Błysk helowy

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Diagram H-R z drogą gwiazdy o masie Słońca. Załamanie linii (helium flash) na schemacie b jest wywołane błyskiem helowym.

Błysk helowy – proces zachodzący w jądrze gwiazdy o masie od 0,8 do 2,3 masy Słońca, na późnym etapie jej ewolucji, podczas którego zachodzą reakcje termojądrowe przekształcające hel w węgiel, w procesie 3-α. Zjawisko to rozpoczyna się w temperaturze T > 108 K i gęstości plazmy ρ = 104 – 105 g/cm³ i ma gwałtowny przebieg. Błysk helowy jest związany z nagłym uwalnianiem znacznych ilości energii.

Czerwony olbrzym[edytuj]

Na etapie czerwonego olbrzyma w jądrze gwiazdy wypalił się już wodór. Składa się ono głównie z jąder helu i elektronów. W gwieździe o masie mniejszej niż dwie masy Słońca temperatura w jądrze jest zbyt niska by doszło do łączenia jąder helu i reakcje jądrowe w centrum gwiazdy ustają. Elektrony w helowym jądrze ulegają zdegenerowaniu, ograniczając zapadanie się. Gaz helowo-elektronowy zajmuje objętość większą niż wynikałoby to z praw gazowych dla jego temperatury i ciśnienia.

Jednak wokół jądra – w tak zwanej otoczce wodorowej – wciąż przebiega przemiana wodoru w hel. „Spalanie” wodoru prowadzi do stopniowego wzrostu wielkości jądra i powolnego wzrostu jego temperatury. Proces ten przyśpiesza, rośnie jasność gwiazdy, co wywołuje wzrost jej promienia. Gdy jądro osiągnie temperaturę około 100 milionów kelwinów następuje zapłon syntezy węgla z helu w procesie trzy alfa. Powstająca energia podgrzewa silnie materię, co skutkuje gwałtownym, lawinowym przebiegiem procesu i rozprzestrzenieniem się reakcji na całe jądro gwiazdy. W gwieździe wielkości Słońca w ciągu kilku minut 6% mieszanki zdegenerowanych elektronów i jąder helu ulega przekształceniu w węgiel. W tym czasie wydziela się tyle energii, ile Słońce (przy obecnej jasności) produkuje w ciągu 200 milionów lat. Przez krótki czas moc tej reakcji jest porównywalna z sumą mocy wszystkich gwiazd Drogi Mlecznej[1].

Mimo uwolnienia potężnej energii, nie zmienia się powierzchnia gwiazdy. Energia dociera do powierzchni znacznie później. Tymczasem zostaje zużyta na wzrost temperatury jądra oraz jego ekspansję. To poważnie zmienia strukturę gwiazdy i procesy w niej zachodzące. Elektrony w jądrze przestają być zdegenerowane i materia powraca do równowagi termodynamicznej charakterystycznej dla gazu (gęstość zależy od ciśnienia i temperatury). Wodorowa powłoka zostaje wypchnięta wyżej, co skutkuje obniżeniem ciśnienia i spadkiem jej temperatury, to zaś zmniejsza szybkość „spalania” wodoru. Po błysku gwiazda kurczy się, spada jej jasność, mimo rosnącej temperatury powierzchni[1].

U gwiazd o większej masie początkowej nie dochodzi do degeneracji, a zapalenie helu w jądrze przebiega spokojnie. Przepływ energii na zewnątrz rdzenia jest powolny, co powoduje wzrost temperatury i ciśnienia, co z kolei przyspiesza proces. Na skutek wzrostu temperatury ma miejsce ekspansja jądra. W rezultacie tej ekspansji spada ciśnienie, gęstość i temperatura do poziomu zapewniającego stabilne „spalanie” helu.

Po błysku helowym gwiazda schodzi z linii czerwonych olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella i przechodzi na tzw. gałąź horyzontalną tego diagramu. Wówczas w jądrze spalany jest spokojnie hel.

Przypisy

  1. a b The End Of The Sun. [dostęp 2015-12-19].