Ewolucja gwiazd: od wodoru do pozostałości

Potrzebne wiadomości: Grawitacja, energia jądrowa i ciśnienie.

Gwiazda nie żyje tylko tak długo, jak długo ma „dużo paliwa”

Gwiazda oddaje energię przez powierzchnię. W stabilnym etapie jej wnętrze dostarcza energii, a gradient ciśnienia przeciwdziała grawitacyjnemu ściskaniu. Równowaga sił nie oznacza bezruchu każdej cząstki: materia jest gorąca, może krążyć, a energia jest transportowana ku powierzchni. Wielkość i temperatura gwiazdy wynikają ze wzajemnie powiązanych procesów.

Na ciągu głównym głównym źródłem energii jest przemiana wodoru w hel w jądrze. Nie potrzeba do niej tlenu jak przy spalaniu chemicznym. Energia pochodzi z różnicy energii spoczynkowych stanów przed i po przemianach. Nie cała masa gwiazdy jest jednak od razu dostępna jako paliwo jądra i nie cała masa przetwarzanego materiału zamienia się w wypromieniowaną energię.

Zapas podzielony przez tempo zużycia

Gdyby dostępna energia E i moc promieniowania L były opisane stałymi wartościami, czas pracy wynosiłby t = E/L. To oszacowanie bilansowe, nie pełne równanie ewolucji. W rzeczywistej gwieździe L, skład i dostępność paliwa zmieniają się z czasem.

Rozważmy dwa modele. A ma zapas 6·10⁴³ J i oddaje energię mocą 3·10²⁶ W. Czas wynosi 2·10¹⁷ s, czyli około 6,34 miliarda lat przy roku równym 3,156·10⁷ s. B ma trzy razy większy zapas, lecz sześćdziesiąt razy większą moc. Jego czas jest równy 3/60 = 1/20 czasu A: około 0,317 miliarda lat. Więcej paliwa nie gwarantuje dłuższego działania.

Ten kontrast wyjaśnia, dlaczego bardzo jasna, masywna gwiazda może przechodzić ewolucję szybciej niż mniej masywna. Nie należy jednak przypisywać konkretnym gwiazdom powyższych czasów bez modelu ich wnętrza. „Gwiazda ma większą masę” nie jest wystarczającym pomiarem jej wieku.

Po wyczerpaniu wodoru jądro i otoczka nie muszą robić tego samego

Zmniejszenie dopływu energii z danego procesu zmienia równowagę. Jądro może się kurczyć i ogrzewać, podczas gdy zewnętrzne warstwy rozszerzają się i mają niższą temperaturę powierzchni. Nie ma sprzeczności między rosnącym promieniem gwiazdy a kurczeniem się jej centralnej części.

Gwiazda podobna do Słońca przechodzi etapy olbrzyma i odrzuca zewnętrzne warstwy, pozostawiając białego karła. Taki obiekt nie jest zwykłą gwiazdą ciągu głównego z syntezą wodoru w centrum. Oddaje zgromadzoną energię i stygnie, a jego strukturę podtrzymuje między innymi ciśnienie zdegenerowanych elektronów. Biały karzeł nie musi powstać w supernowej.

Zapadnięcie jądra i różne pozostałości

W dostatecznie masywnych gwiazdach zachodzą kolejne etapy przemian jądrowych. Zapadnięciu jądra może towarzyszyć supernowa, po której pozostaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Nie jest to jednak jedna niezawodna tabelka z masą początkową jako jedyną daną. Utrata materii, skład i oddziaływania w układzie podwójnym zmieniają drogę ewolucji; istnieją także inne mechanizmy supernowych.

Horyzont czarnej dziury ogranicza obszar, zza którego światło nie może dotrzeć do odległego obserwatora. Nie oznacza dowolnie silnego przyciągania z każdej odległości. W modelu sferycznego centrum i odległej orbity przyspieszenie Newtonowskie wynosi GM/r². Zastąpienie centrum obiektem o tej samej masie, bez wyrzutu materii i impulsu, nie zmieni tej wartości tylko dlatego, że nowy obiekt ma mniejszy promień.

Rzeczywiste zapadnięcie może naruszyć te założenia. Rozdzielenie modelu od wydarzenia pozwala odpowiedzieć precyzyjnie: zwarta pozostałość ma silne efekty blisko siebie, ale odległy satelita nie musi automatycznie „wpaść”.

Zadania do tego tematu

• Dlaczego zapas paliwa nie wyznacza sam czasu życia?
• Biały karzeł nie jest małą gwiazdą neutronową
• Odległa orbita wokół tej samej masy

Dalsza lektura

Materiał referencyjny