Główny artykuł: ewolucja gwiazd § gwiazdy średniej wielkości
obraz ten śledzi życie gwiazdy podobnej do Słońca, od jej narodzin po lewej stronie kadru do jej ewolucji w czerwonego olbrzyma po miliardach lat
Czerwony olbrzym
czerwone olbrzymy wyewoluowały z gwiazd ciągu głównego o masach od około 0,3 m☉ do około 8 m☉., Kiedy gwiazda początkowo tworzy się z zapadającego się obłoku molekularnego w ośrodku międzygwiazdowym, zawiera głównie wodór i hel, ze śladowymi ilościami „metali” (w strukturze Gwiazdy odnosi się to po prostu do dowolnego pierwiastka, który nie jest Wodorem lub helem, tzn. liczba atomowa większa niż 2). Wszystkie te pierwiastki są równomiernie wymieszane w całej gwieździe. Gwiazda dociera do ciągu głównego, gdy jądro osiągnie temperaturę na tyle wysoką, aby rozpocząć stapianie wodoru (kilka milionów kelwinów) i ustanowić równowagę hydrostatyczną., W ciągu życia w ciągu głównym gwiazda powoli przekształca wodór w jądrze w hel; jej życie w ciągu głównym kończy się, gdy prawie cały wodór w jądrze zostanie stopiony. Dla Słońca trwałość ciągu głównego wynosi około 10 miliardów lat. Więcej-masywne gwiazdy płoną nieproporcjonalnie szybciej, a więc mają krótszą żywotność niż mniej masywne gwiazdy.
Kiedy gwiazda wyczerpuje paliwo wodorowe w swoim jądrze, reakcje jądrowe nie mogą już trwać, więc jądro zaczyna kurczyć się z powodu własnej grawitacji., Powoduje to, że dodatkowy Wodór trafia do strefy, w której temperatura i ciśnienie są wystarczające, aby spowodować wznowienie fuzji w powłoce wokół rdzenia. Spalanie wodoru powoduje sytuację opisaną jako zasada zwierciadła; gdy jądro wewnątrz powłoki kurczy się, warstwy gwiazdy na zewnątrz powłoki muszą się rozszerzać. Szczegółowe procesy fizyczne, które to powodują, są złożone, ale zachowanie jest konieczne, aby zapewnić jednoczesne zachowanie energii grawitacyjnej i termicznej w gwieździe o strukturze skorupy., Jądro kurczy się i nagrzewa z powodu braku fuzji, więc zewnętrzne warstwy gwiazdy rozszerzają się znacznie, pochłaniając większość dodatkowej energii z fuzji skorupy. Ten proces chłodzenia i rozszerzania jest gwiazdą subgenitalną. Gdy otoczka Gwiazdy wystarczająco ochładza się, staje się konwekcyjna, gwiazda przestaje się rozszerzać, jej jasność zaczyna wzrastać, a gwiazda wstępuje do czerwonego olbrzyma na diagramie Hertzsprunga–Russella (H-R).,
Mira A jest starą gwiazdą, która wyrzuca swoje zewnętrzne warstwy w Przestrzeń Kosmiczną
ścieżka ewolucyjna, jaką gwiazda przemieszcza się wzdłuż gałęzi czerwonego olbrzyma, zależy od masy Gwiazdy. Dla Słońca i gwiazd mniejszych niż około 2 m☉ jądro stanie się na tyle gęste, że ciśnienie degeneracji elektronów zapobiegnie jego dalszemu zapadaniu się. Gdy jądro ulegnie degeneracji, będzie się grzało aż osiągnie temperaturę około 108 K, wystarczająco gorącą, aby rozpocząć łączenie Helu z węglem w procesie triple-alpha., Gdy zdegenerowane jądro osiągnie taką temperaturę, całe jądro rozpocznie syntezę helu niemal równocześnie w tzw. błysku helu. W bardziej masywnych gwiazdach zapadające się jądro osiągnie 108 K, zanim stanie się wystarczająco gęste, aby uległo degeneracji, więc fuzja helu rozpocznie się znacznie płynniej i nie będzie wytwarzać błysku helu. Główną fazę życia gwiazdy nazywa się gałęzią poziomą w gwiazdach ubogich w metale, tak nazwaną, ponieważ Gwiazdy te leżą na prawie poziomej linii na diagramie H-r wielu gromad gwiazd., Bogate w metale Gwiazdy fusujące Hel leżą zamiast tego na tzw. czerwonej Kępie na diagramie H-R.
