Hvězdná evoluce
Hvězdná evoluce
Hvězdná evoluce je proces, kterým se v průběhu času mění hvězda . V závislosti na hmotnosti hvězdy se její životnost může pohybovat od několika miliónů let po nejmasivnější až po biliony let pro nejméně masivní, což je výrazně déle než věk vesmíru . Tabulka ukazuje životnost hvězd jako funkci jejich hmot. Všechny hvězdy se rodí z kolabujících mraků plynu a prachu, často nazývaných mlhoviny nebo molekulární mraky . V průběhu milionů let se protostarové hvězdy usadily do stavu rovnováhy a staly se takzvanou hvězdou hlavní sekvence.
Jaderná fúze pohání hvězdu po většinu života. Energie je původně vytvářena fúzí atomů vodíku v jádru hvězdy hlavní sekvence. Později, když se převažující atomy v jádru stanou heliem , začnou hvězdy jako Slunce fúzovat vodík podél sférické skořepiny obklopující jádro. Tento proces způsobí, že se hvězda postupně zvětšuje a prochází subgiantovou fází, dokud nedosáhne červeného obrafáze. Hvězdy s alespoň polovinou hmotnosti Slunce mohou také začít vyrábět energii fúzí helia v jejich jádru, zatímco hmotnější hvězdy mohou fúzovat těžší prvky podél řady soustředných nábojů. Jakmile hvězda jako slunce vyčerpá své jaderné palivo, její jádro se zhroutí do hustého bílého trpaslíka a vnější vrstvy jsou vyloučeny jako planetární mlhovina . Hvězdy s přibližně desetkrát nebo vícekrát hmotností Slunce mohou explodovat v supernově, když se jejich inertní železná jádra zhroutí do extrémně husté neutronové hvězdy nebo černé díry .Přestože vesmír není dost starý na to, aby některý z nejmenších červených trpaslíků dosáhl konce svého života,Hvězdné modely naznačují, že se pomalu stanou jasnějšími a teplejšími, než dojde palivo z vodíku a stanou se bílými trpaslíky s nízkou hmotností.
Hvězdná evoluce není studována pozorováním života jediné hvězdy, protože k většině hvězdných změn dochází příliš pomalu, než aby byly detekovány, a to i po mnoho století. Místo toho astrofyzici pochopili, jak se hvězdy vyvíjejí pozorováním mnoha hvězd v různých bodech jejich života a simulací hvězdné struktury pomocí počítačových modelů.
Narození hvězdy
Zjednodušující zobrazení fází hvězdného vývoje Schéma hvězdného vývoje.Hlavní článek: Formace hvězd
Protostar
Hlavní článek: Protostar
Stellar evoluce začíná s gravitačním kolapsu jednoho obřího molekulárního mraku . Typické obří molekulární mraky mají průměr zhruba 100 světelných let (9,5 × 10 14 km) a obsahují až 6 000 000 slunečních hmot (1,2 × 10 37 kg ). Jak se zhroutí, obrovský molekulární mrak se rozpadne na menší a menší kousky. V každém z těchto fragmentů uvolňující se plyn uvolňuje energii gravitačního potenciálu jako teplo. Jak se jeho teplota a tlak zvyšují, fragment kondenzuje do rotující koule superhotového plynu známého jako protostar .
Protostar pokračuje v růstu narůstajícím plynem a prachem z molekulárního oblaku a stává se hvězdou před hlavní sekvencí, jakmile dosáhne své konečné hmotnosti. Další vývoj je dán jeho hmotou. Hmota se obvykle porovnává s hmotností Slunce : 1,0 M (2,0 × 10 30 kg) znamená 1 sluneční hmotu.
Protostars jsou zahrnuty v prachu, a jsou tak snáze viditelné na infračervených vlnových délkách. Pozorování z průzkumníka WISE ( Wide-Infrared Survey Explorer ) byly zvláště důležité pro odhalení řady galaktických protostarů a jejich mateřských hvězdokup .
Hnědí trpaslíci a sub-hvězdné objekty
[Upravit překlad] Hnědý trpaslík
Protostars s hmotností menší než zhruba 0,08 M (1,6 × 10 29kg) nikdy nedosáhnou dostatečně vysokých teplot, aby mohla začít jaderná fúze vodíku. Tito jsou známí jako hnědí trpaslíci . Mezinárodní astronomická unie definuje hnědý převyšuje označen jako masivní natolik, aby pojistka deuterium v určitém okamžiku v průběhu života (13 hmotností Jupiteru ( M J ), 2,5 x 10 28 kg nebo 0,0125 M ). Objekty menší než 13 M jsou klasifikováni jako trpaslíci hnědé (ale pokud obíhají kolem jiného hvězdného objektu, jsou klasifikováni jako planety). Oba typy, hoření deuteriem a ne, svítí matně a pomalu odumírají a postupně se ochlazují po stovky milionů let.
