Vznik bílého trpaslíka

Vývoj hvězdy po spálení vodíku

Poté, co se hvězdné jádro přemění na helium, fúze vodíku pokračuje už jen v jeho obalu. Tím heliové jádro neustále narůstá a je vlastní gravitací stlačováno do středu hvězdy. To vede k zahřívání centrální oblasti až do doby, kdy se teplota stane dostatečnou k zažehnutí další termonukleární reakce. Tři atomy helia se začnou slučovat a jejich výsledným produktem bude uhlík (tzv. 3 alfa proces). Hvězda má tedy dva zdroje energie. Heliovou fúzi ve svém středu a vodíkovou fúzi v obalu, která probíhá v slupkové (cibulové) struktuře. Vodíková fúze však stále pokrývá největší spotřebu energie hvězdy.

Schéma 3-alfa procesu
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Slupková (cibulová) struktura

Schematická struktura hvězdy s vodíkovým a heliovým slupkovým zdrojem energie. Kolmé šipky ukazují expanzi a kontrakci daných oblastí způsobené gravitačním smršťování a zahříváním

Další vývoj vede ke stavu, jež může být s trochou představivosti pojmenován jako cibulová struktura – slupkový zdroj. Jádro se vlivem své vlastní gravitace neustále smršťuje, po zahřátí opět roztahuje a v obalu hvězdy hoří poměrně stabilní vodíková reakce.

Proměnné chování hvězdy (jak je také popsáno na obrázku) můžeme charakterizovat lépe, budeme-li mluvit v termínech známých jako zrcadlový princip nebo též princip hoření ve slupkách. Tento princip spočívá v tom, že smršťování a rozpínání probíhající v jádru způsobuje rozpínání a smršťování v obalu. Představíme-li si pak celou hvězdu jako cibuli rozčleněnou do jednotlivých slupek, pak zrcadlový zákon platí pro každou slupku. Smršťování a rozpínání jedné slupky způsobuje smršťování a rozpínání slupky sousední.

Po stabilizaci vodíkové fúze v obalu nastává ve vývoji hvězdy další etapa a tou je její rozpínání. I v této fázi je hvězda zářivým zdrojem a zářivý výkon je s efektivní teplotou spjat teoretickými vzorci. S postupující expanzí však efektivní teplota klesá a hvězda se více blíží popisu rudých obrů. Kdybychom chtěli dále zkoumat, co se bude s hvězdou dít, museli bychom vzít v úvahu její počáteční hmotnost. Ta totiž hraje ve hvězdném vývoji jednu z nejdůležitějších rolí.

Hvězda ve fázi rudého obra začíná prudce zvětšovat svůj objem
(zdroj obrázku: content.answers.com)

Vývoj hvězd se střední hmotností

Hvězdami se střední hmotností máme na mysli hvězdy s počáteční hmotností v rozmezí od dvou do deseti hmotností Slunce. Předchozí obecný popis platí u všech hvězd až do doby zapálení heliové reakce, další vývoj se už liší. Po jejím zapálení totiž jádro expanduje vlivem nového zdroje tepelného záření, což vede ke stabilizaci teploty, jelikož přeměna helia probíhá za prakticky neměnných podmínek. Podle zrcadlového principu platí, že rozpíná-li se jádro, obal se smršťuje a efektivní teplota vzrůstá. Pro zářivý výkon hvězdy v této fázi vývoje platí obecné vztahy, je však nutno dodat, že 70 % zářivého výkonu produkuje vodíková fúze. Postupným hořením uvnitř jádra se jeho objem opět zmenšuje, obálka se rozpíná a efektivní teplota klesá.

To trvá až do doby, kdy je veškeré helium v centru hvězdy vyčerpáno. Jádro je nyní z majoritní části složeno vyprodukovaným uhlíkem ¹²C, kyslíkem ¹⁶O (kyslík je též produktem heliové fúze) a těžšími prvky. Těsný obal jádra je pak po vyhoření vodíku tvořen heliem. Ve vzdálenějších slupkách hvězdy vodík stále „hoří“. Na obrázku s naznačenou slupkovou strukturou vidíme, jak taková situace zhruba vypadá. Nasnadě je opětovná aplikace zrcadlového zákona na ony dvě šedě zvýrazněné slupky. Mnozí by očekávali, že následkem scvrknutí střední slupky bude krajní slupka expandovat. Ve skutečnosti však scvrknutí střední slupky vede ke snížení efektivní teploty v krajních slupkách, což způsobí uhašení probíhající vodíkové fúze.

