Stellar evolution (Čeština)

nakonec jádro hvězdy vyčerpá přívod vodíku a hvězda se začne vyvíjet mimo hlavní sekvenci., Bez vnější tlak záření generované fúze vodíku k vyrovnání gravitační síla jádra smluv do doby, než tlak elektronové degenerace se stává dostatečné proti gravitaci nebo jádro stane horký dost (kolem 100 MK) pro helium fusion začít. Která z nich se stane první, závisí na hmotnosti hvězdy.

Nízká hmotnost starsEdit

Co se stane poté, nízké hmotnosti hvězdy přestane vyrábět energii pomocí fúze nebyla přímo pozorována; vesmír je kolem 13.,8 miliard let, což je méně času (v některých případech o několik řádů), než je potřeba, aby fúze přestala v takových hvězdách.

Poslední astrofyzikální modely naznačují, že červení trpaslíci 0,1 M☉ mohou zůstat na hlavní posloupnosti za nějakých šest až dvanáct bilionů let, se postupně zvyšuje v obou teplotu a svítivost, a trvat několik set miliard let více zhroucení, pomalu, v bílého trpaslíka. Takové hvězdy se nestanou červenými obry, protože celá hvězda je konvekční zónou a nevytvoří degenerované heliové jádro s pláštěm spalujícím vodík., Místo toho bude fúze vodíku pokračovat, dokud téměř celá hvězda nebude helium.

o něco masivnější hvězdy expandují do červených obrů, ale jejich jádra helia nejsou dostatečně masivní, aby dosáhly teplot potřebných pro fúzi helia, takže nikdy nedosáhnou špičky červené obří větve. Když spalování vodíkových skořápek skončí, tyto hvězdy se pohybují přímo z červené obří větve jako hvězda post-asymptotic-giant-branch (AGB), ale při nižší svítivosti, aby se staly bílým trpaslíkem. Hvězda s počáteční hmotností asi 0.,6 m☉ bude schopno dosáhnout dostatečně vysokých teplot, aby splynulo s heliem, a tyto „středně velké“ hvězdy pokračují v dalších fázích vývoje za větev červeného obra.

Střední starsEdit

Hvězdy zhruba o 0,6–10 M☉ stávají rudými obry, které jsou velké, non-hlavní posloupnosti hvězdy spektrální klasifikace K nebo M. Červené obry leží podél pravého okraje hertzsprungův–russellův diagram, vzhledem k jejich červenou barvu a velké svítivosti., Příklady zahrnují Aldebaran v souhvězdí Taurus a Arcturus v souhvězdí Boötes.

Středně velké hvězdy jsou rudí obři během dvou různých fázích jejich post-hlavní posloupnosti evoluce: red-giant-pobočka hvězdy, s inertní jader z helia a vodíku-hořící skořápky, a asymptotické obří větve hvězdy, s inertní jádra z uhlíku a helium hořící skořápky uvnitř vodík-hořící skořápky. Mezi těmito dvěma fázemi hvězdy tráví období na horizontální větvi s jádrem spojujícím helium., Mnoho z těchto helium-fixační hvězdy clusteru k pohodě konci horizontální větev jako K-typ obři a jsou označovány jako červené chomáč giants.

Subgiant phaseEdit

Když hvězda vyčerpá vodík ve svém jádru, to opustí hlavní posloupnost a začne pojistka vodíku v shellu mimo jádro. Jádro se zvyšuje v hmotnosti, protože plášť produkuje více helia., V závislosti na hmotnosti heliového jádra, to pokračuje po dobu několika milionů až jednu nebo dvě miliardy let, se hvězda rozpíná a chlazení v podobné nebo mírně nižší světelnost na hlavní posloupnosti státu. Nakonec buď jádro se stává zvrhlík, v kolem hvězdy o hmotnosti slunce, nebo vnější vrstvy dostatečně cool, aby se stal neprůhledné, ve více hmotných hvězd. Jedna z těchto změn způsobuje zvýšení teploty vodíkového pláště a zvýšení svítivosti hvězdy, v tomto okamžiku se hvězda rozšiřuje na červenou obří větev.,

Red-giant-pobočka phaseEdit

rozšiřující vnější vrstvy hvězdy jsou konvekční, s materiálem, který je smíchán turbulencí v blízkosti fixační regiony až k povrchu hvězdy. Pro všechny ale nejmenší hvězdy, tavený materiál zůstal hluboko ve hvězdné interiéru před tento bod, takže konvekčními obálka je fusion výrobky viditelné na povrch hvězdy poprvé., V této fázi vývoje jsou výsledky jemné, s největšími účinky, změnami izotopů vodíku a helia, které jsou nepozorovatelné. Účinky cyklu CNO se objevují na povrchu během prvního bagrování, s nižšími poměry 12C/13C a změněnými podíly uhlíku a dusíku. Ty jsou detekovatelné pomocí spektroskopie a byly měřeny pro mnoho vyvinutých hvězd.

