Životní cyklus malé hvězdy

Hvězdy se skutečně rodí ze stardustu, a protože hvězdy jsou továrny, které produkují všechny těžké prvky, náš svět a všechno v něm také pochází ze stardustu.

Jeho mraky, skládající se převážně z molekul plynného vodíku, se vznášejí kolem v nepředstavitelném chladu vesmíru, dokud je gravitace nepřiměje, aby se zhroutily a vytvořily hvězdy.

Všechny hvězdy jsou stvořeny stejně, ale stejně jako lidé přicházejí v mnoha variantách. Primárním determinantem vlastností hvězdy je množství hvězdného prachu podílejícího se na jejím vzniku.

Některé hvězdy jsou velmi velké a mají krátký, velkolepý život, zatímco jiné jsou tak malé, že sotva měli dostatek hmoty na to, aby se stali hvězdou, a ty mají extrémně dlouhý život. Životní cyklus hvězdy, jak vysvětluje NASA a další kosmické úřady, je velmi závislý na hmotnosti.

Hvězdy přibližně o velikosti našeho slunce jsou považovány za malé hvězdy, ale nejsou tak malé jako červené trpaslíci, kteří mají hmotnost zhruba poloviční oproti slunci a jsou tak blízko věčnosti, jak jen může hvězda dostat.

Životní cyklus hvězdy s nízkou hmotností, jako je slunce, která je klasifikována jako hvězda hlavní sekvence typu G (nebo žlutý trpaslík), trvá asi 10 miliard let. Ačkoli se hvězdy této velikosti nestanou supernovy, končí svůj život dramatickým způsobem.

Gravitace, ta tajemná síla, která udržuje naše nohy přilepené k zemi a planety rotující na jejich oběžných drahách, je zodpovědná za vznik hvězd. V oblacích mezihvězdného plynu a prachu, které se vznášejí po vesmíru, gravitace shlukuje molekuly do malých shluků, které se vymanily z jejich mateřských mraků a staly se protostary. Někdy kolaps urychluje kosmická událost, jako je supernova.

Díky své zvýšené hmotnosti jsou protostary schopné přilákat více hvězdného prachu. Zachování hybnosti způsobí, že kolabující hmota vytvoří rotující disk a teplotu se zvyšuje z důvodu zvyšujícího se tlaku a kinetické energie uvolněné molekulami plynu přitahovanými k centrum.

Předpokládá se, že v mlhovině Orion existuje mimo jiné několik protohvězd. Velmi mladí jsou příliš rozptýlení, než aby byli viditelní, ale nakonec se stanou neprůhlednými, jakmile se spojí. Jak se to stane, akumulace hmoty zachycuje infračervené záření v jádru, což dále zvyšuje teplotu a tlak, což nakonec zabrání tomu, aby více hmoty spadlo do jádra.

Obálka hvězdy stále přitahuje hmotu a roste, dokud nenastane něco neuvěřitelného.

Je těžké uvěřit, že gravitace, což je poměrně slabá síla, by mohla vyvolat řetězec událostí, které vedou k termonukleární reakci, ale to se děje. Jak protostar pokračuje v hromadění hmoty, tlak v jádru je tak intenzivní, že vodík začíná fúzovat na hélium a protostar se stává hvězdou.

Příchod termonukleární aktivity vytváří intenzivní vítr, který pulzuje z hvězdy podél osy otáčení. Materiál cirkulující po obvodu hvězdy je tímto větrem vyvržen. Toto je fáze T-Tauri formování hvězdy, která se vyznačuje energickou povrchovou aktivitou, včetně erupcí a erupcí. Hvězda může během této fáze ztratit až 50 procent své hmoty, což u hvězdy o velikosti slunce vydrží několik milionů let.

Nakonec se materiál kolem obvodu hvězdy začne rozplývat a to, co zbylo, se spojí do planet. Sluneční vítr ustupuje a hvězda se usazuje v období stability v hlavní posloupnosti. Během tohoto období vnější síla generovaná fúzní reakcí vodíku na hélium vyskytující se v jádru vyvažuje gravitační tah směrem dovnitř a hvězda ani neztrácí, ani nezískává hmotu.