Husté hvězdné pole ve Střelci
Hlavní sekvence
Hlavní článek: Hlavní sekvence
Pro masivnější protostar dosáhne teplota jádra nakonec 10 milionů kelvinů , což zahájí řetězovou reakci proton-proton a umožní, aby se vodík mohl roztavit, nejprve do deuteria a poté na hélium . Ve hvězdách mírně nad 1 M (2,0 × 10 30 kg ) přispívá fúzní reakce uhlík-dusík-kyslík ( cyklus CNO ) velkou část výroby energie. Nástup jaderné fúze vede relativně rychle k hydrostatické rovnovázeve kterém energie uvolněná jádrem udržuje vysoký tlak plynu, vyrovnávající hmotnost hmoty hvězdy a brání dalšímu gravitačnímu kolapsu. Hvězda se tak rychle vyvíjí do stabilního stavu a začíná fázi hlavní sekvence svého vývoje.
Nová hvězda bude sedět v určitém bodě hlavní sekvence diagramu Hertzsprung - Russell , přičemž spektrální typ hlavní sekvence závisí na hmotnosti hvězdy. Malé, relativně chladné, nízkohmotné červené trpaslíci spojují vodík pomalu a zůstanou v hlavní sekvenci po stovky miliard let nebo déle, zatímco masivní, horké hvězdy typu O opouští hlavní sekvenci již po několika milionech letech. Žlutá trpaslíková hvězda střední velikosti , stejně jako Slunce, zůstane v hlavní sekvenci asi 10 miliard let. Předpokládá se, že Slunce je uprostřed své hlavní sekvence.
WRLBVYHGBSGRSGAGBRGEvoluční stopy hvězd s různými počátečními hmotami na Hertzsprungově-Russellově diagramu . Stopy začínají, jakmile se hvězda vyvinula do hlavní sekvence, a zastaví se, když se fúze zastaví (pro velké hvězdy) a na konci větev červeného obra (pro hvězdy 1 M a méně).
Žlutá stopa je ukázána pro Slunce , které se stane červeným obřím po ukončení jeho hlavní sekvence, než se rozšíří dále podél asymptotické větve obra , což bude poslední fáze, ve které Slunce prochází fúzí.
Zralé hvězdy
Nakonec jádro vyčerpá svou dodávku vodíku a hvězda se začne vyvíjet z hlavní sekvence . Bez vnějšího tlaku vytvářeného fúzí vodíku, aby se působilo proti gravitační síle, se jádro stahuje, dokud se nestane buď tlak elektronové degenerace dostatečný pro odpor proti gravitaci, nebo dokud nebude jádro dostatečně horké (kolem 100 MK) pro zahájení fúzí helia . Která z nich se stane první, závisí na hmotnosti hvězdy.
Hvězdy s nízkou hmotností
To, co se stane poté, co hvězda s nízkou hmotností přestane vyrábět energii fúzí, nebylo přímo pozorováno; vesmír se pohybuje kolem 13,8 miliardy let, což je méně času (o několik řádů, v některých případech), než je zapotřebí pro fúzi, aby přestala v takových hvězd.
Nedávné astrofyzikální modely naznačují, že červení trpaslíci 0,1 M mohou zůstat v hlavní sekvenci po dobu přibližně šesti až dvanácti bilionů let, postupně zvyšovat jak teplotu, tak i jas , a trvat několik stovek miliard více, než se pomalu rozpadnou na bílého trpaslíka . Takové hvězdy se nestanou červenými obry, protože celá hvězda je konvekční zóna a nevyvíjí degenerované jádro hélia s vodíkem, který spaluje skořápku. Místo toho bude vodíková fúze pokračovat, dokud téměř celou hvězdou nebude hélium.
Vnitřní struktury hvězd hlavní sekvence , konvekční zóny se šipkami a radiační zóny s červenými záblesky. Vlevo červený trpaslík s nízkou hmotností , uprostřed středního žlutého trpaslíka a vpravo masivní modrobílá hvězda s hlavní sekvencí.