jádro helia stále roste na červené obří větvi., To již není v tepelné rovnováze, a to buď zvrhlík nebo nad Schönberg-Chandrasekhar limit, tak je zvýšení teploty, které způsobí, že rychlost tání v vodíkový obal zvýšit. Hvězda zvyšuje světelnost směrem ke špičce červeno-obří větve. Red giant branch hvězdy s degenerované héliové jádro všichni dostanete tip s velmi podobnou základní masy a velmi podobné zářivý výkon, i když více masivní červené obry stát dostatečně horké pro zapálení fúze helia, než ten bod.,

Horizontální branchEdit

V heliového jádra hvězdy v 0.6 do 2.0 solární rozsah hmotností, které jsou do značné míry podporovány tlak elektronové degenerace, helium fusion vznítí na horizontu dní v heliový záblesk. V nedegenerovaných jádrech masivnějších hvězd dochází k vznícení fúze helia relativně pomalu bez záblesku., Jaderná energie uvolněné při helium flash je velmi velká, v řádu 108 krát jasu Slunce na pár dní a 1011 krát jasu Slunce (zhruba svítivost Galaxie Mléčná dráha) na několik sekund. Energie je však spotřebována tepelnou expanzí původně degenerovaného jádra, a proto ji nelze vidět zvenčí hvězdy. Díky rozšíření jádra se vodíková fúze v překrývajících se vrstvách zpomaluje a celková výroba energie klesá., Hvězda smluv, i když ne celou cestu k hlavní posloupnosti, a to přenese do vodorovné větve na hertzsprungův–russellův diagram, se postupně zmenšuje v okruhu a zvyšuje jeho povrchovou teplotu.

Jádro helia flash hvězdy se vyvíjejí do červených konci horizontální pobočku, ale nemají migrovat na vyšší teploty, než získají degenerované uhlíko-kyslíkové jádro a začít helium shell pálení. Tyto hvězdy jsou často pozorovány jako červený Shluk hvězd v barevném schématu hvězdokupy, teplejší a méně svítící než červené obry., Vyšší hmotnost hvězdy s větší helia jádra pohybují po vodorovné větve na vyšší teploty, některé stává nestabilní pulzující hvězdy ve žluté nestability proužek (RR Lyrae proměnných), vzhledem k tomu, že se stala ještě žhavější a mohou tvořit modrý ocas nebo modrá háček na horizontální větev. Morfologie horizontální větve závisí na parametrech, jako je metalicita, věk a obsah helia, ale přesné detaily jsou stále modelovány.,

Asymptotické obří větve phaseEdit

Poté, co hvězda má spotřebované na hélium v jádru, vodík a helium fusion pokračuje v skořápky kolem horké jádro z uhlíku a kyslíku. Hvězda navazuje na asymptotické obří větve, na hertzsprungův–russellův diagram, souběžně s původní red giant evoluce, ale s ještě vyšší energie (což trvá kratší dobu). Přestože se helium spálí ve skořápce, většina energie je produkována spalováním vodíku ve skořápce dále od jádra hvězdy., Helium z těchto vodíkových hořících skořápek klesá směrem ke středu hvězdy a pravidelně se dramaticky zvyšuje energetický výstup z heliového pláště. Toto je známé jako tepelný puls a vyskytují se ke konci asymptoticko-obří větve, někdy dokonce do post-asymptotické-obří větve. V závislosti na hmotnosti a složení může být několik až stovky tepelných impulzů.

Tam je fáze na výstupu z asymptotické obří větve, kde hluboké konvektivní zóny formy a může přinést uhlíku z jádra na povrch., Toto je známé jako druhý Bagr nahoru, a v některých hvězdách může být dokonce třetí Bagr nahoru. Tímto způsobem vzniká uhlíková hvězda, velmi chladné a silně zarudlé hvězdy, které vykazují silné uhlíkové linie ve svých spektrech. Proces známý jako teplé spodní hoření může převést uhlík na kyslík a dusík před tím, než může být odhaleno na povrch, a interakce mezi těmito procesy určuje pozorované jasnosti a spektra uhlíkových hvězd v konkrétní uskupení.,

Další dobře známé třídy asymptotické obří větve hvězdy je Mira proměnné, které pulzují s dobře definované období desítek až stovek dní a velké amplitudy až o 10 veličin (vizuální, celková svítivost změny mnohem menší množství). Ve více masivních hvězdách se hvězdy stávají světlejšími a doba pulsace je delší, což vede ke zvýšené ztrátě hmoty, a hvězdy se při vizuálních vlnových délkách silně zakrývají. Tyto hvězdy lze pozorovat jako OH / ir hvězdy, pulzující v infračervené a ukazující oh maser aktivitu., Tyto hvězdy jsou jasně bohaté na kyslík, na rozdíl od uhlíkových hvězd,ale oba musí být produkovány Bagry.

