Когато звезда от главната последователност изчерпи горивото в ядрото си, налягането там започва да спада. Гравитацията компресира ядрото и го свива, както можете да видите от фиг. 1А. Тъй като ядрото е изчерпало водорода си, с повишаването на температурата, започва водородно горене извън ядрото (фиг. 1В).
фиг. 1
А, Ядрото на звезда започва а се свива
при приключване на водорода. Това води до
компресиране и загряване на ядрото. В,
Нагрятото ядро възпламенява
обкръжаващия го газ, а външните слоеве на
звездата се резширяват, превръщайки я в
червен гигант.
Топлината от водородната обвивка и
свиващото се ядро повишава налягането
около ядрото. По-голямото налягане
избутва обкръжаващия газ навън, карайки
звездата да увеличи радиуса си от пет до
няколко стотин пъти, в зависимост от
масата й. Разширението охлажда външните
слоеве и звездата почервенява (спомнете
си, че по-хладните тела излъчват най-силно
при големи [червени] дължини на вълната).
Размерът и цветът са причината да
наричаме такава звезда "червен гигант".
Като имаме в предвид всичко това можем да
кажем, че звезда от главната
последователност става червен гигант с
изчерпването на водорода в ядрото си.
Структурата на една гигантска
звезда се различава доста от тази на една
звезда от главната последователност.
Както можем да разберем и от името,
радиусът й е по-голям: в някои случаи
стотици пъти по-голям от този на Слънцето.
Но големия размер лъже. Въпреки че по-голямата
част от обема на звездата принадлежи
на неплътната разредена атмосфера, по-голямата
част от масата е концентрирана в
малкото, горещо, компресирано ядро, което
е не много по-голямо от Земята. Ядрото, или
обвивката около него осигуряват
енергията на звездата. Огромната
атмосфера е относително хладна и
непроницаема за фотоните и следователно
конвекция, а не лъчение, пренася
енергията до повърхността на звездата.
Част от тази енергия продължава да идва
от водородно горене, но рано или късно
звездата трябва да започне да гори хелий.
Ядрени горива, по-тежки от водорода
Хелиевото горене започва по много
различен начин за масивните и
немасивните звезди и създава значителни
разлики в структурите им. За да разберем
защо, ще трябва да си припомним как
започва ядреното сливане и защо му е
необходима много висока температура.
Две ядра се сливат когато бъдат
доближени толкова близо едно до друго, че
ядрената сила да ги свърже. Тази сила,
държаща протоните и неутроните в ядрото,
действа само при много малки разстояния.
Ако ядрата са на повече от няколко
диаметра едно от друго, ядрената сила би
била прекалено слаба за да ги свърже.
Всъщност те ще бъдат отблъснати от
електричното взаимодействие на
отблъскване, пораждано от положително
заредениете протони (фиг. 2) Електричното
отблъскване става по-силно с увеличаване
броя на протоните. То е слабо при водорода,
който има само един протон, но е по-силно
при по-тежките елементи, имащи повече
протони. Затова е много по-трудно да се
слеят две въглеродни ядра, с техните шест
протона, отколкото две водородни ядра, с
техния един протон.
фиг. 2
Високата температура спомага за
превъзмогването на електричното
отблъскване. Ядрата се приближават
достатъчно за да могат да се слеят.
Ядрата
превъзмогват електричното отблъскване
ако се сблъскват при много висока скорост.
Такава скорост се постига при горещите
газове: колкото по-горещ е газа, толкова
по-бързо се движат ядрата му и толкова по-лесно
те могат да се слеят в по-тежко ядро.
Водородът може да се слива при около 7 000 000
градуса, но хелия, с двата си протона,
трябва да бъде загрят до около 100 000 000
градуса. Въглеродът, с шестте си протона,
трябва да се загрее още повече за да
започне да се слива.
Ако температурата на ядрото на
звезда достига 100 000 000 К, хелиевите ядра
започват да се сливат, образувайки
въглерод. Ядрената реакция преобразува 3 4Не
в 12С.
Хелиевите ядра понякога са наричани "алфа
частици" и затова реакцията понякога
се нарича троен алфа процес, или
просто хелиево горене. Реакцията
освобождава енергия, но само около 10% от
количеството, което се отдава при
изгарянето на същото количество водород.
Въпреки всичко, след като звездата е
изразходила водорода в ядрото си, тя
трябва или да започне да използва хелия
си, или да колапсира. Как звездата "превключва"
от водород на хелий? Трябва да загрее
ядрото си до 100 000 000 К, а всяка звезда, по-масивна
от около 0.5 М☼ може да го направи
като компресира ядрото си.
Една масивна звезда трябва да
компресира ядрото си съвсем малко, защото
то вече си е доста горещо. Следователно
хелиевото горене започва лесно при
масивните звезди. Немасивна звезда като
Слънцето, обаче, трябва да свие ядрото си
много за да го загрее достатъчно за
започването на хелиево горене. Свиването
на такава звезда приближава ядрата й
толкова близо едно до друго, че те повече
не се държат като ядра на обикновен газ -
технически погледнато, газът става изроден.
Изроденост при немасивните звезди
Ядрата на изроден газ са събрани толкова
наблизо, че почти докосват съседите си.
Такъв газ се държи почти като твърдо
вещество: загряването не увеличава
налягането му и не го кара да се разшири
повече, отколкото би се разширила тухла
при загряване.
Когато се запали гориво в
обикновен газ освободената енергия го
загрява, повишава налягането му и го кара
да се разшири. Разширяването охлажда газа
и забавя горенето, действайки като
термостатът, който изключва домашното
отопление когато стане прекалено топло.
Причината, поради която разширяването
забавя горенето, е, че само при висока
температура ядрата се сблъскват
достатъчно силно за да се слеят. С
охлаждането на газа намалява броя на
сливащите се ядра и следователно
намалява и освободената енергия. При
нормалените звезди този механизъм
предовратява колапса или избухването им.
При изродена материя този механизъм не
действа.
При една немасивна звезда с
изродено ядро, освободената от горенето
енергия не повишава налягането, защото то
не зависи от температурата. Следователно
газа не се разширява и охлажда. Вместо
това той просто става по-горещ и
освобождава повече енергия, която го
загрява още повече. При тези
обстоятелства освободената енергия се
увеличава експлозивно и води до т. нар. хелиево
избухване. Само за няколко минути
произвежданата от звездата енергия се
увеличава няколко хиляди пъти, но това
избухване остава напълно скрито от
външните слоеве. Освободената енергия
загрява ядрото достатъчно за да направи
газа му отново в нормален, унищожавайки
изродеността му. Сега вече газа може да се
разширява. Разширяването от своя страна
кара външните слоеве на звездата да се
нагодят - свиване, компресиране и
загряване. Вече загрятата повърхност на
звездата променя цвета си от червен в
жълт, а звездата става жълт гигант. Може
да се каже, че хелиевото избухване бележи
края на фазата "червен гигант" при
немасивните звезди.
При масивните звезди няма
хелиево избухване. Както споменахме и по-рано,
те са толкова горещи, че ядрото им
възпламенява хелия само с малко свиване.
Те продължават да се разширяват и
постепенно се променят от жълт в червен
гигант, но и при масивните и при
немасивните звезди, започването на
хелиево горене може да породи
нестабилности в звездната структура и да
накара звездата да пулсира.
EXPLORATIONS - AN INTRODUCTION TO ASTRONOMY 367-370 стр.
Mosby, 1996