Wersja z 01:16, 18 gru 2009 edytuj Kbsc (dyskusja \| edycje) Redaktorzy 12 139 edycji m drobne redakcyjne ← poprzednia edycja		Wersja z 00:31, 22 sty 2010 edytuj anuluj edycję Kzk (dyskusja \| edycje) Redaktorzy 15 221 edycji lit. następna edycja →
Linia 3: Bezpośrednio po powstaniu gwiazdy mają stosunkowo duże rozmiary; następnie kurczą się, zmierzając na diagramie Hertzsprunga-Russella do linii zwanej ciągiem głównym wieku zero. Jej dokładne położenie zależy od składy chemicznego materii gwiazdowej, mierzonego sumaryczną zawartością wszystkich [[Pierwiastek chemiczny\|pierwiastków]] cięższych od [[hel (pierwiastek)\|helu]]. Po osiągnięciu ciągu głównego wieku zero gwiazda przestaje się kurczyć (osiągając swój minimalny promień) i staje się karłem; w jej jądrze rozpoczyna się reakcja przemiany [[wodór\|wodoru]] w hel. W miarę zużywania wodoru promień karła powoli rośnie. Gwiazda opuszcza ciąg główny, gdy w jej środku wyczerpie się całkowicie wodór. Czas główny na ciągu głównym, <big><big><big><math> t_{cg}</math></big></big></big> , czyli czas trwania stadium karła, można oszacować z przybliżonej formuły: <math> t_{cg} \approx 10^{10}(M/M \odot )^{-2,5}</math> lat, gdzie <big><big><big><math> M </math></big></big></big> jest masą karła, a <math> M \odot </math> [[masa Słońca\|masą Słońca]]. Od ciagu głównego gwiazda przechodzi do obszarów olbrzymów. Podstawowe parametry karłów, czyli <big><big><big><math> (L)</math></big></big></big> i temperatura efektywna (a zatem i promień), są określone w dobrym przybliżeniu przez masę gwiazdy, <math> log(L/L \odot ) = k \ log(M/M \odot ) + 0,08</math> , gdzie <big><big><math> k = 3,8</math></big></big> dla <math> M > 0,2 \ M \odot </math> (dla gwiazd mniej masywnych - ok. 2,5), <math> L \odot</math> jest jasnością [[Słońce\|Słońca]]. Przemiana wodoru w hel zachodzi w jądrach karłów przez dwa podstawowe łańcuchy [[reakcja termojądrowa\|reakcji termojądrowych]]: tzw. cykl proton-proton (p-p) i [[cykl CNO]]. W mało masywnych karłach dominuje cykl p-p, w karłach o masie ok. <math> 1,3 \ M \odot</math> obydwa cykle mają porównywalną wydajność, w bardziej masywnych karłach dominuje zaś cykl CNO. W jądrach karłów o <math> M > 1,3 \ M \odot</math> wskutek [[konwekcja\|konwekcji]] następuje mieszanie materii powodujące utrzymanie w całym ~~jadrze~~jądrze praktycznie takiego samego składu chemicznego; skokowy spadek zawartości helu - do wartości odpowiadającej nie przetworzonej w reakcjach jądrowych materii gwiazdowej - występuje na jej zewnętrznej granicy; poza jądrem energia jest przenoszona na zewnątrz gwiazdy na drodze promienistej. W jądrach karłów o <math> M < 1,3 \ M \odot </math> nie ma konwekcji, a tempo malenia zawartości wodoru najszybsze jest w środku, coraz wolniejsze ku zewnętrznej granicy jądra; w efekcie zawartość helu spada płynnie od środka gwiazdy do granicy jądra; wytworzona energia jest przenoszona na zewnątrz, początkowo na drodze promienistej, a bliżej powierzchni karła w wyniku konwekcji. W karłach o coraz mniejszych masach i temperaturach efektywnych warstwa częściowej [[jonizacja\|jonizacji]] (a wraz z nią warstwa konwekcyjna) sięga corac głębiej pod powierzchnię (np. w Słońcu do ok. 1/3 promienia), aż przy masie karłów ok. <math> 0,3 \ M \odot </math> dochodzi do środka gwiazdy. Obecność warstwy konwektywnej w rotującej gwieździe prowadzi do powstania aktywności magnetycznej gwiazdy. Minimalna masa karłów wynosi ok. <math> 0,08 \ M \odot </math> (dokładana jej wartość zależy od składy chemicznego materii gwiazdowej). Obiekty o mniejszych masach nie osiągają w centrum dostatecznie wysokiej temperatury, by mogły zachodzić w nich reakcje przemiany wodory w hel (brązowe karły). ==Bibliografia==

Karzeł (gwiazda): Różnice pomiędzy wersjami