Červený veleobr je veleobr , masivní a velmi velká hvězda . Patří do spektrální třídy K nebo M a třídy svítivosti I. Typickými zástupci červených veleobrů jsou hvězdy Antares a Betelgeuse .
Rudí veleobri jsou hvězdy, které sestoupily z hlavní posloupnosti v důsledku evoluce a jsou větší než rudí obři .
Rudí veleobri jsou největší hvězdy co do velikosti. Mají velmi nízkou efektivní teplotu (3000–5000 K) a poloměr 200–1500krát větší než Slunce . Energetický tok na jednotku plochy jejich povrchu je malý - 2-10krát menší než tok Slunce. Svítivost červených veleobrů je 500 000krát větší než svítivost Slunce.
Stádium červeného veleobra je typické pro masivní (nad 10 slunečních hmotností) hvězdy a trvá 10 až 100 milionů let. Často se hvězdy tohoto typu nacházejí v kupách .
Tradiční rozdělení hvězd na rudé obry a rudé veleobry je libovolné, protože odráží pouze rozdíl v poloměrech a jasech hvězd s podobnou vnitřní strukturou: všechny mají horké husté jádro a velmi řídkou rozšířenou skořápku. Podle moderní teorie vývoje hvězd spadá hvězda do oblasti Hertzsprung-Russellova diagramu, kterou dvakrát zabírají rudí obri a rudí veleobri.
Červení veleobri mají heliové jádro, kolem kterého v tenké vrstvě probíhají reakce termojaderného spalování vodíku, nebo uhlíkovo-kyslíkové jádro obklopené dvěma spalovacími vrstvami – vodíkem a heliem. Jádro je téměř izotermické . Rudí veleobri mohou mít jádra prvků těžší než kyslík, až po železo, ale životnost takových hvězd je extrémně krátká – pouze ~10 3 let.
Prodloužené vytékající skořápky mohou mít hvězdy s dvojitými jádry, která pravděpodobně vznikají během vývoje blízkých dvojhvězd.
hvězdy | |
---|---|
Klasifikace | |
Subhvězdné objekty | |
Vývoj | |
Nukleosyntéza | |
Struktura | |
Vlastnosti | |
Související pojmy | |
Hvězdné seznamy |
|
Spektrální klasifikace hvězd | |
---|---|
Hlavní spektrální třídy | |
Další spektrální typy | |
Třídy svítivosti |