Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Väikese massiga tähed: Punased hiiglased ja valged kääbused

Evolutsioonitee, mida mööda liiguvad Päikese tüüpi tähed pärast tuuma vesiniku ammendumist, lõppedes kompaktsed valged kääbused

Kui Päikese tüüpi täht või muu madala massiga täht (umbes ≤8 M⊙) lõpetab oma põhijoonel elu, ei hääbu ta supernoovana. Selle asemel järgib ta õrnemat, kuid siiski dramaatilist rada: paisub punase hiiglaseks, süütab heeliumi oma tuumas ja lõpuks heidab väliskihid, jättes endast kompaktsed valged kääbused. See protsess määrab enamikus universumi tähtede saatuse, sealhulgas meie Päikese oma. Allpool uurime iga madala massiga tähe evolutsioonietappi pärast põhijoonet, paljastades, kuidas need muutused ümber korraldavad tähe sisemist struktuuri, kiirgust ja lõplikku saatust.

1. Madala massiga tähtede evolutsiooni ülevaade

1.1 Massipiirid ja eluajad

Tähti, mida peetakse „madala massiga”, on tavaliselt umbes 0,5 kuni 8 Päikese massi, kuigi täpsed piirid sõltuvad heeliumi süttimise üksikasjadest ja lõplikust tuuma massist. Selle massivahemiku sees:

  • Tuuma kollapsi supernoova on väga ebatõenäoline; need tähed ei ole piisavalt massiivsed, et moodustada raua tuum, mis hiljem kokku tõmbuks.
  • Valgete kääbuste jäänused on lõplik tulemus.
  • Pikk põhijoonel eluiga: Madalama massiga tähed, ligikaudu 0,5 M⊙, võivad veeta põhijoonel kümneid miljardeid aastaid, ja 1 M⊙ täht nagu Päike umbes 10 miljardit aastat [1].

1.2 Evolutsioon pärast põhijoonet lühidalt

Pärast tuuma vesiniku ammendumist läbib täht mitu olulist etappi:

  1. Vesiniku põlemine kestas: Heeliumituum tõmbub kokku ja vesiniku põlemise kest surub väliskihid välja punase hiiglase faasi.
  2. Heeliumi süttimine: Kui tuuma temperatuur tõuseb piisavalt (~108 K), algab heeliumi süntees, mõnikord plahvatuslikult – nn „heeliumi välk”.
  3. Asümptootiline hiiglase haru (AGB): Hilisemad põlemisetapid, sealhulgas heeliumi ja vesiniku põlemine süsiniku-hapniku tuuma kohal olevates kihtides.
  4. Planeetide udukogude väljutamine: Tähe väliskihid heidetakse õrnalt välja, moodustades kauni udu, jättes tuuma kui valge kääbuse [2].

2. Punase hiiglase faas

2.1 Põhijoonest väljumine

Kui Päikese tüüpi täht kulutab oma tuuma vesinikku, läheb süsiniku süntees ümber ümbritsevasse kestasse. Kuna inertses heeliumituumas sünteesi ei toimu, kokkutõmbub see gravitatsiooni mõjul, tõustes temperatuuri. Samal ajal väliskest paisub märkimisväärselt, mistõttu täht muutub:

  • Suurem ja eredam: raadius võib suureneda kümnete või sadade kordade võrra.
  • Jahe pind: paisunud kihi temperatuur langeb, andes tähele punase tooni.

Nii saab täht punaseks hiiglaseks H–R diagrammi punaste hiiglaste harul (RGB) [3].

2.2 Vesiniku põlemine voodris

Selles etapis:

  1. Heeliumituuma kokkutõmbumine: Heeliumituum väheneb ja temperatuur tõuseb kuni ~108 K.
  2. Voodri põlemine: Vesinik põleb tuuma lähedal õhukeses kihis intensiivselt, põhjustades sageli tugevat kiirgust.
  3. Väliskihi paisumine: Täiendav energia, mis saadakse kihipõlemisest, surub väliskihid välja ja täht tõuseb punaste hiiglaste harule.

Täht võib veeta sadu miljoneid aastaid punaste hiiglaste harul, järk-järgult moodustades degeneratiivse heeliumituuma.

2.3 Heeliumipilk (tähtedele ~2 M⊙ või väiksematele)

Tähtedes, mille mass on ≤2 M⊙, muutub heeliumituum elektronide degeneratsiooniks – see tähendab, et elektronide kvantne rõhk takistab edasist kokkusurumist. Kui temperatuur jõuab kriitilise piirini (~108 K), süttib heeliumi süntees tuumas plahvatuslikult – see on heeliumipilk, mis vabastab energia purske. See pilk eemaldab degeneratsiooni ja ümber korraldab tähe struktuuri ilma katastroofilise väliskihi väljatõrjumiseta. Suurema massiga tähed süütavad heeliumi õrnemalt, ilma pilguta [4].

