Ewolucja gwiazd cz.2

Gwiazdy o masie 0,4 – 4 mas Słońca

U nieco cięższych gwiazd, których masa mieści się w przedziale 0,4 – 4 mas Słońca, w momencie wyczerpania depozytów paliwa wodorowego, gwiazda zaczyna się zapadać – tak jak w przypadku gwiazd o mniejszej masie. Wzrost temperatury powoduje jednak zapłon rezerw wodoru pozostałych w otoczce gwiazdy (wcześniej reagował wodór z rdzenia- aż do momentu wyczerpania). Cienka warstwa wodoru wokół helowego jądra zaczyna przemianę w hel. Z początku proces przebiega spokojnie i stopniowo staje się coraz bardziej dynamiczny. Gdy energia unoszona poprzez prądy konwekcyjne ku powierzchni gwiazdy zacznie mieć przewagę nad oddziaływaniem grawitacyjnym na górne warstwy gwiazdy, zewnętrzna rozrzedzona otoczka wodorowa zostaje odrzucona na zewnątrz i zachodzi wówczas znaczne zwiększenie rozmiarów oraz jasności gwiazdy. Gwiazda „puchnie”. Sfera rozrzedzonego wodoru oddala się od pozostałego w centrum niewielkiego helowego jądra. W wyniku rozszerzania, zewnętrzna część otoczki ochładza się i przybiera czerwoną barwę (czerwony olbrzym). Tym czasem rdzeń gwiazdy, na skutek powolnej, stopniowej kontrakcji, osiąga temperaturę zapłonu helu. Następuje wówczas tzw. błysk helowy. W bardzo krótkim czasie ulega zużyciu ogromna ilość helu, który od tej chwili staje się nowym paliwem jądrowym zasilającym gwiazdę. Gdy hel ulegnie wyczerpaniu, synteza ustaje. Jądro ponownie zapada się. Tworzy się z niego biały karzeł węglowy. W tym czasie zewnętrzne warstwy atmosfery, w których płoną depozyty rozrzedzonego wodoru, nieustannie oddalają się od helowego rdzenia gwiazdy , ulegają powolnemu rozpraszaniu, formując rozległą otoczkę gazową zwaną mgławicą planetarną. Jest ona widoczna dzięki promieniowaniu UV emitowanemu przez białego karła.

(fot. mgławica Ślimak)