Mírně hmotnější hvězdy expandují do červených obrů , ale jejich jádra hélia nejsou dostatečně masivní, aby dosáhly teplot požadovaných pro fúzi helia, takže nikdy nedosáhnou špičky větve červeného obra. Když spalování vodíkových skořápek skončí, tyto hvězdy se pohybují přímo z větve červeného obra jako hvězda post -asymptotického obra (AGB), ale při nižší svítivosti se stanou bílým trpaslíkem. Hvězda s počáteční hmotností asi 0,6 M bude schopna dosáhnout dostatečně vysokých teplot, aby fúzovala helium, a tyto "středně velké" hvězdy pokračují do dalších fází vývoje za větev červeného obra.
Hvězdy střední velikosti
Evoluční stopa sluneční hmoty, sluneční metalurgie, hvězda od hlavní sekvence po post-AGB
Hvězdy zhruba 0,6-10 M se stávají červenými obry , což jsou velké hvězdy jiné než hlavní třídy hvězdné klasifikace K nebo M. Červené obry leží díky své červené barvě a velké svítivosti podél pravého okraje diagramu Hertzsprung - Russell. Příklady zahrnují Aldebaran v souhvězdí Taurus a Arcturus v souhvězdí Boötes.
Hvězdy střední velikosti jsou červení obři během dvou různých fází jejich post-main-sekvenčního vývoje: červené obří větevní hvězdy, s inertními jádry vyrobenými z heliem a vodíkových spalin, a asymptotické obří větevní hvězdy, s inertními jádry vyrobené z uhlíkových a heliových hořáků uvnitř vodíkových hořáků. Mezi těmito dvěma fázemi hvězdy tráví období na horizontální větvi jádrem spojujícím helium. Mnoho z těchto helium-fúzujících hvězd se shlukuje směrem k chladnému konci horizontální větve jako obři typu K a jsou označováni jako obři červeného shluku .
Subgiant fáze
Hlavní článek: Subgiant
Když hvězda vyčerpá vodík ve svém jádru, opouští hlavní sekvenci a začíná fúzovat vodík ve skořápce mimo jádro. Jádro zvyšuje hmotnost, protože skořápka produkuje více helia. V závislosti na hmotnosti jádra helia to trvá několik milionů až jedna nebo dvě miliardy let, přičemž hvězda se rozšiřuje a ochlazuje při podobné nebo mírně nižší svítivosti jako v hlavním sledu. Nakonec se buď jádro zvrhne, ve hvězdách kolem hmoty Slunce, nebo vnější vrstvy dostatečně vychladnou, aby se staly neprůhlednými, ve hmotnějších hvězdách. Každá z těchto změn způsobí zvýšení teploty vodíkové skořepiny a zvýšení jasu hvězdy, kdy se hvězda rozprostírá na větev červeného obra.
Fáze červeného obra
Hlavní článek: Červený obří větev
Rozpínající se vnější vrstvy hvězdy jsou konvektivní , přičemž materiál je míchán turbulencí z blízkosti tavných oblastí až po povrch hvězdy. U všech hvězd kromě hmotností s nejnižší hmotností zůstal roztavený materiál před tímto bodem hluboko ve hvězdném vnitřku, takže konvekční obálka zviditelňuje fúzní produkty poprvé na povrchu hvězdy. V této fázi evoluce jsou výsledky jemné, s největšími účinky, změny izotopů vodíku a helia jsou nepozorovatelné. Účinky cyklu CNO se objevují na povrchu během prvního bagrování , s nižšími 12 C / 13Poměry C a změněné podíly uhlíku a dusíku. Ty jsou detekovatelné spektroskopií a byly měřeny pro mnoho vyvinutých hvězd.
Jádro hélia stále roste na větev červeného obra. To již není v tepelné rovnováze, ať už degeneruje nebo nad Schoenberg-Chandrasekharův limit , takže se zvyšuje teplota, což způsobuje zvýšení rychlosti fúze ve vodíkovém obalu. Hvězda zvyšuje svítivost směrem ke špičce větev červeného obra . Červené obří větve hvězd s degenerovaným heliovým jádrem dosáhnou vrcholu s velmi podobnými jádrovými hmotami a velmi podobnými svítivostmi, ačkoli masivnější z červených gigantů je dostatečně horký, aby zapálili fúzi helia před tímto bodem.