3. Horisontaalne haru ja heeliumi põlemine

3.1 Tuuma heeliumi süntees

Pärast heeliumipilku või õrna süttimist tekib stabiilne heeliumi põlemise tuum, kus toimub 4He → 12C, 16O süntees, peamiselt kasutades triple‐alfa protsessi. Täht kohandub uue stabiilse olekuga horisontaalsel harul (täherühmade H–R diagrammides) või punases klastris (red clump) veidi väiksema massi korral [5].

3.2 Heeliumi põlemise kestus

Heeliumituum on väiksem ja kõrgema temperatuuri juures kui vesiniku põlemise perioodil, kuid heeliumi süntees on vähem efektiivne. Seetõttu kestab see etapp tavaliselt umbes 10–15% tähe peajoone elueast. Aja jooksul moodustub inertne süsiniku-hapniku (C–O) tuum, mis lõpuks takistab raskemate elementide sünteesi väikese massiga tähtedes.

3.3 Heeliumi põlemiskihi süttimine

Kui tuumheli varud saavad otsa, süttib heeliumi põlemiskihis juba moodustunud süsiniku-hapniku tuuma taga, lükates tähe asümptootilise hiiglaste haru (AGB) suunas, mis on tuntud oma säravate, jahedate pindade, tugevate pulsatsioonide ja massikaotuse poolest.

4. Asümptoottine hiidharu ja väliskihi väljalangemine

4.1 AGB evolutsioon

AGB faasis on tähe struktuur iseloomulik:

  • C–O tuum: Inertsiaalne, degeneratiivne tuum.
  • Heeliumi ja vesiniku põlemiskihid: Põlemiskihid, mis põhjustavad pulsatsioonikäitumist.
  • Hiiglasliku väliskihiga: Tähe väliskihid paisuvad hiiglaslike raadiusteni, omades suhteliselt madalat pinnagravitatsiooni.

Heeliumikihi soojuslikud pulsatsioonid võivad põhjustada dünaamilisi laienemisprotsesse, mille käigus toimub märkimisväärne massikadu tähetuulte kaudu. See purskeprotsess rikastab sageli tähtedevahelist keskkonda süsiniku, lämmastiku ja s-protsessi elementidega, mis tekivad kihi välgudest [6].

4.2 Planeetilise udukogumi moodustumine

Lõpuks ei suuda täht oma väliskihte enam hoida. Lõplik supertuul või pulsatsioonidest tingitud massi väljalangemine paljastab kuuma tuuma. Välja paisatud väliskiht kiirgab UV-kiirgust, mis pärineb kuumast tähetuumast, luues planeetilise udukogumi – sageli keeruka ioniseeritud gaasi kestaga. Keskne täht muutub põhimõtteliselt proto-valgeks kääbuseks, kiirgades intensiivselt UV-kiirgust kümneid tuhandeid aastaid, kuni udukogum jätkab laienemist.

5. Valge kääbuse jäänuk

5.1 Koostis ja struktuur

Kui väliskihist välja paisatud kiht sulab, ilmub allesjäänud degeneratiivne tuum kui valge kääbus (BN). Tavaliselt:

  • Süsiniku–hapniku valge kääbus: Tähe tuuma lõplik mass on ≤1,1 M⊙.
  • Heeliumi valge kääbus: Kui täht kaotas oma väliskihi varakult või oli kaheastmelises mõjus.
  • Hapniku–neooni valge kääbus: Veidi massiivsemates tähtedes, mis asuvad BN moodustumiseks vajaliku ülemise massipiiri lähedal.

Elektronide degeneratsiooni rõhk hoiab BN kokkuvarisemise eest, määrates tüüpilised raadiused umbes Maa suurusjärgus, tihedusega alates 106 kuni 109 g cm−3.

5.2 Jahenemine ja BN eluajad

Valge kääbus kiirgab ülejäänud soojusenergiat miljardite aastate jooksul, järk-järgult jahenedes ja tuhmudes:

  • Algne heledus on keskmine, kiirgades peamiselt optilises või UV ribas.
  • Kümnete miljardite aastate jooksul tuhmub see kuni „mustaks kääbuseks” (hüpoteetiline, kuna universum ei ole piisavalt vana, et BN täielikult jahtuks).

Lisaks tuumasünteesile väheneb BN kiirgus, kuna vabaneb salvestatud soojus. BN jada jälgimisel täheparvedes kalibreerivad astronoomid parvede vanust, sest vanemates parvedes on BN jahedamalt jahtunud [7,8].

