Vývoj osamocené hvězdy a dvojhvězdy


I. Blízké a vizuálně jasné hvězdy v Hertzsprungově-Russellově diagramu




Jedním z hlavních cílů teorie o hvězdném vývoji je pochopení příčin umístění hvězd v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Původní Hertzsprungova verze (absolutní vizuální hvězdná velikost a barva jako souřadnice) byla publikována v roce 1911 (Rosenberg 1911; Hertzsprung 1911). Původní Russellova (absolutní vizuální hvězdná velikost a spektrální typ jako souřadnice) byla publikována v roce 1914 (Russell 1914 a, b). Nyní na druhém konci století máme poměrně dobrou představu jak jsou rúzné oblasti v HR diagramu osídleny hvězdami.

Obrázek 1    Obrázek 1: Poloha několika blízkých a jasných hvězd v
    HR diagramu. Souřadnice jsou logaritmy (základ 10)
    svítivosti L (násobky Slunce) a povrchové teploty Te (K).
    Vyneseny jsou též tři čáry konstantního poloměru. Data
    jsou většinou z Allenovy (1973) kompilace.

Moderní verze HR diagramu je znázorněna na obrázku 1, kde souřadnicemi jsou absolutní svítivost a povrchová teplota. Pouze pro tři hvězdy z obrázku pochází údaje odjinud než z Allenovy kompilace (Allen 1961). Poměrně dobře lze v obrázku 1 rozlišit dvě posloupnosti blízkých hvězd: (1) a hlavní posloupnost od Spicy A dolů k L726-8B (čárkovaná čára) a (2) posloupnost bílých trpaslíků od Siria B k L870-2 A a B. Označení "hlavní" se odvozuje od vysoké prostorové hustoty členských hvězd a označení "trpaslík" od malých rozměrů členských hvězd. Tyto dvě posloupnosti byly rozpoznány už v časech Hertzsprunga a Russellova a nyní už víme, že v případě hvězd hlavní posloupnosti je silou, která vzdoruje gravitaci, tlak plynu a záření. Zdrojem energie je termonukleární hoření vodíku na hélium. Bílý trpaslíci vzdorují gravitaci tlakem degenerovaných elektronů a svítí hlavně díky ztrátám tepelné energie nedegenerovaného jádra.

Nejjasnější hvězdy v obrázku 1 nad a vpravo od hlavní posloupnosti tvoří další dvě posloupnosti: (3) posloupnost, která je téměř rovnoběžná s hlavní posloupností a vychází od Rigelu a Denebu ke Castoru a Polluxovi a (4) posloupnost s téměř konstantní teplotou, která vychází od Betelgeuze a Antara a pokračuje k Miře a Aldebaranu. Díky srovnání s teoretickými modely víme, že většina hvězd v třetí posloupnosti spaluje ve svém jádře helium, i když většina energie pochází ze slupky kolem jádra, ve které se spaluje vodík. Členové čtvrté skupiny se obyčejně nazývají červení obři nebo nadobři; odvození jejich označení od barvy a rozměrů je jasné. Větev červených obrů pokračuje dolů až k hlavní posloupnosti (hvězdy poblíž hlavní posloupnosti se nazývají podobři), ale vynesen je pouze jeden zástupce (kchladná složka RS CVn). Nejjasnější červení obři (nadobři) spalují vodík ve slupce kolem jádra, v němž většina exemplářů spaluje helium. Nejméně svítiví červení obři (např. Pollux a Aldebaran) spalují vodík ve slupce obklopující kompaktní horké jádro, které je svou velikostí srovnatelné s nejméně hmotnými bílými trpaslíky. Červení obři střední svítivosti (např. Mira) střídají spalování nejprve vodíku a pak hélia ve slupce obklopující jádro složené z uhlíku a kyslíku. Tyto hvězdy jsou nazývany termálně pulzující AGB hvězdy díky důvodům popsaným v další části. Tyto hvězdy jsou zodpovědné za výskyt většiny uhlíku a prvků bohatých na neutrony (prvky vzniklé s-procesem) ve vesmíru.

Teorie vývoje osamocené hvězdy nám říká, že vysoce hmotné hvězdy se po opuštění hlavní posloupnosti vyvinou do stadia spalovani helia v jádře se svítivostí porovnatelnou s tou, když byly na hlavní posloupnosti. Po vyčerpání paliva končí jako supernovy typu II. Středně hmotné hvězdy projdou větví obrů, pak začnou spalovat v jádře helium a po jeho vyhoření se změní na středně jasného červeného obra (AGB hvězda) a nakonec po odhození mlhovinné obálky se stanou bílými trpaslíky. Existence fáze odhození mlhovinné obálky nebyla jednoznačně předpovězena z prvotních principů, ale její přítomnost byla dokázána porovnáním teoretických modelů s napozorovanými vlastnostmi hvězd v kulových hvězdokupách ve Velkém Magellanově mračnu a s použitím statistických charakteristik planetárních mlhovin. Hvězdy s nízkou hmotností se vyvinou do oblasti málo svítivých hvězd větve obrů, kde vytvoří elektronově degenerované jádro složené z helia. Po zapálení helia se přesunou do skupiny hvězd spalujích v jádru helium; následující vývoj se podobá středně hmotným hvězdám.