Post-AGBEdit

Tyto mid-range hvězdy nakonec dosáhnou špičky asymptotické obří větve a spustit z paliva pro shell pálení., Jsou dostatečně masivní, aby začít full-scale carbon fusion, tak, že smlouvu znovu, prochází obdobím post-asymptotic giant-pobočka superwind k vytvoření planetární mlhoviny s mimořádně horkou centrální hvězdou. Centrální hvězda se pak ochladí na bílého trpaslíka. Vyloučený plyn je relativně bohatý na těžké prvky vytvořené uvnitř hvězdy a může být zvláště obohacen kyslíkem nebo uhlíkem, v závislosti na typu hvězdy. Plyn se hromadí v rozšiřující shell nazývá okolohvězdné obálky a ochlazuje, jak to se pohybuje pryč od hvězdy, což umožňuje prachové částice a molekuly tvořit., Při vysokém infračerveném příkonu energie z centrální hvězdy se v těchto nepřímých obálkách vytvářejí ideální podmínky pro buzení Maseru.

je možné, aby tepelné impulsy byly produkovány, jakmile začala evoluce po asymptotické obřím větvi, která produkuje řadu neobvyklých a špatně pochopených hvězd známých jako narozené asymptotické hvězdy. Ty mohou mít za následek extrémní hvězdy horizontální větve (hvězdy subdwarf B), hvězdy s nedostatkem vodíku post-asymptotické-obří větve, proměnné centrální hvězdy planetární mlhoviny a proměnné R Coronae Borealis.,

Masivní starsEdit

V masivní hvězdy, jádro je již dostatečně velký na nástup vodíkové hoření shell, že helium zapalování dojde dříve, než tlak elektronové degenerace má šanci, aby se stala převládající. Tedy, když tyto hvězdy rozšířit a v pohodě, nemají oživit tak dramaticky jako nižší hmotnosti hvězdy; nicméně, oni byli více zářící na hlavní posloupnosti a se vyvíjejí vysoce světelný veleobrů., Jejich jádra jsou natolik masivní, že se nemohou podporovat elektronovou degenerací a nakonec se zhroutí, aby vytvořily neutronovou hvězdu nebo černou díru.

Supergiant evolutionEdit

Extrémně masivní hvězdy (více než přibližně 40 M☉), které jsou velmi světlé a mají tedy velmi rychlý hvězdný vítr, ztratit hmotnost tak rychle kvůli tlaku záření, které mají tendenci, aby se svlékla vlastním obálky, než se může rozšířit, aby se stal červené veleobry, a tak udržet velmi vysokou povrchovou teplotou (a modro-bílá barva) od jejich hlavní posloupnosti doby., Největší hvězdy současné generace jsou asi 100-150 m☉, protože vnější vrstvy by byly vyloučeny extrémním zářením. I když nižší hmotnosti hvězdy obvykle nemají spálit své vnější vrstvy tak rychle, že můžete také vyhnout se stává červených obrů nebo červené veleobry, jsou-li v binární systémy dostatečně blízko tak, že společník hvězda, proužky z obálky jak se rozšiřuje, nebo pokud se otočit dostatečně rychle tak, aby konvekce rozšiřuje směrem od jádra k povrchu, což má za následek absenci samostatného jádra a obálky vzhledem k důkladné míchání.,

jádro masivní hvězdy, která je definována jako region vyčerpání vodíku, roste žhavější a hustší, jak to accretes materiál z fúze vodíku mimo jádro. V dostatečně masivních hvězdách dosahuje jádro teploty a hustoty dostatečně vysoké, aby fúzovalo uhlík a těžší prvky prostřednictvím alfa procesu. Na konci fúze helia se jádro hvězdy skládá především z uhlíku a kyslíku., Ve hvězdách těžších než asi 8 m☉ se uhlík zapálí a pojistky tvoří neon, sodík a hořčík. Hvězdy poněkud méně masivní mohou částečně zapálení uhlíku, ale jsou schopni plně pojistka uhlíku, než elektronové degenerace nastává, a tyto hvězdy nakonec opustí kyslík-neon-hořčík bílý trpaslík.

přesné hmotnostní limit pro full carbon spalování závisí na několika faktorech, jako jsou metallicity a podrobné hmoty ztratil na asymptotické obří větve, ale je přibližně 8-9 M☉. Po dokončení spalování uhlíku dosáhne jádro těchto hvězd asi 2.,5 m☉ a stává se dostatečně horkým, aby se těžší prvky spojily. Než se kyslík začne pojistit, neon začne zachycovat elektrony, které spouštějí neonové hoření. Pro řadu hvězd přibližně 8-12 m☉ je tento proces nestabilní a vytváří uprchlou fúzi, která vede k supernově zachycení elektronu.