Horizontální větev
Hlavní články: Horizontální větev a Červený shluk
V jádrech helia hvězd v rozsahu 0,6 až 2,0 solární hmoty, které jsou do značné míry podporovány elektronovým degeneračním tlakem , se splynutí helia zapálí v časovém měřítku dní v heliovém blesku . V nedegenerovaných jádrech hmotnějších hvězd dochází k zapálení fúze helia relativně pomalu bez záblesku. Jaderné elektrárny uvolňuje v helia blesku je velmi velký, v řádu 10 8 -násobku svítivosti Slunce po dobu několika dnů a 10 11 násobku svítivosti Slunce (zhruba jasovou složku Milky Way Galaxy ) na několik sekund. Energie je však spotřebována tepelnou roztažností původně degenerovaného jádra, a proto ji nelze vidět z vnějšku hvězdy. V důsledku expanze jádra dochází k zpomalení vodíkové fúze v překrývajících vrstvách a ke snižování celkové energie. Hvězda se smršťuje, i když ne až k hlavnímu sledu, a migruje k horizontální větvi na diagramu Hertzsprung - Russell, postupně se zmenšuje v poloměru a zvyšuje povrchovou teplotu.
Jádrové bleskové hvězdy jádra se vyvíjejí na červený konec horizontální větve, ale nemigrují na vyšší teploty, než získají degenerované jádro uhlík-kyslík a začnou hořet skořápku helia. Tyto hvězdy jsou často pozorovány jako červený shluk hvězd v barevně-velikostním diagramu shluku, teplejšího a méně světelného než červené obry. Hvězdy o vyšší hmotnosti s většími jádry helia se pohybují podél horizontální větve k vyšším teplotám, z nichž některé se stávají nestabilními pulzujícími hvězdami ve žlutém pruhu nestability ( proměnné RR Lyrae)), zatímco některé se ještě více zahřejí a mohou tvořit modrý ocas nebo modrý hák k horizontální větvi. Morfologie horizontální větve závisí na parametrech, jako je metalita, věk a obsah helia, ale přesné detaily jsou stále modelovány.
Asymptotic-giant-branch phase
Hlavní článek: Asymptotická obří větev
Poté, co hvězda spotřebuje hélium v jádru, pokračuje vodík a fúze ve skořápkách kolem horkého jádra uhlíku a kyslíku . Hvězda sleduje asymptotickou obří větev na Hertzsprungově-Russellově diagramu, rovnoběžnou s původním vývojem červeného obra, ale s ještě rychlejší tvorbou energie (která trvá kratší dobu). Ačkoli je hélium spáleno ve skořápce, většina energie je produkována spalováním vodíku ve skořápce dále od jádra hvězdy. Hélium z těchto vodíkových pouzder klesá směrem ke středu hvězdy a periodicky se dramaticky zvyšuje výkon energie z náboje. Toto je známé jako tepelný pulsa vyskytují se na konci fáze asymptotické obří větve, někdy dokonce do fáze post-asymptotické obří větve. V závislosti na hmotnosti a složení může existovat několik až stovek tepelných pulzů.
Existuje fáze na výstupu z asymptotické-obří větve, kde se vytváří hluboká konvekční zóna a může přinést uhlík z jádra na povrch. Toto je známé jako druhé bagrování nahoru a u některých hvězd může být dokonce třetí bagrování nahoru. Tímto způsobem se vytvoří uhlíková hvězda , velmi chladné a silně zčervenalé hvězdy, které ve svých spektrech vykazují silné uhlíkové linie. Proces známý jako spalování s horkým dnem může přeměnit uhlík na kyslík a dusík před tím, než může být vytěžen na povrch, a interakce mezi těmito procesy určuje pozorované svítivosti a spektra uhlíkových hvězd v konkrétních shlucích.
Další známou třídou hvězd asymptotických obřích větví jsou proměnné Mira , které pulzují s dobře definovanými periodami desítek až stovek dní a velkými amplitudami až do asi 10 magnitud (ve vizuálním vyjádření se celková jasnost mění o mnohem menší množství) ). U hmotnějších hvězd se hvězdy stávají světelnějšími a doba pulzace je delší, což vede ke zvýšené ztrátě hmoty a hvězdy se při vizuálních vlnových délkách silně zakrývají. Tyto hvězdy lze pozorovat jako OH / IR hvězdy , pulzující v infračervené oblasti a vykazující OH maserskou aktivitu. Na rozdíl od uhlíkových hvězd jsou tyto hvězdy zřetelně bohaté na kyslík, ale obě musí být produkovány bagrováním.
