Πώς είναι η εξέλιξη ενός αστέρι κύριας ακολουθίας με λιγότερο από 0,4 μ. Θεμελιωδώς διαφορετική από αυτό περισσότερο m;
1. Πυρηνική σύντηξη και θερμοκρασία πυρήνα:
* αστέρια λιγότερο από 0,4 m ☉: Αυτά τα αστέρια είναι πολύ μικρά και δροσερά για να διατηρήσουν τη σύντηξη υδρογόνου στους πυρήνες τους. Καταβάζουν κυρίως το Deuterium (ένα βαρύτερο ισότοπο υδρογόνου) στην πρώιμη ζωή τους, η οποία είναι μια πολύ ασθενέστερη και βραχύτερη διαδικασία σύντηξης.
* αστέρια μεγαλύτερα από 0,4 m ☉: Αυτά τα αστέρια φτάνουν στην απαραίτητη θερμοκρασία και πίεση πυρήνα για να ξεκινήσουν και να διατηρήσουν τη σύντηξη υδρογόνου, με αποτέλεσμα τη σταθερή καύση του υδρογόνου σε ήλιο στους πυρήνες τους. Αυτή η διαδικασία παρέχει την ενέργεια που επιτρέπει σε αυτά τα αστέρια να λάμπουν για δισεκατομμύρια χρόνια.
2. Στάδια ζωής και εξελικτικά:
* αστέρια λιγότερο από 0,4 m ☉: Αυτά τα αστέρια έχουν εξαιρετικά μεγάλες φορές, ενδεχομένως τρισεκατομμύρια χρόνια. Δεν περνούν από τα τυπικά στάδια των αστεριών κύριας ακολουθίας, των κόκκινων γιγαντιαίων φάσεων ή του λευκού σχηματισμού νάνων. Αντ 'αυτού, δροσίζουν σιγά -σιγά και ξεθωριάζουν, τελικά γίνονται καφέ νάνοι.
* αστέρια μεγαλύτερα από 0,4 m ☉: Αυτά τα αστέρια έχουν πολύ μικρότερες ώρες ζωής (δισεκατομμύρια χρόνια) και περνούν από διάφορα εξελικτικά στάδια. Καίγονται υδρογόνο στους πυρήνες τους (κύρια ακολουθία), επεκτείνονται σε κόκκινους γίγαντες και στη συνέχεια ενδεχομένως να περάσουν από διάφορες φάσεις πυρηνικής καύσης πριν γίνουν λευκοί νάνοι, αστέρια νετρονίων ή μαύρες τρύπες.
3. Φωτεινότητα και θερμοκρασία:
* αστέρια λιγότερο από 0,4 m ☉: Είναι πολύ αχνό και δροσερό, συνήθως ακτινοβολώντας στο υπέρυθρο τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.
* αστέρια μεγαλύτερα από 0,4 m ☉: Είναι πιο φωτεινά και θερμότερα, με επιφανειακές θερμοκρασίες που κυμαίνονται από μερικές χιλιάδες έως δεκάδες χιλιάδες βαθμούς Κελσίου.
4. Έλλειψη κόκκινου γιγαντιαίου φάσης:
* αστέρια λιγότερο από 0,4 m ☉: Δεδομένου ότι δεν υποβάλλονται σε σύντηξη υδρογόνου στους πυρήνες τους, παραλείπουν την κόκκινη γιγαντιαία φάση.
* αστέρια μεγαλύτερα από 0,4 m ☉: Βιώνουν την κόκκινη γιγαντιαία φάση μετά την εξάντληση του υδρογόνου στους πυρήνες τους, καθώς ο πυρήνας συμβάλλει και θερμαίνεται, προκαλώντας δραματικά τα εξωτερικά στρώματα.
5. Τελική κατάσταση:
* αστέρια λιγότερο από 0,4 m ☉: Τελικά γίνονται ελαφρύτεροι και δροσεροί καφέ νάνοι, οι οποίοι είναι αντικείμενα που είναι πολύ μικρά για να διατηρήσουν τη σταθερή πυρηνική σύντηξη.
* αστέρια μεγαλύτερα από 0,4 m ☉: Η τελική τους κατάσταση εξαρτάται από την αρχική τους μάζα. Μπορούν να γίνουν λευκοί νάνοι, αστέρια νετρονίων ή μαύρες τρύπες, ανάλογα με τη μάζα που διατηρούν αφού ρίξουν τα εξωτερικά τους στρώματα κατά τη διάρκεια της εξέλιξής τους.
Συνοπτικά: Τα αστέρια μικρότερα από 0,4 ηλιακές μάζες διαφέρουν θεμελιωδώς από εκείνα με μεγαλύτερη μάζα λόγω της ανικανότητάς τους να διατηρούν τη σύντηξη υδρογόνου στους πυρήνες τους, με αποτέλεσμα μια μοναδική εξέλιξη που τους οδηγεί σε μια μοίρα ως δροσερό και αμυδρό καφέ νάνοι.
