Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Hvězdy malé hmotnosti: Červení obři a bílí trpaslíci

Evoluční cesta, kterou procházejí hvězdy typu Slunce po vyčerpání vodíku v jádru, končící jako kompaktní bílí trpaslíci

Když hvězda typu Slunce nebo jiná nízkohmotná hvězda (přibližně ≤8 M⊙) dokončí svůj život na hlavní posloupnosti, nezanikne jako supernova. Místo toho následuje mírnější, ale stále dramatickou cestu: rozšíří se do červeného obra, zapálí helium ve svém jádru a nakonec odhodí vnější vrstvy, zanechávajíc za sebou kompaktní bílého trpaslíka. Tento proces určuje osud většiny hvězd ve vesmíru, včetně našeho Slunce. Níže prozkoumáme každou fázi evoluce nízkohmotné hvězdy po hlavní posloupnosti a odhalíme, jak tyto změny přetvářejí vnitřní strukturu hvězdy, její záření a konečný osud.

1. Přehled evoluce nízkohmotných hvězd

1.1 Hranice hmotnosti a doby života

Hvězdy označované jako „nízkohmotné“ obvykle váží přibližně od 0,5 do 8 hmotností Slunce, i když přesné hranice závisí na detailech zapálení helia a konečné hmotnosti jádra. V tomto hmotnostním rozsahu:

  • Supernova kolapsu jádra je velmi nepravděpodobná; tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné, aby vytvořily železné jádro, které by se později smrsklo.
  • Zbytky bílých trpaslíků jsou konečným výsledkem.
  • Dlouhý život na hlavní posloupnosti: Hvězdy s nižší hmotností, kolem 0,5 M⊙, mohou strávit desítky miliard let na hlavní posloupnosti, zatímco hvězda o hmotnosti 1 M⊙, jako Slunce, asi 10 miliard let [1].

1.2 Evoluce po hlavní posloupnosti stručně

Po vyčerpání vodíku v jádru hvězda prochází několika důležitými fázemi:

  1. Spalování vodíku v obálce: Heliové jádro se smrští a vodíková spalovací obálka vytlačuje vnější vrstvy do červeného obra.
  2. Zapálení helia: Když teplota jádra dostatečně vzroste (~108 K), začíná syntéza helia, někdy explozivně – tzv. „heliový záblesk“.
  3. Asymptotická větev obrů (AGB): Pozdější fáze spalování, včetně spalování helia a vodíku ve vrstvách nad uhlíkově-kyslíkovým jádrem.
  4. Odmítnutí planetární mlhoviny: Vnější vrstvy hvězdy jsou jemně odhozeny, vytvářejí krásnou mlhovinu a zanechávají jádro jako bílého trpaslíka [2].

2. Fáze červeného obra

2.1 Odchod z hlavní posloupnosti

Typ hvězdy jako Slunce vyčerpá svůj vodík v jádru, syntéza přechází do okolní obálky. Protože v inerciálním heliovém jádru syntéza neprobíhá, smrští se vlivem gravitace a teplota stoupá. Mezitím se vnější vrstva hvězdy výrazně rozšiřuje, díky čemuž se hvězda stává:

  • Větší a jasnější: poloměry mohou vzrůst desítky až stovkykrát.
  • Má chladný povrch: teplota rozšířené vrstvy klesá, což dává hvězdě červený odstín.

Tak se hvězda stává červeným obrem na větvi červených obrů (RGB) v H–R diagramu [3].

2.2 Spalování vodíku v obalu

V této fázi:

  1. Smrštění heliového jádra: Jádro z heliových popelů se zmenšuje a teplota stoupá až na ~108 K.
  2. Spalování v obalu: Vodík v tenké vrstvě blízko jádra intenzivně hoří, často způsobujíc silnou radiaci.
  3. Rozšíření vnější vrstvy: Dodatečná energie získaná ze spalování vrstvy vytlačuje vnější vrstvy a hvězda stoupá na větvi červených obrů.

Hvězda může strávit stovky milionů let na větvi červených obrů, postupně vytvářejíc degenerované heliové jádro.

2.3 Heliový záblesk (hvězdám ~2 M⊙ nebo menší)

U hvězd s hmotností ≤2 M⊙ se heliové jádro stává elektronově degenerované – to znamená, že kvantový tlak elektronů brání dalšímu stlačování. Když teplota dosáhne kritické hranice (~108 K), heliová syntéza v jádře explozivně vzplane – to je heliový záblesk, uvolňující nával energie. Tento záblesk odstraní degeneraci a přeuspořádá strukturu hvězdy bez katastrofického odhození vnější vrstvy. Hvězdy s větší hmotností zapalují helia mírněji, bez záblesku [4].

