Červený veleobr
V tomto článku prozkoumáme téma Červený veleobr z různých pohledů a přístupů. Červený veleobr je předmětem zájmu po celá desetiletí a jeho relevance je i dnes vysoká. Během této prohlídky prozkoumáme její původ, její dopad na společnost a její vývoj v čase. Podobně budeme analyzovat různé názory a postoje, které existují kolem Červený veleobr, stejně jako výzvy a příležitosti, které představuje. Tento článek si klade za cíl poskytnout komplexní a obohacující pohled na Červený veleobr s cílem poskytnout čtenáři hlubší a úplnější pochopení tohoto fascinujícího a vlivného tématu.
Červený veleobr je obrovská hvězda spektrálního typu M, je jedním ze závěrečných stádií vývoje velmi hmotných hvězd. Jejich počáteční hmotnost je větší než 10 MS.
Červení veleobři vznikají z hmotných hvězd hlavní posloupnosti po spálení vodíkových zásob v jádře hvězdy. Po spálení vodíku se povrchové vrstvy těchto hvězd začnou rozepínat, přičemž hvězda přejde nejprve do stádia červeného obra a potom do stádia veleobra. Veleobr má průměr několiksetkrát větší než Slunce, ale jeho vnější vrstvy jsou extrémně řídké. Kvůli nízké povrchové teplotě, která se pohybuje kolem 3000 K, svítí červeným světlem. V jádře veleobra může probíhat spalování těžkých prvků až po železo. Veleobři nakonec zanikají jako supernovy nebo hypernovy.
Mezi červené veleobry patří například VY Canis Majoris (největší známý), Betelgeuze, Antares, V354 Cephei a VV Cephei.
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu červený veleobr na Wikimedia Commons