Post-AGB
Hlavní článek: Post-AGB V Mlhovina Kočičí oko , je planetární mlhovina tvořená smrtí hvězdy s přibližně stejnou hmotnost jako Slunce
Tyto hvězdy středního dosahu nakonec dosáhnou vrcholu asymptotické obří větve a dojde palivo pro spálení skořápky. Nejsou dostatečně masivní na to, aby zahájili úplnou fúzi uhlíku, takže se znovu stahují, procházejí obdobím post-asymptotického obří větev, aby vytvořili planetární mlhovinu s extrémně horkou centrální hvězdou. Centrální hvězda se potom ochladí na bílého trpaslíka. Vytlačený plyn je relativně bohatý na těžké prvky vytvořené uvnitř hvězdy a může být v závislosti na typu hvězdy obohacen o kyslík nebo uhlík . Plyn se hromadí v rozpínající se skořápce zvané kruhovitý obal a ochlazuje se při pohybu pryč od hvězdy, což umožňuje částice prachua molekuly se tvoří. Díky vysokému příkonu infračervené energie od centrální hvězdy se v těchto obvodových obálkách vytvářejí ideální podmínky pro masérské buzení.
Je možné, že tepelné impulsy budou produkovány, jakmile se začne vývoj post-asymptotických obřích větví, čímž vznikne celá řada neobvyklých a špatně chápaných hvězd známých jako znovu narozené hvězdy asymptotických obřích větví. Tito mohou vyústit v extrémní horizontální-větve hvězdy ( subwarf B hvězdy ), vodík post-asymptotické-obří-větve hvězdy, variabilní planetární mlhovina centrální hvězdy, a R Coronae Borealis proměnné .
Masivní hvězdy
Hlavní článek: Supergiant Rekonstruovaný obraz Antares , červeného supergiant
U hmotných hvězd je jádro již na začátku hydrogenuhličitanového pouzdra dostatečně velké, že k zapálení helia dojde dříve, než bude mít elektronový degenerační tlak šanci převládat. Když se tedy tyto hvězdy rozšiřují a chladnou, nezjasní se tak dramaticky jako hvězdy s nižší hmotností; nicméně, oni byli více zářivý v hlavní sekvenci a oni se vyvinuli k vysoce zářivý supergiants. Jejich jádra jsou natolik masivní, že se nemohou opřít o elektronovou degeneraci a nakonec se zhroutí a vytvoří neutronovou hvězdu nebo černou díru .
Supergiant evolution
Extrémně masivní hvězdy (více než přibližně 40 M ), které jsou velmi světelné a mají tedy velmi rychlé hvězdné větry, ztrácejí hmotu tak rychle kvůli radiačnímu tlaku, že mají tendenci se svléknout ze svých vlastních obálek, než se mohou rozšířit a stát se červenými supergianty, a tak si zachovávají extrémně vysoké povrchové teploty (a modro-bílou barvu) od doby jejich hlavní sekvence. Největší hvězdy současné generace jsou asi 100-150 M protože vnější vrstvy by byly vyloučeny extrémním zářením. Ačkoli hvězdy s nižší hmotností normálně nespalují své vnější vrstvy tak rychle, mohou se také vyhnout tomu, aby se staly červenými obry nebo červenými supergianty, pokud jsou v binárních systémech dostatečně blízko, aby doprovodná hvězda odtrhla obálku, jak se rozpíná, nebo pokud rotují dostatečně rychle, takže konvekce se rozprostírá od jádra k povrchu, což vede k nepřítomnosti samostatného jádra a obalu v důsledku důkladného promíchání.
Jádro masivní hvězdy, definované jako oblast zbavená vodíku, roste teplejší a hustší, protože narůstá materiál z fúze vodíku mimo jádro. V dostatečně hmotných hvězdách dosahuje jádro dostatečně vysoké teploty a hustoty, aby prostřednictvím procesu alfa fúzovalo uhlík a těžší prvky . Na konci fúze helia sestává jádro hvězdy primárně z uhlíku a kyslíku. U hvězd těžších než asi 8 M uhlík zapálí a roztaví za vzniku neonů, sodíku a hořčíku. Hvězdy poněkud méně masivní mohou částečně zapálit uhlík, ale nejsou schopny plně roztavit uhlík dříve, než se spustí elektronová degenerace , a tyto hvězdy nakonec zanechají bílého trpaslíka s kyslíkem, neonem a hořčíkem.
