Cautare rapida

mcs> 8 M☉
stea gigantică mare, strălucitoare și fierbinte
(stânga sus a ramurii principale HRD; albicios-albăstrui)

După epuizarea nucleului H → He fuziune:
super gigant roșu
(He → C → Ne → O → Si → Fe fusion)

→ \ (\ textbf \)-și tipul de supernovă

dacă 8 M☉ → stea neutronică
(1-3 M☉)

dacă mcs> 15-20 M☉
din miezul de fier rămas:
→ gaură neagră (stelară)
(3-20 M☉)

Viața viitoare a celui mai mic, dar deja grup de fuziune cu hidrogen, piticele roșii cuprinse între 0,075 și 0,5 mase solare, poate fi găsită pe pagina piticilor roșii.

La stelele cu o masă inițială mai mare de 0,5 masa solară, contracția gravitațională după epuizarea arderii hidrogenului produce întotdeauna suficientă căldură pentru a declanșa încă două procese de fuziune:

1. fuziunea hidrogenului cu heliu, care până acum nu a avut loc decât în ​​nucleul stelei, se răspândește către straturile exterioare ale stelei (mai întâi doar către învelișul subțire din jurul nucleului și apoi, treptat, către straturile din ce în ce mai proeminente)

2. „Arderea heliului” începe în miezul stelei, adică fuziunea heliului cu carbonul (la o temperatură centrală de 100 milioane dolari \ mathrm $).

Ambele procese implică o producție semnificativă de căldură. Când arderea incipientă a hidrogenului în straturile exterioare ale stelei determină dezvoltarea căldurii, este capabilă să provoace expansiune datorită gravitației mai mici și a presiunii mai mici aici, astfel încât steaua se umflă. Astfel, stelele deasupra masei inițiale de 0,5 mase solare se umflă semnificativ (de obicei de 100 de ori) după epuizarea fuziunii hidrogenului nuclear, făcând steaua așa-numita intră în starea de gigant roșu (sau cele de peste 8 mase solare în starea super gigant roșie). În HRD, aceasta este zona care se ramifică din ramura principală, așa-numita „Ramură uriașă” (Giants). Există mai multe stele în ramura uriașă decât în ​​super-uriași, deoarece super-uriașii își folosesc materialul de fuziune într-un timp foarte scurt, așa că uitându-se la cer sunt rar observate, adică sunt puține dintre ele la un moment dat .

În stelele de peste 0,5 M $ <> _ $, pe lângă propagarea exterioară a arderii hidrogenului, fuziunea de heliu începe în nucleul fiecărei stele, deoarece în cazul lor temperatura miezului stelei ajunge la 100 $ \ \ mathrm $ - în timpul contracției după fuziunea H → He este epuizată. Arzător cu heliu

asa numitul Interesantul despre producția de căldură triplă - proces alfa este că generarea de energie $ P $ este uimitor de sensibilă la temperatură:

Acest lucru are ca rezultat producția de căldură inițială creșterea temperaturii miezului, ceea ce crește și mai mult performanța de producție a căldurii, ceea ce crește și mai mult temperatura și așa mai departe. Se dezvoltă o creștere autoexcitantă, autoamplificatoare a temperaturii și puterii. Dacă puterea nu ar fi atât de puternic dependentă de temperatură, steaua ar răspunde pur și simplu la evoluția căldurii inițiată prin fuziunea heliului cu o expansiune rapidă care ar răci imediat steaua datorită acțiunii împotriva gravitației. Totuși, aici, datorită proporționalității sale cu $ T ^ $, puterea crește atât de rapid încât steaua nu este în măsură să răspundă expansiunii „în absența timpului” (datorită masei sale neajutorate mari, nu se poate extinde suficient de repede). Desigur, în timp, presiunea ridicată va crea cu siguranță expansiune. Prin urmare, în epoca lor de ardere a heliului, stelele produc energie cu intensități variate. Un caz interesant de ardere cu heliu este blițul de heliu.

Nucleele rezultate \ (\ mathrm ^ C> \) fuzionează, de asemenea, cu cantitatea mare de \ (\ mathrm ^ 4He> \):

adică oxigenul va fi produs în interiorul Soarelui și apoi în starea roșie gigant, dar elementele cu o placă numerică mai mare nu se vor mai forma în stele mai mici decât masa inițială de 8 mase solare.