Neutronové hvězdy a černé díry, která byly v dobách Hertzsprunga a Russella neznámé, jsou členy "hvězdného klubu" už asi 20 let. Mohou být nalezeny díky jejich směrovanému radiovému a/nebo optickému záření (neutronové hvězdy známé jako pulzary), díky vyzařování rentgenových paprsků z povrchu a části okolohvězdného disku blízkého hvězdě (akrehující neutronové hvězdy a černé díry), nebo díky jejich velké dynamické hmotnosti, která není doprovázena adekvátním vyzařováním (několik kandidátů na černé díry v těsných dvojhvězdách). Tyto objekty s průměrem 1000 krát menším než průměr bálích trpaslíků leží mimo obrázek 1.

Vzorek blízkých hvězd z obrázku 1 obsahuje velké množství dvojhvězd a trojhvězd (Spica A a B, L726-8 A a B a Sirius A a B). Z těchto a mnoha dalších vícenásobných systémů známe spolehlivě hmotnosti hvězd. Z dvojhvězd, jejichž složky jsou od sebe dostatečně daleko a tudíž se chovají jako osamocené hvězdy, jsme se dozvěděli, že existuje velmi jemná korelace mezi hmotností a svítivostí hvězd na hlavní posloupnosti. Pro -1 < log L < 4 je L ~ M4; pro -3 < log L < -1 je L ~ 0.355 M2.2. Hmotnost M i svítivost jsou v slunečních násobcích. Dobře souhlasí zákony hmotnost-svítivost odvozeny z teorie i z pozorování.

Rozdělení osamocených bílých trpaslíků podle hmotnosti je založeno hlavně na pozorované pozici v HR diagramu a teoretické závislosti hmotnost-poloměr (Chandrasekhar 1931, 1939; Hamada a Salpeter 1962). Toto rozdělení má ostrý vrchol kolem M ~ 0.55-0.6 Mo. Dále klesá k M ~ 0.4 Mo a na druhé straně exponenciálně klesá za M ~ 0.6 Mo. Hmotnosti bílých trpaslíků v obrázku 1 byly získány rozborem pohybu v dvojhvězdách, v nichž jsou jednou ze složek. Jejich hmotnosti v mezích nepřesností souhlasí s hmotnostmi odvozenými z teorie.

Sirius B (M ~ 1 Mo) je jedním z nejhmotnějších známých bílých trpaslíků; je pouze asi o 0.1 Mo lehčí než teoretická horní mez pro bílého trpaslíka složeného z uhlíku a kyslíku. Teorie předpokládá, že jeho předchůdce na hlavní posloupnosti měl hmotnost kolem 6-8 Mo (horní mez pro středně hmotné hvězdy) a jeho vzdálenost od průvodce Siria A (2 Mo) byla dostatečně velká, aby nenastal přenos hmoty, když se předchůdce vyvinul v červeného nadobra.

Naproti tomu 40 Eridani B (0.43 Mo) je jedním z nejlehčích známých bílých trpaslíků. Jeho hmotnost je menší než nejmenší možná hmotnost bílého trpaslíka (~ 0.5 Mo), který se může utvořit jako osamocená hvězda za tzv. Hubblův čas. Naštěstí nám teorie hvězdného vývoje v těsné dvojhvězdě nabízí vysvětlení existence tak lehkého bílého trpaslíka pomocí přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy s nízkou hmotností. V tomto scénáři každá složka začne předávat hmotu svému souputníku krátce po tom, co opustí hlavní posloupnost s héliovým elektronově degenerovaným jádrem. Ztráta hmoty pokračuje až do úplné ztráty héliové obálky. Zbytek se potom vyvine do bílého trpaslíka. Kolem dvou héliových bílých trpaslíků se vytvoří společná obálka a oběžná dráha se zmenšuje díky ztrátě momentu hybnosti vyzařováním gravitačních vln. Občas lehčí bílý trpaslík přeteče na těžší a společně vytvoří hvězdu, která začne spalovat hélium jako horký podtrpaslík třídy O nebo B. Po vyhoření se z ní stane hybridní bílý trpaslík s nízkou hmotností (objekt s jádrem z uhlíku a kyslíku a obálkou porovnatelné hmotnosti složené z hélia). Součet hmot spojujících se bílých trpaslíků se předpokládá v rozsahu 0.3 - 0.6 hmot Slunce, a tak je možné dosáhnout bílého trpaslíka lehčího, než dokáže osamocená hvězda vytvořit za Hubblův čas.

Dvojice bílých trpaslíků L870-2 A a B (Saffer, Liebert a Olszewski 1988) potvrzuje několik základních předpokladů teroie použité k vysvětlení Eridani B a zároveň ukazuje širokou škálu cest, kterými se ve svém vývoji může vydat těsná dvojhvězda. Vše velmi závisí na počátečních podmínkách (hmotnosti a vzdálenosti). Oba bílý trpaslíci v L870-2 jsou přibližně stejně hmotní (0.4 ~ 0.5 Mo) (Iben a Webbink 1988; Bergeron a kol. 1989) a oba mají přibližně stejnou jasnost. Aby mohli vyvinout takto velká degenerovaná jádra, museli být předchůdci na hlavní posloupnosti od sebe vzdáleni řádově 400 Ro. Dále museli mít hmotnosti větší než 1 Mo a pravděpodobně více než 3 - 4 Mo. Teď však jsou od sebe zbytky vzdáleny pouze ~ 6 Ro a jejich celková hmotnost je pouze ~ 1 Mo. Je jasné, že proces zmenšování oběžné dráhy se vyskytuje ve stádiu výměny hmoty a že mechanizmus zmenšování je spjat se ztrátou hmoty a momentu hybnosti ze systému. Tento mechanizmus, který navozuje interakci mezi dvěma hvězdnými jádry ve společné obálce, je popsán v kapitole III.


Zpět na obsah