Přesný hmotnostní limit pro úplné spalování uhlíku závisí na několika faktorech, jako je a podrobná hmotnost ztracená na asymptotickém obří větvi , ale je přibližně 8-9 M . Po dokončení spalování uhlíku dosáhne jádro těchto hvězd přibližně 2,5 M a je dostatečně horké, aby se těžší prvky mohly roztavit. Než se kyslík začne tavit , neon začne zachytávat elektrony, které spouští neon . Pro řadu hvězd přibližně 8 - 12 M je tento proces nestabilní a vytváří roztavenou fúzi vedoucí k supernově elektronového záchytu.
Cibulové vrstvy masivní, vyvinuté hvězdy těsně před kolapsem jádra (nikoli v měřítku)
U hmotnějších hvězd probíhá fúze neonů bez úniku deflagrace. Poté následuje úplné spalování kyslíku a křemíku , čímž se vytvoří jádro skládající se převážně z prvků s vrcholem železa . Okolo jádra jsou skořápky lehčích prvků, které stále podléhají fúzi. Časový plán pro úplné sloučení uhlíkového jádra s železným jádrem je tak krátký, jen několik set let, že vnější vrstvy hvězdy nejsou schopné reagovat a vzhled hvězdy je do značné míry nezměněn. Železné jádro roste, dokud nedosáhne účinné hmotnosti Chandrasekharu , vyšší než formální hmota Chandrasekharukvůli různým opravám relativistických efektů, entropie, náboje a okolní obálky. Účinná hmota Chandrasekharu pro železné jádro se pohybuje od přibližně 1,34 M v nejméně masivních červených supergiantech do více než 1,8 M nebo více v hmotnějších hvězdách. Jakmile je tato hmota dosažena, elektrony se začnou zachytávat do jader jádra železa a jádro se nemůže samo o sobě podporovat. Jádro se zhroutí a hvězda je zničena, buď v supernově, nebo v přímém zhroucení do černé díry .
Supernova
Hlavní článek: Supernova Krabí mlhovina , rozbité zbytky hvězdy, která explodovala jako supernova viditelné v 1054
Když se jádro masivních hvězd zhroutí, vytvoří neutronovou hvězdu , nebo v případě jader, která překračují Tolman-Oppenheimer-Volkoffovu hranici , černou díru . Procesem, který není zcela pochopen, se část energie gravitačního potenciálu uvolněná tímto kolapsem jádra přemění na supernovu typu Ib, typu Ic nebo typu II . Je známo, že kolaps jádra způsobuje masivní nárůst neutrin , jak bylo pozorováno u supernovy SN 1987A . Extrémně energetický neutrinos fragment některých jader; část jejich energie je spotřebována při uvolňování nukleonů , včetně neutronůa část jejich energie se přeměňuje na teplo a kinetickou energii , čímž se zvyšuje rázová vlna, která se začala odrazem části inflačního materiálu ze zhroucení jádra. Elektronové zachycení ve velmi hustých částech nafouknuté hmoty může produkovat další neutrony. Protože část vznášející se hmoty je bombardována neutrony, některá její jádra je zachytí a vytvoří spektrum těžšího než železného materiálu včetně radioaktivních prvků až do (a pravděpodobně za) uranu . Ačkoli nevybuchující červení obři mohou produkovat značné množství prvků těžších než železo pomocí neutronů uvolněných při vedlejších reakcích dřívějších jaderných reakcí , hojnost prvků těžších nežželezo (a zejména určité izotopy prvků, které mají více stabilních nebo dlouho žijících izotopů) produkované v takových reakcích, se zcela liší od železa produkovaného v supernově. Ani hojnost se neshoduje s tím, co se nachází ve Sluneční soustavě , takže k vysvětlení pozorovaného hojnosti těžkých prvků a jejich izotopů je třeba jak supernov, tak vyhazování prvků z červených obrů.
Energie přenášená z kolapsu jádra na odskakující materiál nejen vytváří těžké prvky, ale zajišťuje jejich zrychlení daleko za únikovou rychlostí , což způsobuje supernovu typu Ib, Typ Ic nebo Typ II. Současné chápání tohoto přenosu energie stále není uspokojivé; ačkoliv současné počítačové modely supernovy typu Ib, typu Ic a typu II představují část přenosu energie, nejsou schopny odpovídat za dostatečný přenos energie k vyvolání pozorovaného vytlačení materiálu. Avšak oscilace neutrin mohou hrát důležitou roli v problému přenosu energie, protože neovlivňují pouze energii dostupnou v určité příchuti neutrin, ale také prostřednictvím jiných obecných relativistických účinků na neutrina.