analogiczny proces zachodzi, gdy centralny Hel zostanie wyczerpany i gwiazda ponownie zapadnie się, powodując stopienie helu w skorupie. W tym samym czasie wodór może rozpocząć fuzję w skorupie tuż poza płonącą skorupą helu. W ten sposób gwiazda przechodzi w asymptotyczną gałąź olbrzyma, drugą fazę czerwonego olbrzyma. W wyniku fuzji helu powstaje jądro węglowo-tlenowe. Gwiazda poniżej 8 M☉ nigdy nie rozpocznie fuzji w swoim zdegenerowanym jądrze węglowo-tlenowym., Zamiast tego, pod koniec fazy asymptotyczno-olbrzymiej gwiazda wyrzuci swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną z odsłoniętym jądrem Gwiazdy, ostatecznie stając się białym karłem. Wyrzucenie zewnętrznej masy i stworzenie mgławicy planetarnej ostatecznie kończy fazę ewolucji Gwiazdy-czerwonego olbrzyma. Faza czerwonego olbrzyma trwa zwykle tylko około miliarda lat dla Gwiazdy o masie słonecznej, z czego prawie wszystkie spędza się na rozgałęzieniu czerwonego olbrzyma. Fazy poziomej gałęzi i asymptotycznej olbrzymiej gałęzi przebiegają dziesiątki razy szybciej.
jeśli gwiazda ma około 0,2 do 0.,5 M☉, jest wystarczająco masywny, aby stać się czerwonym olbrzymem, ale nie ma wystarczającej masy, aby zainicjować fuzję helu. Te” pośrednie ” gwiazdy nieco ochładzają się i zwiększają swoją jasność, ale nigdy nie osiągają wierzchołka rozgałęzienia czerwonego olbrzyma i błysku jądra helu. Kiedy wznoszenie się gałęzi czerwonego olbrzyma kończy się, wydmuchują swoje zewnętrzne warstwy, podobnie jak gwiazda postsymptotyczna-olbrzymia gałąź, a następnie stają się białym karłem.,
gwiazdy, które nie stają się czerwonymi olbrzymami
Gwiazdy o bardzo małej masie są w pełni konwekcyjne i mogą nadal łączyć wodór w hel przez okres do biliona lat, aż tylko niewielka część całej gwiazdy jest Wodorem. Jasność i temperatura stale wzrastają w tym czasie, podobnie jak w przypadku bardziej masywnych gwiazd ciągu głównego, ale długość tego czasu oznacza, że temperatura ostatecznie wzrasta o około 50%, a jasność o około 10 razy., W końcu poziom helu wzrasta do tego stopnia, że gwiazda przestaje być w pełni konwekcyjna, a pozostały Wodór zamknięty w jądrze jest zużywany w ciągu zaledwie kilku miliardów lat. W zależności od masy, temperatura i jasność przez pewien czas wzrastają podczas spalania powłoki wodorowej, gwiazda może stać się gorętsza od Słońca i kilkadziesiąt razy jaśniejsza niż w momencie jej powstania, choć nadal nie jest tak świecąca jak słońce. Po kolejnych miliardach lat stają się one mniej świetliste i chłodniejsze, mimo że nadal trwa spalanie powłoki wodorowej., Stają się one chłodnymi helowymi białymi karłami.
Gwiazdy o bardzo dużej masie rozwijają się w supergiganty, które podążają ścieżką ewolucyjną, która przenosi je tam iz powrotem poziomo na diagram H–R, na prawym końcu tworząc czerwone supergiganty. Te z reguły kończą swój żywot jako supernowa typu II. Najbardziej masywne gwiazdy mogą stać się gwiazdami Wolfa–Rayeta, nie stając się w ogóle olbrzymami lub supergigantami.
Dodaj komentarz