u masivnějších hvězd probíhá fúze neonu bez deflagrace. Poté následuje úplné spalování kyslíku a spalování křemíku, které vytváří jádro sestávající převážně z prvků se špičkou železa. Kolem jádra jsou skořápky lehčích prvků, které stále procházejí fúzí., Časový rámec pro úplnou fúzi uhlíkového jádra s železným jádrem je tak krátký, jen několik set let, že vnější vrstvy hvězdy nejsou schopny reagovat a vzhled hvězdy je do značné míry nezměněn. Železné jádro roste, dokud nedosáhne účinné hmoty Chandrasekhar, vyšší než formální hmota Chandrasekhar kvůli různým korekcím relativistických účinků, entropie, náboj, a okolní obálka. Efektivní Chandrasekhar hmoty pro železné jádro se pohybuje od asi 1.34 M☉ v nejmenším masivní červené veleobry na více než 1,8 M☉ ve více hmotných hvězd., Jakmile je tato hmota dosažena, elektrony začnou být zachyceny do jádra železného vrcholu a jádro se nedokáže podporovat. Jádro se zhroutí a hvězda je zničena, buď v supernově, nebo přímým kolapsem do černé díry.,

SupernovaEdit

Když se jádro masivní hvězdy se zhroutí, to bude tvořit neutronové hvězdy, nebo v případě jader, které překračují Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez, černá díra. Prostřednictvím procesu, který není zcela pochopen, se část gravitační potenciální energie uvolněná tímto kolapsem jádra přemění na typ Ib, Typ Ic nebo supernova typu II., Je známo, že zhroucení jádra vytváří masivní nárůst neutrin, stejně jako u supernovy SN 1987A. Extrémně energetických neutrin fragment některé jádra; některé z jejich energie je spotřebována na uvolnění nukleonů, včetně neutronů, a některé z jejich energie je přeměněna na teplo a kinetickou energii, a tím rozšiřovat tlaková vlna začala tím, že oživení některých infalling materiál z rozpadu jádra. Zachycení elektronů ve velmi hustých částech infallingové hmoty může produkovat další neutrony., Protože některé z odražených látek jsou bombardovány neutrony, některé z jejich jader je zachycují a vytvářejí spektrum těžšího než železného materiálu včetně radioaktivních prvků až po (a pravděpodobně i mimo) Uran., Ačkoli non-explodující červené obry může produkovat značné množství prvků těžších než železo pomocí neutronů uvolněných při vedlejší účinky dříve jaderné reakce, množství prvků těžších než železo (a zejména některé izotopy prvků, které mají více stabilní nebo dlouho žijících izotopů) je produkován v těchto reakcích je docela odlišný od těch, které vyrábí v supernovy., Ani hojnost sám odpovídá, že našel ve Sluneční Soustavě, tak jak supernov a vyhození prvky z červených obrů jsou povinni vysvětlit pozorované množství těžkých prvků a jejich izotopů.

energie převedena z rozpadu jádra, aby se odrazila ode dna materiál nejen vytváří těžké prvky, ale poskytuje pro jejich zrychlení i mimo úniková rychlost, což způsobuje Typu Ib, Typ Ic, nebo Type II supernova., Současné chápání tohoto přenosu energie je ještě uspokojivá, ačkoli současné modely počítačů Typu Ib, Typ Ic, a Typ II supernovy účtu pro část přenos energie, nejsou schopni účet pro dostatečný přenos energie na výrobu pozorované vymrštění materiálu. Neutrinové oscilace však mohou hrát důležitou roli v problému přenosu energie, protože ovlivňují nejen energii dostupnou v určité chuti neutrin, ale také prostřednictvím dalších obecně relativistických účinků na neutrina.,

Některé důkazy získané z analýzy hmotnost a parametry oběžné dráhy binárních neutronových hvězd (které vyžadují dva takové supernovy) naznačuje, že kolaps kyslík-neon-hořčík jádro může produkovat supernovy, které se liší observably (v jiné velikosti) od supernovy produkován pádu železné jádro.

nejmasivnější hvězdy, které dnes existují, mohou být zcela zničeny supernovou s energií výrazně přesahující její gravitační vazebnou energii. Tato vzácná událost způsobená nestabilitou párů nezanechává žádný zbytek černé díry., V minulosti historii vesmíru, některé hvězdy byly ještě větší než ten největší, který existuje dnes, a oni by okamžitě zhroutí do černé díry na konci jejich života, vzhledem k photodisintegration.