Některé důkazy získané analýzou hmotových a orbitálních parametrů binárních neutronových hvězd (které vyžadují dvě takové supernovy) naznačují, že kolaps jádra kyslík-neon-hořčík může produkovat supernovu, která se pozorovatelně liší (jinými způsoby než velikostí) od supernova způsobená kolapsem železného jádra.
Nejhmotnější hvězdy, které dnes existují, mohou být zcela zničeny supernovovou energií, která výrazně převyšuje její gravitační vazebnou energii . Tato vzácná událost způsobená nestabilitou párů nezanechává zbytky černé díry. V minulé historii vesmíru byly některé hvězdy ještě větší než největší, které dnes existují, a díky fotodisintegraci by se na konci svého života okamžitě zhroutily do černé díry.
Hvězdný vývoj hvězd s nízkou hmotností (levý cyklus) a vysokou hmotností (pravý cyklus) s příklady kurzívou
Hvězdné zbytky
Poté, co hvězda vypálila přívod paliva, její zbytky mohou mít jednu ze tří forem, v závislosti na hmotnosti během jeho životnosti.
Bílé a černé trpaslíci
Hlavní články: Bílý trpaslík a černý trpaslík
U hvězdy 1 M je výsledný bílý trpaslík asi 0,6 M stlačený do přibližně objemu Země. Bílí trpaslíci jsou stabilní, protože vnitřní tah gravitace je vyvážen tlakem degenerace elektronů hvězdy, což je důsledek Pauliho vylučovacího principu . Elektronický degenerační tlak poskytuje poněkud měkký limit proti další kompresi; proto pro dané chemické složení mají bílí trpaslíci s vyšší hmotností menší objem. Bez paliva, které by spálilo, hvězda vyzařuje své zbývající teplo do vesmíru po miliardy let.
Bílý trpaslík je velmi horký, když se poprvé tvoří, na povrchu je více než 100 000 K a uvnitř je ještě teplejší. Je tak horké, že se během prvních 10 milionů let jeho existence ztratí mnoho energie ve formě neutrin, ale většinu své energie ztratí po miliardě let.
Chemické složení bílého trpaslíka závisí na jeho hmotnosti. Hvězda několika solárních hmot zapálí uhlíkovou fúzi a vytvoří hořčík, neon a menší množství dalších prvků, což povede k vytvoření bílého trpaslíka složeného hlavně z kyslíku, neonu a hořčíku, za předpokladu, že může ztratit dostatek hmoty, aby se dostal pod Chandrasekharův limit (viz níže), a za předpokladu, že zapálení uhlíku není tak násilné, aby vyhodilo hvězdu v supernovu. Hvězda hmoty řádově velikosti Slunce nebude schopna podnítit fúzi uhlíku a vytvoří bílého trpaslíka složeného převážně z uhlíku a kyslíku a hmoty příliš nízké na to, aby se zhroutilo, pokud k němu nebude hmota přidána později (viz níže) ). Hvězda s méně než asi polovinou hmotnosti Slunce nebude schopna zapálit fúzi helia (jak bylo uvedeno výše) a vytvoří bílý trpaslík složený převážně z helia.
Nakonec zbývá jen chladná temná mše, někdy nazývaná černý trpaslík . Vesmír však není dost starý na to, aby ještě existovali černí trpaslíci.
Pokud se hmotnost bílého trpaslíka zvýší nad hranici Chandrasekhar , která je 1,4 M pro bílého trpaslíka složeného hlavně z uhlíku, kyslíku, neonu a / nebo hořčíku, pak elektronový degenerační tlak selže v důsledku zachycení elektronů a hvězda se zhroutí. V závislosti na chemickém složení a teplotě před zhroucením ve středu to povede buď ke zhroucení na neutronovou hvězdu, nebo ke vzplanutí uhlíku a kyslíku. Těžší prvky upřednostňují pokračující kolaps jádra, protože vyžadují vznícení vyšší teploty, protože zachycení elektronů na těchto prvcích a jejich fúzních produktech je snazší; vyšší teploty jádra podporují utečenou jadernou reakci, která zastavuje kolaps jádra a vede k aTyp Ia supernova . Tito supernovy mohou být mnohonásobně jasnější než supernovy typu II, které označují smrt obrovské hvězdy, i když má vyšší celkové uvolnění energie. Tato nestabilita se zhroutí znamená, že nemůže existovat žádný bílý trpaslík masivnější než přibližně 1,4 M (s možnou menší výjimkou pro velmi rychle se točící bílé trpaslíky, jejichž odstředivá síla způsobená rotací částečně působí proti hmotnosti jejich hmoty). Přenos hmoty v binárním systému může způsobit, že původně stabilní bílý trpaslík překoná hranici Chandrasekhar.
