Zvjezdana evolucija, šesti dio: Sudbina manjih zvijezda - od izvora života do bijelog patuljka
Zvijezde koje se nalaze u najdonjem dijelu glavnog niza u HR dijagramu žive dugo i sadašnja starost svemira je nedovoljna da se njihova H–He fuzija završi. Sunce i drugi žutonarančasti patuljci, koji se nalaze blizu sredine glavnog niza, žive otprilike desetak milijardi godina. Kada potroše svoje nuklearno gorivo, one će početi da skreću sa glavnog niza. (Zvijezda napušta glavni niz i postaje crveni div kada prijeđe Schönberg – Chandrasekharovu granicu, što je 12% mase početne količine vodika koju zvijezda pretvara u helij.) Kada naime dođe do te faze života, jezgra zvijezde se smanji i postane toplija pa započinje gorenje helija. Zbog te dodatne topline koja sada pristiže iz središta šire se vanjski slojevi zvijezde (njezina atmosfera). Tako zvijezda, iako joj se jezgra smanjila, ima mnogo veći promjer zbog napuhivanja vanjskih slojeva.
Neke zvijezde koje se nalaze u ovom dijelu HR dijagrama (crveni divovi), ako imaju dovoljnu masu, mogu doživjeti zbog promjena koje se dešavaju duboko u unutrašnjosti ritmičko pulsiranje, nadimanje i skupljanje atmosfere – to su već spomenute cefeide.
Crveni divovi mogu imati mase i desetcima puta veće od Sunca, te do 100 puta veći promjer. Kad su tako veliki, oslabljuje gravitacijsko privlačenje na njihovoj površini pa materijal s njih lako bježi, što je posebno izraženo kod cefeida.
Za oko 5 milijardi godina Sunce će postati crveni div, 2000 puta sjajniji nego danas, a kad dosegne najveći promjer progutat će Merkur i približiti se stazi Venere. Često se može čuti kako će ono progutati tada i samu Zemlju, ali to se neće desiti jer će do tada Sunce izgubiti oko četvrtinu svoje mase što će oslabiti njegov gravitacijski utjecaj pa će se staza Zemlje pomjeriti dalje od njega. Zemlja će biti dovoljno blizu da joj se rastale površinski slojevi.
Zvijezde poput Sunca ili malo veće od njega naposljetku će iscrpiti sve zalihe nuklearnog goriva (u njima će u ovoj fazi glavni izvor energije biti trostruki alfa–proces). Sunce će biti crveni div oko milijardu godina i nakon toga jezgra će se urušiti i stabilizirati u stabilan komad metala, a vanjski slojevi će biti izbačeni u svemir i stvoriti planetarnu maglicu. Sunce će se pretvoriti u zvijezdu stotinjak puta manju nego što je sada (otprilike veličine Zemlje), vrlo vruću, ali tamnu, koja se prema tome nalazi u donjem lijevom dijelu Hertzsprung – Russellova dijagrama.
Takve objekte nazivamo bijeli patuljci. Njihove mase su u rasponu od polovice Sunčeve do tzv. Chandrasekharove granice – najveće mase koju može imati zvijezda bijeli patuljak i iznosi oko 1.44 Sunčeve mase, iznad koje zvijezda kolabira. Gustoća bijelog patuljka je od 105 do 106 puta veća od Sunčeve – oko jedne tone po cm3. Od danas poznatih bijelih patuljaka najpoznatiji je Sirius B. To je zvijezda koja se nalazi u dvojnom (ili možda trojnom?) sustavu sa Siriusom A, najsjajnijom zvijezdom noćnog neba, udaljenom od nas 8.6 svjetlosnih godina, koja se može vidjeti u zviježđu Veliki pas ispod zviježđa Orion. Temperatura na površini Siriusa B je 27 000 K, mase je 98% Sunčeve a samo 2.2% njegova promjera.
Što se tiče zvijezda čija je masa manja od 0.4 mase Sunca, one se jednostavno sažimaju i sagorijevaju. Kad i to sažimanje jednom prestane, patuljak gubi i posljednji izvor topline te se počinje hladiti. Vjeruje se da proces tog hlađenja traje nezamislivo dugo, a zvijezda se naposljetku pretvara u „mrtvog“ crnog patuljka, hladnu mješavinu ugljika i kisika. No 14 milijardi godina starosti svemira je premalo da bi dosad nastala ijedna takva ugašena zvijezda.
Prometej.ba/F.Šarčević
Prethodno: Zvjezdana evolucija, peti dio: Nuklearni procesi u zvijezdama