Produkce energie je od této chvíle zcela závislá na přeměně helia v heliové slupce. Následné prudké zmenšení objemu jádra urychlí expanzi obalových částí a hvězda se jasně rozzáří. Během dalšího vývoje se opět rozběhne „pohasnutá“ vodíková reakce a ta převezme dominantní úlohu v produkci energie. V obalu se začínají vyskytovat místa s výraznou teplotní fluktuací, která pak hrají důležitou roli při tvorbě prvků těžších než železo. Zde se uplatňuje zejména proces zachytávání neutronů. Výsledné těžké prvky mohou být „vyplavovány“ na povrch, kde je pak můžeme pozorovat jako výrazné anomálie ve spektru hvězdy.

Závěrečné fáze vývoje hvězd se střední hmotností jsou poměrně dramatické, přestože fyzice těchto procesů zatím zcela nerozumíme. Největší okrajová slupka se stává nestabilní, jelikož rychle ztrácí hmotu, což nakonec po krátké době (50 000 let) vede k celkovému odhození hvězdného obalu a odkrytí uhlíko-kyslíkového jádra.

Jádro je velmi kompaktní objekt, tvořený z degenerovaného plynu. Hmotnost jádra leží v intervalu od 0,5 do 1 hmotnosti Slunce a jeho poloměr je srovnatelný s poloměrem Země. Povrchová teplota se pohybuje kolem 100 000 K a těleso jako takové září na úkor ztráty vlastní teploty. Pozůstatkem původní hvězdy je bílý trpaslík obklopený planetární mlhovinou, jež vznikla odhozením hvězdného obalu. Ta jasně září v různých spektrech elektromagnetického oboru, což je způsobeno zejména ozařováním materiálu mlhoviny ultrafialovým zářením z bývalého centrálního jádra – bílého trpaslíka.

Planetární mlhovina NGC 2440. Po výbuchu hvězdy je v centru mlhoviny patrný bílý trpaslík
(zdroj obrázku: antwrp.gsfc.nasa.gov)

Vývoj hvězd s malou hmotností

Hvězdy s počáteční hmotností menší než dvě hmotnosti Slunce procházejí po skončení heliové fúze mnohem dramatičtějším vývojem než hvězdy hmotnější. Hlavní rozdíl spočívá v tom, že heliové jádro je dominantně tvořeno z degenerovaného elektronového plynu a je stále zahříváno – převážně díky vodíkové reakci probíhající v obalu hvězdy. Tato vodíková fúze je též největším zdrojem svítivosti. Po dosažení teploty 10⁸ K se v jádře spustí heliová reakce a uvolněná energie způsobí prudké ohřátí plynu. Protože hvězda odolává gravitační síle díky tlakové síle degenerovaného plynu, nezpůsobí nárůst teploty nárůst tlaku (v degenerovaném plynu neplatí stavová rovnice, tedy závislost tlaku na teplotě). U velmi hmotných hvězd nastává situace opačná, protože zvýšení teploty vede ke zvýšení tlaku, následné expanzi jádra a navíc ke stabilizaci hoření v obalových částech hvězdy. U hvězd s malou hmotností však zvýšení teploty jen urychlí heliovou fúzi a hvězda přechází do fáze heliového vzplanutí. Během několika hodin se zvýší zářivý výkon jádra na neuvěřitelnou hodnotu 10¹⁰ L_S, což je hodnota srovnatelná se zářivým výkonem celé Galaxie. Toto vzplanutí končí v době, kdy teplota dosáhne dostatečné teploty, při níž se degenerovaný tlak stává nedůležitým faktorem. Jádro expanduje, teplota klesne a heliové vzplanutí se stane stabilizovaným hořením.

Většina energie vyprodukované při heliovém vzplanutí se pravděpodobně spotřebuje k expanzi obalu, případně k částečnému odvržení již tak rozepnuté obálky. Následná evoluce je poměrně podobná evoluci hvězd se střední hmotností. Po skončení centrální heliové f úze má hvězda dva zdroje energie: heliové hoření v jádru a vodíkové hoření v obalu. V případě Slunce se při rozpínání zvětší sluneční poloměr natolik, že dokonce překročí oběžnou dráhu Země a jeho zářivý výkon bude zhruba 2 500 L_S.

Jako v předchozím případě, degenerovaný plyn a uvolňování neutrin zabrání v dosažení kritické teploty pro zažehnutí uhlíkové fúze, a tak i málo hmotné hvězdy skončí v podobě bílého trpaslíka, obklopeného planetární mlhovinou.

Diagaram závěrečných stádií v závislosti na počáteční hmotnosti protohvězdy
(zdroj obrázku: chandra.harvard.edu)