5.3 Kaheastmeline vastastikmõju ja nova / Ia tüüpi supernoova

Lähedastes kaheastmelistes süsteemides võib valge kääbus akretsiooni teel saada materjali kaaslase tähest. See võib põhjustada:

  • Klassikaline nova: Termotuumareaktsioon BN pinnal.
  • Ia tüüpi supernoova: Kui BN mass läheneb Chandrasekhari piirile (~1,4 M⊙), võib süsiniku detonatsioon BN täielikult hävitada, luues raskemaid elemente ja vabastades tohutu energia.

Seetõttu võib BN faasil olla täheparvades edasisi dramaatilisi tagajärgi, kuid isoleeritult jahutab see lihtsalt lõputult.

6. Täheldatud tõendid

6.1 Täheparvede värvi–amplituudi diagrammid

Avatud ja globulaarsed täheparvede andmed näitavad eristuvaid “punaste hiidude haru,” “horisontaalharu,” ja “valgete kääbuste jahutuse jada,” mis peegeldavad väikese massiga tähtede evolutsioonirada. Peamise jada pöörlemise vanuse ja BN kiirguse jaotuse mõõtmine kinnitab astronoomide teoreetilisi nende etappide kestusi.

6.2 Planeetaarsete udukogude uuringud

Pildiuuringud (nt Hubble'i teleskoobiga või maapõhiste teleskoopidega) paljastavad tuhandeid planeetaarseid udukogusid, millest igaühes on kuum keskne täht, mis kiiresti muutub valgeks kääbuseks. Nende morfoloogiline mitmekesisus – rõngakujulistest kuni bipolaarsete vormideni – näitab, kuidas tuule asümmeetria, pöörlemine või magnetväljad võivad kujundada väljutatud gaasi struktuure [9].

6.3 Valgete kääbuste massijaotus

Suured spektroskoopilised uuringud näitavad, et enamik BN koondub umbes 0,6 M⊙ juurde, mis vastab teoreetilistele prognoosidele keskmise massiga tähtede kohta. BN haruldus Chandrasekhari lähedal vastab ka tähtede massipiiridele, mis neid moodustavad. Üksikasjalikud BN spektraalsed jooned (nt DA või DB tüübid) annavad teavet tuuma koostise ja jahutuse vanuse kohta.

7. Järeldused ja tuleviku uuringud

Väikese massiga tähed, nagu Päike, järgivad hästi mõistetavat rada pärast vesiniku ammendumist:

  1. Punaste hiidude haru: Tuum tõmbub kokku, välimine kiht paisub, täht punastub ja heledamaks muutub.
  2. Helio põlemine (horisontaalharu / punane klaster): Tuum süütab heeliumi ja täht saavutab uue tasakaalu.
  3. Asümptootiline hiiglaste haru: Kahekordne kihiline põlemistsükkel degeneratiivse C–O tuuma ümber, mis lõpeb tugeva massikaotuse ja planeetide udukogu väljutamisega.
  4. Valge kääbus: Degeneratiivne tuum jääb kompaktsena tähe jäänukina, mis aja jooksul pidevalt jahtudes hääbub.

Jätkuv töö täiustab AGB massikaotuse mudeleid, heeliumi sähvatuste omadusi madala metallilisusega tähtedes ja keerukat planeetide udukujude struktuuri. Mitmekülgsete lainepikkuste uuringud, asteroseismoloogia ja täiustatud parallaksiandmed (nt Gaia) aitavad kinnitada teoreetilisi eluiga ja sisemisi protsesse. Samal ajal paljastavad lähedaste topelttähtede uuringud novade ja Ia tüüpi supernovade põhjused, rõhutades, et mitte kõik BN-id ei jahtu vaikselt – mõned kogevad plahvatusi.

Põhimõtteliselt kirjeldavad punased hiiglased ja valged kääbused enamiku tähtede viimaseid etappe, näidates, et vesiniku ammendumine ei ole tähe lõpp, vaid pigem dramaatiline pööre heeliumi põlemise suunas ja lõpuks õrna degeneratiivse tuuma hääbumise suunas. Kuna meie Päike liigub selle tee suunas mitme miljardi aasta jooksul, meenutab see, et need protsessid kujundavad mitte ainult üksikuid tähti, vaid ka kogu planeetide süsteeme ja laiemat galaktikate keemilist evolutsiooni.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Tähtede sisemine struktuur. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). „Tähtede evolutsioon peajärjestuses ja selle piiridest väljaspool.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). „Täheümbrised ja punaste hiiglaste massikaotus.“ Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). „Heeliumi sähvatus punaste hiiglaste tähtedes.“ Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). „Heeliumi segunemine punaste hiiglaste evolutsioonis.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). „Asümptootilise hiiglaste haru evolutsioon.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). „Valged kääbused: uuringud uuel aastatuhandel.“ Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). „Pilguheit tähe sisemusse: valgete kääbuste astrofüüsika.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). „Planetaarsete udukujude kujud ja nende kujunemine.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Naaske ajaveebi