3. Horizontální větev a spalování helia

3.1 Syntéza helia v jádře

Po heliovém záblesku nebo mírném zapálení vzniká stabilní heliové spalovací jádro, kde probíhá syntéza 4He → 12C, 16O, převážně pomocí triple‐alfa procesu. Hvězda se přizpůsobí nové stabilní fázi na horizontální větvi (v H–R diagramech hvězdných skupin) nebo v případě mírně nižší hmotnosti na červeném shluku (red clump) [5].

3.2 Doba trvání spalování helia

Heliové jádro je menší a probíhá při vyšší teplotě než období spalování vodíku, ale heliová syntéza je méně efektivní. Proto tato fáze obvykle trvá asi 10–15 % hlavní sekvence života hvězdy. Postupně se vytváří setrvačné uhlíko-kyslíkové (C–O) jádro, které nakonec brání syntéze těžších prvků u hvězd s nízkou hmotností.

3.3 Zapálení helia ve spalovací vrstvě

Když centrální zásoby helia dojdou, helia spalovací vrstva se zapálí za již vytvořeným uhlíko-kyslíkovým jádrem, tlačíc hvězdu směrem k asymptotické větvi obrů (AGB), známé svými zářivými, chladnými povrchy, silnými pulzacemi a ztrátou hmoty.

4. Asymptotická větev obrů a odhození vnější vrstvy

4.1 Evoluce AGB

Ve fázi AGB se struktura hvězdy vyznačuje:

  • C–O jádrem: Inerciální, degenerované jádro.
  • Heliovými a vodíkovými spalovacími vrstvami: Spalovací vrstvy, které způsobují pulzační chování.
  • Obrovskou vnější vrstvou: Vnější vrstvy hvězdy se nafouknou do obrovských poloměrů s relativně nízkou povrchovou gravitací.

Termální pulzy v heliové vrstvě mohou vyvolat dynamické expanzní procesy, které vedou k významné ztrátě hmoty přes hvězdné větry. Tento výron často obohacuje mezihvězdné prostředí o uhlík, dusík a s-procesní prvky vznikající během záblesků vrstvy [6].

4.2 Tvorba planetární mlhoviny

Nakonec hvězda nemůže udržet své vnější vrstvy. Konečný supervítr nebo pulzační hnaný výtok hmoty odhalí horké jádro. Vyhozená vnější vrstva září UV zářením vycházejícím z horkého jádra hvězdy, vytvářejíc planetární mlhovinu – často složitý obal ionizovaného plynu. Centrální hvězda se v podstatě stává proto-bílým trpaslíkem, intenzivně zářícím UV zářením po desetitisíce let, zatímco mlhovina dále expanduje.

5. Pozůstatek bílého trpaslíka

5.1 Složení a struktura

Když vyhozená vnější vrstva zanikne, zůstávající degenerované jádro se projeví jako bílý trpaslík (BN). Obvykle:

  • Bílý trpaslík uhlík–kyslík: Konečná hmotnost jádra hvězdy je ≤1,1 M⊙.
  • Bílý trpaslík helium: Pokud hvězda ztratila svůj vnější obal brzy nebo byla v binární interakci.
  • Bílý trpaslík kyslík–neon: V mírně hmotnějších hvězdách, nacházejících se blízko horní hranice hmotnosti potřebné pro vznik BN.

Elektronický degenerovaný tlak udržuje BN před kolapsem, určující typické poloměry přibližně stejné velikosti jako Země, s hustotami od 106 až 109 g cm−3.

5.2 Ochlazení a doby života BN

Bílý trpaslík vyzařuje zbývající tepelnou energii po miliardy let, postupně se ochlazujíc a blednouc:

  • Počáteční jas je střední, převážně vyzařující v optickém nebo UV pásmu.
  • Během desítek miliard let bledne do „černého trpaslíka“ (hypotetického, protože vesmír není dost starý, aby BN úplně vychladl).

Kromě jaderné fúze záření BN klesá, protože se uvolňuje uložené teplo. Pozorováním BN v hvězdokupách astronomové kalibrují stáří kup, protože starší kupy mají chladnější BN [7,8].