Pokud bílý trpaslík vytvoří blízký binární systém s jinou hvězdou, vodík z většího společníka se může hromadit kolem a na bílém trpaslíku, dokud nebude dostatečně horký, aby se na jeho povrchu roztavil, ačkoli bílý trpaslík zůstává pod hranicí Chandrasekhar . Takový výbuch se nazývá nova .
Neutronové hvězdy
Hlavní článek: Neutronová hvězda Bublinová rázová vlna se stále rozšiřuje z exploze supernovy před 15 000 lety.
Obvykle jsou atomy většinou elektronové mraky podle objemu, s velmi kompaktními jádry ve středu (úměrně, pokud by atomy byly velikostí fotbalového stadionu, jejich jádra by byla velikost roztočů). Když se hvězdné jádro zhroutí, tlak způsobí, že se elektrony a protony fúzují zachycením elektronů . Bez elektronů, které udržují jádra od sebe, se neutrony zhroutí do husté koule (v některých ohledech jako obří atomové jádro), s tenkou překrývající vrstvou degenerované hmoty (hlavně železa, pokud se později nepřidá hmota jiného složení). Neutrony odolávají další kompresi podle Pauliho principu vyloučení, podobně jako tlak elektronové degenerace, ale silnější.
Tyto hvězdy, známé jako neutronové hvězdy, jsou extrémně malé - v řádu 10 km, ne větší než velikost velkého města - a jsou fenomenálně husté. Jejich doba rotace se dramaticky zkracuje, jak se hvězdy zmenšují (kvůli zachování momentu hybnosti ); pozorované rotační periody neutronových hvězd se pohybují od přibližně 1,5 milisekundy (přes 600 otáček za sekundu) do několika sekund. Když jsou magnetické póly těchto rychle se otáčejících hvězd vyrovnány se Zemí, detekujeme každou revoluci puls záření. Takové neutronové hvězdy se nazývají pulsarya byly prvními neutronovými hvězdami, které byly objeveny. Ačkoli elektromagnetické záření detekované z pulsarů je nejčastěji ve formě rádiových vln, pulsary byly detekovány také na vlnových délkách viditelných, rentgenových a gama.
Černé díry
Hlavní článek: Černá díra
Pokud je hmotnost hvězdného zbytku dostatečně vysoká, bude tlak neutronové degenerace nedostatečný, aby zabránil kolapsu pod Schwarzschildovým poloměrem . Hvězdný zbytek se tak stává černou dírou. Hmotnost, při které k tomu dojde, není s jistotou známa, ale v současnosti se odhaduje na 2 až 3 M.
Černé díry předpovídá teorie obecné relativity . Podle klasické obecné relativity nemůže z vnitřku černé díry k vnějšímu pozorovateli proudit žádná hmota ani informace, i když kvantové efekty mohou umožnit odchylky od tohoto přísného pravidla. Existence černých děr ve vesmíru je dobře podložena, teoreticky i astronomickým pozorováním.
Protože mechanismus zhroucení jádra supernovy je v současnosti jen částečně pochopen, není dosud známo, zda je možné, aby se hvězda zhroutila přímo do černé díry, aniž by vytvořila viditelnou supernovu, nebo zda někteří supernovy zpočátku tvoří nestabilní. neutronové hvězdy, které se pak zhroutí do černých děr; přesný vztah mezi počáteční hmotností hvězdy a konečným zbytkem také není zcela jistý. Řešení těchto nejistot vyžaduje analýzu více zbytků supernov a supernov.
Modely
Hvězdný evoluční model je matematický model, který lze použít k výpočtu evolučních fází hvězdy od jejího vzniku až do okamžiku, kdy se stane zbytkem. Jako vstupy se používají hmotnostní a chemické složení hvězdy a jediná omezení jsou jas a povrchová teplota. Modelové vzorce jsou založeny na fyzikálním porozumění hvězdy, obvykle za předpokladu hydrostatické rovnováhy. Poté se provádějí rozsáhlé počítačové výpočty, aby se určil měnící se stav hvězdy v průběhu času, čímž se získá tabulka dat, která lze použít ke stanovení evoluční stopy hvězdy přes diagram Hertzsprung-Russell , spolu s dalšími vyvíjejícími se vlastnostmi. Přesné modely lze použít k odhadu současného věku hvězdy porovnáním jejích fyzikálních vlastností s vlastnostmi hvězd podél odpovídající evoluční stopy.