Většina hvězd na noční obloze jsou hvězdy hlavní posloupnosti, protože toto období je nejdelší zdaleka v celé délce životnosti jakékoli hvězdy. Když je v hlavní sekvenci, hvězda fúzuje vodík na hélium a pokračuje v tom, dokud nedojde její vodíkové palivo.

Fúzní reakce probíhá u hmotných hvězd rychleji než u menších hvězd, takže hmotné hvězdy hoří tepleji, s bílým nebo modrým světlem, a hoří kratší dobu. Zatímco hvězda o velikosti slunce vydrží 10 miliard let, superhmotný modrý obr může vydržet jen 20 milionů.

Obecně se u hvězd s hlavní sekvencí vyskytují dva typy termonukleárních reakcí, ale u menších hvězd, jako je například slunce, se vyskytuje pouze jeden typ: proton-protonový řetězec.

Protony jsou vodíková jádra a v jádru hvězdy cestují dostatečně rychle, aby překonali elektrostatický odpor a srazily se, aby vytvořily jádra helia-2, uvolňující proti-neutrino a pozitron v procesu. Když se další proton srazí s nově vytvořeným jádrem helia-2, fúzují na helium-3 a uvolní gama foton. Nakonec se dvě jádra helia-3 srazí a vytvoří jedno jádro helia-4 a další dva protony, které pokračují v řetězové reakci, takže celkem proton-protonová reakce spotřebuje čtyři protony.

Jeden podřetězec, který se vyskytuje v hlavní reakci, produkuje berylium-7 a lithium-7, ale jedná se o přechodové prvky, které po srážce s pozitronem kombinují a vytvoří dvě jádra helia-4. Další podřetězec produkuje berylium-8, které je nestabilní a spontánně se rozdělí na dvě jádra helia-4. Tyto dílčí procesy tvoří přibližně 15 procent celkové výroby energie.

Zlatými roky v životním cyklu lidské bytosti jsou ta, ve kterých energie začíná ubývat, a totéž platí pro hvězdu. Zlatá léta pro nízkou hmotnost hvězdy nastávají, když hvězda spotřebovala veškeré vodíkové palivo ve svém jádru, a toto období je také známé jako posmrtná posloupnost. Fúzní reakce v jádru přestane a vnější heliový plášť se zhroutí a vytvoří tepelnou energii, protože potenciální energie v hroutícím se plášti se přemění na kinetickou energii.

Dodatečné teplo způsobí, že vodík ve skořápce začne znovu fúzovat, ale tentokrát reakce produkuje více tepla, než tomu bylo, když k němu došlo pouze v jádru.

Fúze vrstvy vodíkové skořápky tlačí okraje hvězdy směrem ven a vnější atmosféra se rozpíná a ochlazuje a mění hvězdu v červeného obra. Když se to stane slunci asi za 5 miliard let, rozšíří se to o polovinu vzdálenosti od Země.

Expanze je doprovázena zvýšenými teplotami v jádru, protože se více hélia vylučuje reakcemi fúze vodíku probíhajícími v plášti. Je to tak horké, že v jádru začíná fúze helia, která produkuje berylium, uhlík a kyslík, a jakmile tato reakce (nazývaná helium flash) začne, rychle se šíří.

Po vyčerpání hélia ve skořápce nemůže jádro malé hvězdy generovat dostatek tepla k roztavení těžších prvků, které byly vytvořeny, a skořápka obklopující jádro se znovu zhroutí. Tento kolaps generuje značné množství tepla - dostatečné pro zahájení fúze helia v plášti - a to nové Reakce začíná nové období expanze, během něhož se poloměr hvězdy zvětšuje až stonásobně oproti původnímu poloměr.

Když naše slunce dosáhne této fáze, bude expandovat za oběžnou dráhu Marsu.

