Kis tömegű csillagok

A kis tömegű csillagok viszonylag alacsony luminozitásnál érik el az óriáságat (Red Giant Branch), mivel addig a termelt energia jelentős része a burok tágulási munkájára fordítódik. Amikor az effektív hőmérséklet kb. 3000 K-re csökken, a burokban jelentőssé válik a konvektív energiatranszport (lásd 1.5.3. fejezet). Ekkor az energiaterjedés jóval hatékonyabbá válik, így a burok tágulása megáll. A konvekció egészen a magig leérve felkeveri a mélyebb rétegek anyagát a felszínre, így a csillagburok kémiai összetétele a korábbi inhomogén struktúrához képest jóval homogénabbá válik.

A csillag ezután a konvektív csillagokra érvényes Hayashi-vonal (2.1.4. fejezet) mentén fejlődik tovább: luminozitása egyre nő, míg effektív hőmérséklete alig változik. Ez az állapot egészen nagy luminozitásokat ( $L \sim 1000$ $L_{\odot}$) eredményezhet, így a csillag lényegében az óriáság tetejéig eljuthat.

Az egyre zsugorodó He-mag egy kritikus sűrűség elérésekor elfajult (degenerált) állapotba kerül (lásd 1.4.1. fejezet). Ebben az állapotban a szabad elektronok közti átlagos távolság a de Broglie-hullámhossz nagyságrendjébe esik, az elektronok Fermi-energiája pedig összemérhetővé válik a termikus energiával: $E_F \approx k T$. A mag nyomásához ettől kezdve hozzáadódik az elfajult elektrongáz nyomása: $P \sim \rho^{5/3}$.

Ha a csillag tömege 0,5 $M_{\odot }$-nél kisebb, az elfajult elektrongáz nyomása megállítja a mag további kontrakcióját, még mielőtt az elérhetné a $10^8$ K hőmérsékletet. Ha azonban $M > 0,5$ $M_{\odot }$, a mag tovább zsugorodik, és eléri a $10^8$ K hőmérsékletet. Ekkor beindul a He $\rightarrow$ C fúzió ($3 \alpha$-folyamat, lásd 1.6.10. fejezet). Mivel az elfajult anyag nyomása nem függ a hőmérséklettől, a fúzió során termelt energia a hőmérsékletet növeli, a nyomást viszont nem. Így a mag nem kezd hirtelen tágulásba, azaz a meredeken emelkedő hőmérséklet tovább gyorsítja a fúziót. A fúziós folyamat ennélfogva hirtelen, robbanásszerűen indul be a magban, ez a héliummag-felvillanás (He-core flash). Ez azért nem vezet a csillag teljes felrobbanásához, mert a növekvő hőmérséklet egy idő után megszünteti az elektronok degenerációját. A nyomás újra függeni fog a hőmérséklettől, a mag ezután kitágul, lehűl, így a fúzió kontrollálttá válik.

A He-égés beindulásakor a csillag új egyensúlyi helyzetet alakít ki: a magban He $\rightarrow$ C fúzió, a magot övező héjban H $\rightarrow$ He fúzió termel energiát. Ekkor a csillag nagyjából a vörös óriás ág felénél található sűrűn populált sávba kerül. Ez a horizontális ág a fémgazdag csillagokra az óriásághoz közeli effektív hőmérsékleteknél, fémszegényebb csillagokra viszont valamivel magasabb hőmérsékleteknél helyezkedik el.

A magban egyre gyarapodó inaktív széngömb a mag sűrűségét növeli, míg a héjbeli H-égés a burok lassú tágulását eredményezi. A horizontális ágról a csillag ismét az óriáság teteje felé fejlődik, de a Hayashi-vonaltól balra, kissé magasabb effektív hőmérsékletek mellett. Ez az útvonal az aszimptotikus óriáság (Asymptotic Giant Branch, AGB).

Az óriáság tetején a H-égető héj alján elhelyezkedő, enyhén elfajult He-héjban is beindul a He $\rightarrow$ C fúzió. Itt ugyanaz játszódik le, mint korábban a magban, csak kisebb energiával (hélimhéj-felvillanás). Ez akár többször is végbemehet, így jönnek létre a termális pulzusok. Ezek hatására a csillag elveszti a külső burkát. A visszamaradó, vékony He-réteggel övezett, szénben gazdag mag pedig fehér törpévé válik (lásd 1.4. fejezet).

2.3. Ábra: Fősorozat utáni fejlődési útvonalak 1, 5 és 10 naptömegű csillagok esetében (forrás: $\copyright$ Copyright CSIRO Australia, http://outreach.atnf.csiro.au)