💥 Ewolucja gwiazd

Animuje pełne życie pojedynczej gwiazdy i jednocześnie zaznacza jej pozycję na diagramie Hertzsprunga-Russella. Lewy panel renderuje samą gwiazdę z efektami cząsteczkowymi wiatru, dżetów i eksplozji, a prawy panel pokazuje jej ścieżkę ewolucyjną i bieżący punkt w przestrzeni jasność-temperatura.

Masa determinuje wszystko: jak szybko gwiazda spala paliwo, jak jasno świeci i jak umiera. Poniżej około 2 mas Słońca gwiazda kończy jako biały karzeł, między w przybliżeniu 2 a 8 masami pozostawia gwiazdę neutronową, a powyżej około 8 mas może zapaść się w czarną dziurę.

Mass wybiera masę początkową od 0,5 do 20 mas Słońca i wyznacza całą ścieżkę ewolucyjną. Age to oś czasu od 0 do 100, którą można przewijać od obłoku molekularnego na początku aż po ostateczną pozostałość na końcu, pozwalając ręcznie przejść przez każdy etap.

To wykres jasności (oś pionowa, w jasnościach Słońca) w funkcji temperatury powierzchni (oś pozioma, w kelwinach, z gorącymi gwiazdami po lewej). Gwiazdy grupują się w ciąg główny, gałąź olbrzymów i nadolbrzymów oraz obszar białych karłów, a poruszająca się kropka pokazuje, gdzie znajduje się twoja gwiazda w bieżącym wieku.

Czas życia na ciągu głównym wynosi w przybliżeniu t = 10 mld lat podzielone przez M do potęgi 2,5, gdzie M to masa w jednostkach masy Słońca. Symulacja łączy to z zależnością masa-jasność, w której jasność skaluje się w przybliżeniu jak M do potęgi 3,5, więc ciężkie gwiazdy są znacznie jaśniejsze, ale znacznie krócej żyją.

Dla gwiazd powyżej 8 mas Słońca symulacja podąża ścieżką dla dużej masy, kończącą się supernową z zapadnięciem jądra. Ostateczna pozostałość jest pokazywana jako gwiazda neutronowa dla mas do około 15 mas Słońca i jako czarna dziura powyżej tej wartości, odzwierciedlając mniej więcej moment, w którym zapadające się jądro przekracza granicę, jaką może wytrzymać ciśnienie degeneracji neutronów.

Kolor wynika z temperatury powierzchni, wykorzystując przybliżenie ciała doskonale czarnego wzdłuż lokusu Plancka. Chłodne etapy w pobliżu 3000 kelwinów wyglądają na czerwone, podobna do Słońca temperatura 5800 kelwinów daje żółtawo-biały odcień, a bardzo gorące fazy powyżej 25000 kelwinów świecą na niebiesko, zgodnie z tym, jak prawdziwe gwiazdy klasyfikuje się według koloru widmowego.

To wierny jakościowo model rzędu wielkości, a nie pełny numeryczny kod struktury gwiazdowej. Etapy, temperatury, jasności, promienie i skalowanie długości życia odzwierciedlają rzeczywistą astrofizykę, ale przejścia są wygładzane przez interpolację, a czasy skompresowane, by całe życie zmieściło się na jednym suwaku.

Gdy wodór w jądrze się wyczerpie, gwiazda ogromnie się rozszerza, chłodzi na powierzchni i jaśnieje ogółem, przesuwając się w prawy górny róg diagramu. Gwiazdy małomasywne przechodzą przez fazy czerwonego olbrzyma, błysku helowego i asymptotycznej gałęzi olbrzymów; masywne gwiazdy puchną w czerwone lub niebieskie nadolbrzymy i tracą masę poprzez potężne wiatry.

Ścieżki ewolucyjne gwiazd leżą u podstaw znacznej części astrofizyki. Dopasowując obserwowany diagram Hertzsprunga-Russella gromady gwiazd do tych ścieżek, astronomowie datują gromadę, a ta sama fizyka wyjaśnia powstawanie pierwiastków, supernowe i zwarte pozostałości zasilające pulsary oraz zdarzenia fal grawitacyjnych.