Jakýkoli příběh životního cyklu hvězdy pro děti by měl obsahovat vysvětlení planetárních mlhovin, protože jde o jedny z nejpozoruhodnějších jevů ve vesmíru. Termín planetární mlhovina je nesprávné pojmenování, protože nemá nic společného s planetami.

Je to fenomén odpovědný za dramatické obrazy Božího oka (mlhovina Helix) a další podobné obrazy, které se vyskytují na internetu. Planetární mlhovina zdaleka není planetární přírodou, je podpisem zániku malé hvězdy.

Když hvězda expanduje do své druhé fáze červeného obra, jádro se současně zhroutí do super horké bílé trpaslík, což je hustý zbytek, který má většinu hmoty původní hvězdy zabalenou do velikosti Země koule. Bílý trpaslík vydává ultrafialové záření, které ionizuje plyn v rozpínající se skořápce a vytváří dramatické barvy a tvary.

Planetární mlhoviny netrvají dlouho a rozptýlí se asi za 20 000 let. Bílá trpasličí hvězda, která zůstává po rozptýlení planetární mlhoviny, je však velmi dlouhá. Je to v podstatě hrudka uhlíku a kyslíku smíchaná s elektrony, které jsou zabaleny tak pevně, že se říká, že jsou zdegenerované. Podle zákonů kvantové mechaniky je nelze dále stlačovat. Hvězda je milionkrát hustší než voda.

Uvnitř bílého trpaslíka nedochází k žádným fúzním reakcím, ale zůstává horký díky své malé ploše, která omezuje množství energie, kterou vyzařuje. Nakonec se ochladí, aby se stala černou, inertní hrudkou uhlíku a degenerovanými elektrony, ale to bude trvat 10 až 100 miliard let. Vesmír není dost starý na to, aby k tomu ještě došlo.

Hvězda o velikosti slunce se stane bílým trpaslíkem, když spotřebuje své vodíkové palivo, ale ta s hmotou v jádru 1,4krát větší než slunce zažije jiný osud.

Hvězdy s touto hmotou, která se nazývá Chandrasekharova mez, se nadále hroutí, protože gravitační síla je dostatečná k překonání vnějšího odporu degenerace elektronů. Místo toho, aby se stali bílými trpaslíky, stávají se neutronovými hvězdami.

Protože hmotnostní limit Chandrasekhar platí pro jádro poté, co hvězda vyzařovala velkou část své hmoty pryč, a protože ztracená hmotnost je značné, hvězda musí mít asi osmkrát větší hmotnost než slunce, než vstoupí do fáze červeného obra, aby se z ní stala neutronová hvězda.

Červené trpasličí hvězdy jsou hvězdy s hmotností mezi polovinou až třemi čtvrtinami sluneční hmoty. Jsou nejchladnější ze všech hvězd a nehromadí tolik hélia ve svých jádrech. V důsledku toho se nerozšíří, aby se stali červenými obry, když vyčerpají své jaderné palivo. Místo toho se stahují přímo do bílých trpaslíků bez produkce planetární mlhoviny. Protože tyto hvězdy hoří tak pomalu, bude to trvat dlouho - možná až 100 miliard let - než jedna z nich podstoupí tento proces.

Hvězdy o hmotnosti menší než 0,5 sluneční hmoty jsou známé jako hnědí trpaslíci. Nejsou to vůbec hvězdy, protože když se formovaly, neměly dostatek hmoty na zahájení fúze vodíku. Kompresní síly gravitace generují dostatek energie, aby takové hvězdy mohly vyzařovat, ale je to sotva znatelné světlo na vzdáleném červeném konci spektra.

Protože neexistuje žádná spotřeba paliva, nic nebrání tomu, aby taková hvězda zůstala přesně tak, jak je, dokud vesmír vydrží. V bezprostředním sousedství sluneční soustavy by mohl být jeden nebo mnoho z nich, a protože září tak matně, nikdy bychom nevěděli, že tam jsou.