas Betelĝuzo (lumeco ≈7∙10⁴ L_⊙, radiuso ≈700 R_⊙)^[1].

Evoluo

Dum sia evoluo steloj translokiĝas el ĉefa sekvenco al regiono de diagramo de Hertzsprung-Russell, kian okupas ruĝaj gigantoj kaj supergigantoj. La translokiĝo okazas pro plivastiĝo de iliaj ŝeloj post forbrulo de hidrogeno en kerno de steloj. Se steloj havis startan kemian konsiston similan al ties de la Suno, kaj ties maso estas de 8-10 M_⊙ ĝis 40 M_⊙, ili iĝas ruĝaj supergigantoj. Ek de komenco ruĝaj supergigantoj havas kernojn, konsistantajn el heliumo, ĉirkaŭataj per tavolo de fuzie brulanta hidrogeno. Kiam temperaturo de stela kerno atingas 2·10⁸ K, startas brulado de heliumo. Forbrulado de heliumo gvidas al karbon-oksigenaj stelaj kernoj. La kernojn ĉirkaŭas du ne stabilaj tavoloj de brulado: tavolo de hidrogena brulado kaj de heleuma brulado. Materio en kernoj de ruĝaj supegigantoj estas degenera^[1].

Ruĝaj supergigantoj radias plej parte en ruĝa kaj infraruĝa parto de spektro. Specifa trajto de la radiado estas ĉeesto de emisiaj linioj de metaloj, linioj H kaj K de jonigita kalcio Ca II, linioj de neŭtrala kalcio Ca I, kaj molekulaj linioj de sorbado^[1].

Ruĝaj supergigantoj intense emisias materion (stela vento), kies perdo povas atingi 10^–5–10^–4 M_⊙ dum jaro. La stela vento aperas pro premo de radiado, pulsa ne stabileco kaj eksplodondoj en koronoj de la steloj. La perdo de materio kaj ĝia malvarmiĝo povas aperigi grandajn gaso-polvajn mantelojn, kiuj plene sorbas videblan lumradiadon de la steloj. La objektoj radias en infraruĝa spektro kaj estas klasifikataj kiel steloj OH/IR^[1].

Produktaĵo de fuzia brulado de hidrogeno kaj heliumo en eksteraj tavoloj aliĝas al la stelkerno, pligrandigante ties mason. Pro la kresko de maso la stelkerno kunpremiĝas kaj temperaturo de la stelo kreskas. En kernoj de ruĝaj supergigantoj sinsekve fuzias karbono, oksigeno, neono, magnezio, silicio kaj fin-fine fuziado finiĝas per formado de fera ⁵⁶Fe stelkerno kun maso 1,5-2 M_⊙^[1].

Stadio de stela evoluo de ruĝa supergiganto longas je 10% de stela vivo kaj finiĝas per gravita kolapso. Rezulto de la kolapso estas naskiĝo de neŭtrona stelo aŭ nigra truo. Kolapso de ruĝaj supergigantoj kun kemia konsisto simila al la Suna kaj maso proksimume 35-40 M_⊙ finiĝas per apero de supernovao tipa II^[1].

Steloj kun kemia konsista simila al la Suna kun maso pli ol 35-40 M_⊙ dum stela evoluo ne atingas stadion de ruĝa supergiganto. Dum etapo de fuzia brulado de hidrogeno en stela kerno kaj en tavolo, ĉirkaŭanta heliuman kernon de ruĝa supergiganto, perdiĝas plej granda perto de hidrogena tavolo kaj la steloj moviĝas al regiono de diagramo de Hertzsprung-Russell, okupita per steloj Volf-Raje kun efika temperaturo 30 000-10 0000 K. Steloj Volf-Raje finas sian evoluon per apero de supernovao tipa Ib aŭ Ic^[1].

Se stelo estas parto de duopa stelo, ĝi povas translokiĝi el branĉo de ruĝaj supergigantoj al parto de pli varmaj steloj, kondiĉe ke la dua stelo estas pli varma kaj okazas perdo de gasa ŝelo pro plenigo de kavo de Roche^[1].