5.3 Dvojhvězdné interakce a nova / supernova typu Ia

V blízkých dvojhvězdných systémech může bílý trpaslík akretovat hmotu z doprovodné hvězdy. To může způsobit:

  • Klasická nova: Termonukleární běh na povrchu BN.
  • Supernova typu Ia: Pokud hmotnost BN dosáhne Chandrasekharovy hranice (~1,4 M⊙), detonace uhlíku může BN zcela zničit, vytvářejíc těžší prvky a uvolňujíc obrovské množství energie.

Fáze BN proto může mít další dramatické důsledky v mnohonásobných hvězdných systémech, ale izolovaně jednoduše nekonečně chladne.

6. Pozorované důkazy

6.1 Diagramy barev–amplitud hvězdokup

Data otevřených a kulových hvězdokup ukazují charakteristické „větev červených obrů,” „horizontální větev” a „sekvence ochlazování bílých trpaslíků,” odrážející evoluční dráhu hvězd s nízkou hmotností. Měřením stáří odchylky hlavní posloupnosti a rozložení záření BN astronomové potvrzují teoretické doby trvání těchto fází.

6.2 Průzkumy planetárních mlhovin

Obrazové průzkumy (např. pomocí Hubbleova teleskopu nebo pozemních teleskopů) odhalují tisíce planetárních mlhovin, z nichž každá má horkou centrální hvězdu rychle se měnící v bílého trpaslíka. Jejich morfologická rozmanitost – od prstencových po bipolární tvary – ukazuje, jak asymetrie větru, rotace nebo magnetická pole mohou formovat vyvržené plynové struktury [9].

6.3 Rozdělení hmot bílých trpaslíků

Velké spektroskopické studie ukazují, že většina BN se soustřeďuje kolem 0,6 M⊙, což odpovídá teoretickým předpovědím pro hvězdy střední hmotnosti. Nízká četnost BN blízko Chandrasekharovy hranice také odpovídá hmotnostním limitům hvězd, které je tvoří. Podrobné spektrální linie BN (např. z typů DA nebo DB) poskytují informace o složení jádra a stáří ochlazování.

7. Závěry a budoucí výzkum

Hvězdy s nízkou hmotností, jako je Slunce, následují dobře pochopenou cestu po vyčerpání vodíku:

  1. Větev červených obrů: Jádro se smršťuje, vnější vrstva se rozšiřuje, hvězda zčervená a zesílí.
  2. Hořák helia (horizontální větev / červený shluk): Jádro zapaluje helium a hvězda dosahuje nové rovnováhy.
  3. Asymptotická větev obrů: Dvojitý cyklus vrstveného hoření kolem degenerovaného C–O jádra, končící silnou ztrátou hmoty a odhozením planetární mlhoviny.
  4. Bílý trpaslík: Degenerované jádro zůstává jako kompaktní pozůstatek hvězdy, který během věků pomalu chladne a slábne.

Pokračující práce zdokonaluje modely ztráty hmoty AGB, vlastnosti heliových záblesků v hvězdách s nízkou metalicitou a složitou strukturu planetárních mlhovin. Pozorování z vícefrekvenčních průzkumů, asteroseismologie a vylepšených paralaxových dat (např. z Gaia) pomáhají potvrdit teoretické doby života a vnitřní procesy. Mezitím studie blízkých dvojhvězd odhalují příčiny nov a supernov typu Ia, zdůrazňujíce, že ne všichni BN tiše chladnou – někteří zažívají exploze.

V podstatě červení obři a bílí trpaslíci popisují závěrečné kapitoly většiny hvězd, dokazujíce, že vyčerpání vodíku není koncem hvězdy, ale spíše dramatickým přechodem k hoření helia a nakonec k pomalému chladnutí degenerovaného jádra. Jelikož se naše Slunce během několika miliard let blíží této cestě, připomíná to, že tyto procesy formují nejen jednotlivé hvězdy, ale i celé planetární systémy a širší chemickou evoluci galaxií.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Vnitřní struktura hvězd. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). „Evoluce hvězd na hlavní posloupnosti a mimo ni.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). „Hvězdné obaly a ztráta hmoty červených obrů.“ Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). „Heliový záblesk v červených obrech.“ Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). „Míchání helia v evoluci červených obrů.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). „Evoluce asymptotické větve obrů.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). „Bílí trpaslíci: výzkum v novém tisíciletí.“ Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). „Pohled do nitra hvězdy: astrofyzika bílých trpaslíků.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). „Tvary planetárních mlhovin a jejich formování.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Návrat na blog