Supererraldoi gorri

Wikipedia, Entziklopedia askea
Hona jauzi: nabigazioa, Bilatu

Astronomian, supererraldoi gorri (ingelesez: red supergiants) I argitasun klaseko eta K edo M espektro motako izar supererraldoiei deritze. Euren bolumenari dagokionez, unibertsoan existitzen diren izarrik handienak dira, baina ez dira masiboenak, eta, bere izenak berak adierazten duen bezala, euren azalera gorri kolorekoa eta pixka bat iluna da.

Eboluzioa eta ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

10 eguzki masa baino gehiagoko masa duten izarrak, behin sekuentzia nagusiko fasean nukleoan hidrogenoa agortu ondoren, euren helioaren fusio fasean supererraldoi gorri bihurtzen dira. Izar hauek ez dira beroenak, aldiz, erlatiboki, hotzenen artean daude. Erraldoi urdinen kasuan ez bezala, zeinen azaleko tenperatura 28.000 eta 50.000 kelvin artekoa den, supererraldoi gorrien azaleko tenperatura 3.000 eta 4.000 kelvinen artean dago. Era berean, euren tamainari dagokionez, izarrik handienak dira, baina euren dentsitatea oso baxua da, erraldoi urdinena baino baxuagoa, txikiagoak direnak baina azaleko tenperatura handiagoarekin. Alabaina, euren barneko tenperaturak, nukleoari dagokionez, 600 milioi kelvinekoak dira gutxienez, erraldoi gorri baten nukleoko hamarnaka milioika gradu gutxi batzuekin alderatuta. Hau, lehenek euren konbustioan karbonoa eta elementu astunagoak fusionatzen dituzten bitartean, erraldoi urdinek hidrogenoa besterik fusionatzen ez dutelako gertatzen da.

Izar hauen tenperatura efektibo baxua supererraldoi urdinenarekin alderatuz gero, aurretik esan bezala, dentsitatea, zeruko gorputz horiek hartzen duten bolumena duten masarekin alderatuta alegia, oso txikia delako gertatzen da, eta, beraz, supererraldoi gorrien dentsitatea erraldoi urdinena baino baxuagoa dela esan daiteke. Ondorioz, izar hauen diametroa oso handia da, gure eguzkiarena baino ehundaka aldiz handiagoa edo are handiagoa. Gure galaxian dauden supererraldoi gorririk ezagunenak VY Canis Majoris, VV Cephei, KW Sagittarii, V354 Cephei eta KY Cygni dira, guztiak 1500 eguzki erradioko erradioa dutenak, 7 unitate astronomiko alegia, horietakoren batzuk hipererraldoi gorri bezala sailkatuak. Gure eguzki-sistemaren erdian baleude, euren azalera Jupiter eta Saturnoren orbita artean egongo litzateke, edo, beharbada, Saturnorena ere gaindituko luke. Eredu teorikoen arabera, izar hauek har dezaketen gehienezko tamaina izarraren metaltasunaren araberakoa dela nabarmendu behar da, eta, Esne Bidea den gure galaxian, hain zuzen ere hori da. Hortik gora, ezegonkor bihurtzen dira eta erupzioak jasaten dituzte, euren espektro mota hilabete gutxi batzuetan aldatuz.

1975ean Martin Schwarzchildek argitaratutako ikerketen arabera, izar hauen kanpoaldea konbektiboa da, gure eguzkian bezala. Alabaina, gure eguzkian milioika eguzki granulu dauden bitartean, supererraldoi gorrien kasuan, Betelgeuse kasu, eskukadatxo bat baino ez daude, 180 milioi kilometro edo gehiagoko diametroa eta 60 milioi kilometroko sakonera dutenak, euren dentsitate baxua eta azaleko tenperatura txikia direla eta, batere eraginkorrak ez direnak. Hala, supererraldoi gorri batek errotatzen duen bitartean begiratzean gutxi batzuk baino ezin daitezke ikusi, eta, ondorioz, hala azaltzen da izar hauetako asko izar aldakorrak izatea. Bereziki Betelgeuse, Antares edo Ras Algethi bezalako supererraldoi gorrien behaketek, dirudienez, eredu hau berresten dute.

Gaur egun, mota honetako zenbait izar ezagutzen dira, eta horietatik distiratsuenak Betelgeuse (α Orionis) eta Antares (α Scorpii) dira. Uste denez, Betelgeuse bere izar eboluzioaren azken faseetan dago, eta, bere masaren arabera, supernoba bat sortuz eztanda egingo luke. Beste supererraldoi gorri batzuk, Mu Cephei kasu, hain daude urrun Lurretik, euren itxurazko magnitudea nabarmenki txikiagoa dela, hauek baino argitsuagoak diren arren. Supererraldoi gorriak erraldoi urdinen eboluziotik datoz, eta, izar sortzailearen masaren arabera, zuzenean supernoba bezala eztanda egin dezakete, edo berriz erraldoi urdin bezala masa galera handi baten ondoren eginez (izar aldakor urdin argitsu bezala ezagutzen den fasea), edo baita Wolf Rayet izar bezala, neutroi izar edo zulo beltz bezala amaituz.

Termodinamikaren lehen legearen arabera, energia (aztertzen ari garena zein motatakoa den kontutan hartu gabe) sistema itxi bat da, beti kontserbatzen da eta uniformeki banatuko da aztertu beharreko sisteman. Sistema horren barnean, azalerak eta energia intentsitateak kontrako proportzionaltasunez jokatuko dute. Termodinamikaren lege honen era berean, izarraren tamaina zenbat eta txikiagoa izan, hidrogeno atomoen fusiotik datorren bero energiaren intentsitatea handiagoa izango da, eta tamaina zenbat eta handiagoa izan, bere intentsitatea txikiagoa izango da.