karły

karły,

astr. najczęściej występujący typ gwiazdy;

są to gwiazdy populacji I (gwiazd populacje) leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga–Russella. W ramach klasyfikacji widmowej karły są zaliczane do klasy jasności V (klasyfikacja widmowa gwiazd). Bezpośrednio po powstaniu gwiazdy mają stosunkowo duże rozmiary; następnie kurczą się, zmierzając na diagramie Hertzsprunga–Russella do linii karłów ciągiem głównym wieku zero. Jej dokładne położenie zależy od składu chemicznego materii gwiazdowej, mierzonego sumaryczną zawartością wszystkich pierwiastków cięższych od helu. Po osiągnięciu ciągu głównego wieku zero gwiazda przestaje się kurczyć (osiągając swój minimalny promień) i staje się karłem; w jej jądrze rozpoczyna się reakcja przemiany wodoru w hel. W miarę zużywania wodoru promień karła powoli rośnie. Gwiazda opuszcza ciąg główny, gdy w jej środku wyczerpie się całkowicie wodór. Czas życia na ciągu głównym, t_cg, czyli czas trwania stadium karła, można oszacować z przybliżonej formuły: t_cg ≈ 10¹⁰(M/M_⊙)^−2,5 lat, gdzie M jest masą karła, a M_⊙ masą Słońca. Od ciągu głównego gwiazda przechodzi do obszaru olbrzymów.

Podstawowe parametry karłów, czyli jasność (L) i temperatura efektywna (a zatem i promień), są określone w dobrym przybliżeniu przez masę gwiazdy, log(L/L_⊙) = klog(M/M_⊙) + 0,08, gdzie k = 3,8 dla M > 0,2 M_⊙ (dla gwiazd mniej masywnych — ok. 2,5), L_⊙ jest jasnością Słońca. Przemiana wodoru w hel zachodzi w jądrach karłów przez dwa podstawowe łańcuchy reakcji termojądrowych: tzw. cykl proton–proton (p–p) i cykl CNO. W mało masywnych karłach dominuje cykl p–p, w karłach o masie ok. 1,3 M_⊙ (obydwa cykle mają porównywalną wydajność) w bardziej masywnych karłach dominuje zaś cykl CNO. W jądrach karłów o M > 1,3 M_⊙ wskutek konwekcji następuje mieszanie materii powodujące utrzymanie w całym jądrze praktycznie takiego samego składu chemicznego; skokowy spadek zawartości helu — do wartości odpowiadającej nie przetworzonej w reakcjach jądrowych materii gwiazdowej — występuje na jego zewnętrznej granicy; poza jądrem energia jest przenoszona na zewnątrz gwiazdy na drodze promienistej. W jądrach karłów o M < 1,3 M_⊙ nie ma konwekcji, a tempo zmniejszania zawartości wodoru najszybsze jest w środku, coraz wolniejsze ku zewnętrznej granicy jądra; w efekcie zawartość helu spada płynnie od środka gwiazdy do granicy jądra; wytworzona energia jest przenoszona na zewnątrz, początkowo na drodze promienistej, a bliżej powierzchni karła w wyniku konwekcji. W karłach o coraz mniejszych masach i temperaturach efektywnych warstwa częściowej jonizacji (a wraz z nią warstwa konwektywna) sięga coraz głębiej pod powierzchnię (np. w Słońcu do ok. ¹/₃ jego promienia), aż przy masie karłów ok. 0,3 M_⊙ dochodzi do środka gwiazdy. Obecność warstwy konwektywnej w rotującej gwieździe prowadzi do powstania aktywności magnetycznej gwiazdy. Minimalna masa karłów wynosi ok. 0,08 M_⊙ (dokładna jej wartość zależy od składu chemicznego materii gwiazdowej). Obiekty o mniejszych masach nie osiągają w centrum dostatecznie wysokiej temperatury, by mogły zachodzić w nich reakcje przemiany wodoru w hel (brązowe karły).