Rød superkjempe

Røde superkjemper (engelsk: red super giant, RSG) er superkjempestjerner (luminositetsklasse I) av spektraltype K eller M. De er de største stjernene i universet når det gjelder volum, selv om de ikke nødvendigvis er de mest massive. Betelgeuse og Antares er de best kjente eksemplene av røde superkjemper.
Etter at hydrogenet i en stjernes kjerne har fusjonert blir stjerner med over 10 solmasser røde superkjemper i løpet av perioden hvor de forbrenner helium. Disse stjernene har en svært kjølig overflatetemperatur (3 500–4 500 K) og enorme radier. De fem største kjente røde superkjempene i galaksen er VY Canis Majoris, VV Cephei A, V354 Cephei, RW Cephei og KW Sagittarii, som alle har en radius over 1 500 ganger solen (rundt 7 AE, eller syv ganger avstanden mellom solen og jorden). Radiusen til de fleste røde superkjempene er 200–800 ganger radiusen til solen. De lever i 10–100 millioner år og dannes noen ganger i hoper.


== Tunge stjerners utvikling (> 9 M☉) ==
Alle stjerner forbrenner hydrogen til helium i starten av sitt liv. I en tung stjerne skjer forbrenningen i den raske CNO-syklusen. Det gjør at en tung stjerne får et kort og ustabilt liv sammenlignet med en stjerne på størrelse med solen. I en stjerne på 15 M☉ (solmasser) vil hydrogenforsyningen vare i ca. 11 millioner år før stjernen går over til å forbrenne helium i trippel-alfaprosessen og blåse seg opp til en rød kjempe ca. 200 ganger større enn den opprinnelige stjernen. Stjernen forflytter seg mot høyre i HR-diagrammet til spektralklasse K og M. Energiforbruket og lysstyrken til stjernen vil fordobles. Fra å ha lyst 28 000 ganger sterkere enn solen øker nå lysstyrken til 44 000 ganger solens. Temperaturen i sentrum av kjernen går fra å være 35 millioner kelvin ved hydrogenforbrenning til 180 millioner kelvin ved heliumforbrenning. Restproduktene fra heliumforbrenningen, karbon og oksygen, akkumuleres i kjernen av den røde kjempen.
Etter to millioner år tar forsyningen av helium i de sentrale delene slutt, og den røde kjempen går over til karbonforbrenning. Temperaturen i kjernen øker til 810 millioner kelvin og lysstyrken øker fra 44 000 ganger solens nåværende lysstyrke til 72 000 ganger. Den økte energiutstrålingen fra karbonforbrenningen får stjernen til å svelle ytterligere opp til en rød superkjempe. Karbonforbrenningen øker også utstrålingen av nøytrinoer. Restproduktene fra karbonforbrenningen, neon og magnesium, synker ned til midten av stjernen hvor de akkumuleres. I stjernen skjer nå en sjiktet forbrenning. I de ytre delene av kjernen skjer hydrogenforbrenning. Lengre inn i kjernen skjer heliumforbrenning, mens innenfor denne finnes det et nivå med karbonforbrenning.
Etter 2 000 år begynner karbonmengden å ta slutt, og stjernens sentrum starter neonforbrenning når temperaturen overstiger 1,6 milliarder kelvin. Lysstyrken til stjernen øker ubetydelig, men nøytrinoutstrålingen blir ca. 500 ganger så høy. Restproduktene fra neonforbrenningen, oksygen og magnesium synker ned mot stjernens sentrum.
Etter åtte måneder tar forsyningen av neon slutt, og den røde superkjempen går over til magnesium- og oksygenforbrenning. Temperaturen øker til 1,9 milliarder kelvin uten at stjernens lysstyrke øker. I stedet øker nøytrinoutstrålingen ytterligere. Restproduktene fra fusjonsprosessene, silisium, svovel, argon og kalsium akkumuleres i sentrum av kjernen.
Oksygen og magnesiumforsyningen varer i 2,6 år. Når temperaturen har steget til 3,3 milliarder kelvin begynner restproduktene fra oksygenforbrenningen å fusjonere i en prosess som går under samlenavnet silisiumforbrenning. Stjernens lysstyrke øker ikke, men energiøkningen i forbrenningen avgår som nøytrinoer 130 milliarder ganger solens nåværende nøytrinoutstråling. Rester fra silisiumforbrenningen er jern, nikkel, krom og andre grunnstoffer med 56 eller færre nukleoner i atomkjernen. Disse samles i stjernens sentrum.
Etter to uker tar forsyningen av silisium slutt. I stjernens sentrum finnes nå en jernkjerne på størrelse med jorden og en masse 1,5 ganger solens. Temperaturen i kjernen stiger til 7,1 milliarder kelvin og jern og andre tunge grunnstoff fra silisiumforbrenningen begynner å fusjonere. Til forskjell fra tidligere gir fusjonen av grunnstoff med fler enn 56 nukleoner i atomkjernen ingen energi, men forbruker energi. Den røde superkjempens kjerne avkjøles og det finnes ikke lengre noen energiutstråling som hindrer stjernen i å kollapse under sin egen tyngde. Kjernen begynner et fritt fall og akselererer på et sekund til 25 % av lysets hastighet. Fusjonsprosessene i kjernen løper løpsk og den røde superkjempen eksploderer i en supernovaekslosjon som i løpet av en ukes tid lyser med samme lysstyrke som en hel galakse. Det er det radioaktive henfallet fra tunge atomer som dannes ved supernovaeksplosjonen som står for alt lyset. Etter eksplosjonene gjenstår antakeligvis en planetarisk tåke og en nøytronstjerne.


== Litteratur ==
The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka
David Baker (1982). Astronomiguiden. s. 32-46. ISBN 91-34-50069-3. 
Martin Rees (2005). Universum - Illustrerat uppslagsverk. s. 230-255. ISBN 91-7166-035-6. 


== Eksterne lenker ==
(en) Red supergiants – kategori av bilder, video eller lyd på Commons 
(en) rød superkjempe i Unified Astronomy Thesaurus 
(en) rød superkjempe i Unified Astronomy Thesaurus