Vývoj hvězd > Vývoj těsných dvojhvězd > Vývoj těsných dvojhvězd středních hmotností

Vývoj těsných dvojhvězd středních hmotností

V následující kapitole je popsán vývoj typické soustavy dvou hvězd středních hmotností (obě složky do 10 hmotností Slunce).

Levá hvězda má vyšší hmotnost než pravá. Její zářivý výkon bude větší a i její vývoj bude rychlejší.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (0,7MB)

Když hmotnější hvězda spálí veškerý svůj vodík, začne zvětšovat svůj poloměr a dostane se do stádia rudého obra. Hmota a tvar hvězdy se bude řídit ekvipotenciálními plochami gravitačního pole a bude vyplňovat svůj Rocheův lalok. Hmota bude z hvězdy unikat v podobě hvězdného větru, ale po vyplnění Rocheova laloku začne hmota z rudého obra hvězdy přecházet na méně hmotnou hvězdu. Hmota unikající (přetékající) přes Rocheův lalok začne kolem méně hmotné hvězdy vytvářet akreční disk, po spirále se bude přibližovat k jejímu povrchu a dopadat do jejích rovníkových oblastí. V akrečním disku hmota ztrácí energii turbulencí, třením a vyzařováním.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (0,8MB)

Hmota dopadající na méně hmotnou hvězdu začne zvětšovat její hmotnost a také poloměr jejího Rocheova laloku, takže na ni přetéká další hmota z rudého obra. Kromě toho může rudý obr dále zvětšovat svůj poloměr tím, jak se v jeho nitru zapalují stále nové a nové reakce těžších prvků.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (0,9MB)

Nízká počáteční hmotnost rudého obra nakonec způsobí, že se jeho jádro nezhroutí do neutronové hvězdy, ale po ustání všech jaderných reakcí odvrhne vnější vrstvy a v jeho centru zbyde bílý trpaslík. Část jeho hmoty unikne do okolního prostoru ve formě planetární mlhoviny a zbytek přejde na druhou složku s menší počáteční hmotností. Důvodem je rychlost odhození obálky, kdy gravitace méně hmotné hvězdy nestačí na její zachycení.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (0,7MB)

Nyní se situace obrátila a zatímco po původně hmotnější hvězdě zbyl jen bílý trpaslík s maximální hmotností 1,44 hmotnosti Slunce, původně méně hmotná hvězda stačila ze svého většího průvodce odčerpat dostatek hmoty na to, aby její hmotnost byla srovnatelná s počáteční hmotností první hvězdy. Vývoj hmotnější hvězdy je podobný jako u jejího souputníka. Hvězda přejde do stádia rudého obra, a při každém dalším zvětšení poloměru bude hmota přetékat zpět na levou složku, nyní ve stádiu bílého trpaslíka.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (0,8MB)

V tuto chvíli mohou nastat dvě možnosti.

Hmota z rudého obra se bude usazovat na povrchu bílého trpaslíka. Pokud bude jeho počáteční hmotnost blízká Chandrasekharově mezi (1,44 hmotnosti Slunce), může dojít k jejímu překročení a bílý trpaslík se gravitačně zhroutí do neutronové hvězdy.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (1,2MB)

Nebo pokud bude hmotnost bílého trpaslíka menší, hmota se na jeho povrchu bude usazovat a po překročení kritické hmotnosti dojde ve vrstvě usazené hmoty k zapálení termojaderné reakce a bílý trpaslík vybuchne jako nova. Jelikož výbuch novy trpaslíka nezničí, může po usazení nové vrstvy trpaslík vybuchnout znovu. Více informací o novách najdete v sekci Proměnné hvězdy.

Vývoj těsných dvojhvězd
JPG Vysoké rozlišení
AVI Animace soustavy (1,2MB)

Všechny animace jsou komprimovány pomocí DivX kodeku, který si můžete zdarma stáhnout na divx.com.

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 4657krát.

Vytištěno ze stránky projektu Hvězdy (astronomia.zcu.cz/hvezdy/tesne/805-vyvoj-tesnych-dvojhvezd-strednich-hmotnosti)
Nahrávám...