Karzeł (gwiazda): Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
Poprawiono literówkę Znaczniki: Z urządzenia mobilnego Z aplikacji mobilnej Z aplikacji Android |
|||
Linia 4:
Bezpośrednio po powstaniu gwiazdy mają stosunkowo duże rozmiary; następnie kurczą się, zmierzając na diagramie Hertzsprunga-Russella do linii zwanej [[Ciąg główny wieku zero|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, <math>t_{cg},</math> czyli czas trwania w stadium karła, można oszacować z przybliżonej formuły: <math>t_{cg} \approx 10^{10}(M/M_\odot )^{-2{,}5}</math> lat, gdzie <math>M</math> jest masą karła, a <math>M_\odot</math> [[masa Słońca|masą Słońca]]. Od ciągu głównego gwiazda przechodzi do obszarów olbrzymów. Podstawowe parametry karłów, czyli jasność <math>L</math> 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 <math>k = 3{,}8</math> dla <math>M > 0{,}2\ M_\odot</math> (dla gwiazd mniej masywnych – ok. 2,5), a <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 protonowy|cykl proton-proton (p-p)]] i [[Cykl węglowo-azotowo-tlenowy|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 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 coraz 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
Dla karłów poszczególnych [[typ widmowy|typów widmowych]] używa się nazw pochodzących od ich barwy:
| |||