Astfel, intensitatea producției de căldură fluctuează foarte mult în timpul arderii heliului, deoarece în timp steaua se umflă încă din cauza presiunii ridicate cauzate de căldura produsă, apoi se răcește din umflare, apoi se contractă din nou, care apoi se încălzește și se umflă din nou și curând. Apoi, steaua nu va fi în starea calmă pe care a fost-o până acum în seria principală (chiar și de miliarde de ani), ci va intra într-un mod pulsatoriu, pulsatoriu: inflațiile și accidentele alternează. În stările umflate, steaua este numită gigantul roșu. Inflațiile sunt semnificative, de obicei mărind dimensiunea stelei de 100 de ori, de exemplu, Soarele va fi raza curentă a $ Pământului (150 \ \ mathrm $). În timpul inflațiilor, steaua va respinge o parte din propria sa materie. Acest gaz scăzut înconjoară steaua este ca o „nebuloasă”, dar între timp se îndepărtează și se subțiază.

Dar nimic nu durează pentru totdeauna, așa că după un timp steaua rămâne fără combustibil pentru arderea heliului. În viața Soarelui, de exemplu, cca. Fuziunea hidrogenului în heliu durează 10 miliarde de ani, urmată de gigantul roșu încă 1 miliard de ani (fuziunea heliului cu carbonul și fuziunea carbonului cu oxigenul din nucleul stelar). Cu toate acestea, atunci când nu mai există suficientă presiune din producția de căldură, gravitația contractează fără milă materialul stelei.

Ce se întâmplă apoi, din nou, depinde doar de masa stelei.

Dacă masa inițială a stelei este de 0,5-8 M☉:

serie principală (H → He fusion) → gigant roșu (He → C fusion) → pitic alb

Stelele cu o masă inițială cuprinsă între 0,5 și 8 M☉ abandonează atât de mult material din ele încât ajung cu aprox. Se stabilizează în jurul valorii de 0,5-1 masă solară (atunci când balonarea și renunțarea la material încetează). Nucleul rămânând astfel, când fuziunea heliului este epuizată, se prăbușește sub influența gravitației, dar contracția este oprită la un moment dat de presiunea Pauli a electronilor degenerați detașați de atomi (care este un efect mecanic cuantic), dar numai când este aprox. S-a micșorat de 100 de ori. De exemplu, Soarele are dimensiunea Pământului. Aceste rămășițe stelare se numesc pitici albi.

De ce nu se începe imediat fuziunea nucleelor ​​cu un număr tot mai mare? Miezurile cu plăci de înmatriculare în creștere au o sarcină electrică în creștere, astfel încât forța de respingere electrică dintre ele este în creștere, dar forța miezului este încă la distanță scurtă. Astfel, pentru a evita în intervalul forței miezului, miezurile care se ciocnesc au nevoie de din ce în ce mai multă viteză, din ce în ce mai multă energie cinetică, adică din ce în ce mai multă temperatură. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât contracția gravitațională este mai puternică, deci temperatura rezultată a miezului. Prin urmare, cu cât masa inițială a unei stele este mai mare, cu atât este mai mare fuziunea nucleelor ​​cu o placă numerică mai mare. În stelele sub 8 mase solare, seria de fuziune nu depășește formarea carbonului, deoarece fuziunea din cărbune ar necesita deja 500 de milioane de K. Astfel, piticii albi sunt obiecte cu conținut ridicat de carbon din nucleele lor.

Dacă masa inițială a stelei este peste 8 M☉:

secvența principală (fuziune H → He) → supergigant roșu (He → C → Ne → O → Si → fuziune Fe) → supernova II → stea neutronică/gaură neagră

Peste 8 mase solare, temperatura miezului care se micșorează atinge 500 $ \ \ mathrm $, declanșând reacții de fuziune în care din carbon se formează elemente și mai mari.

Apoi, 1,2 $ \ \ mathrm $ ‑en începe fuziunea neonului:

Dar de îndată ce o reacție de fuziune este epuizată în nucleu (din cauza epuizării materiilor prime), gravitația preia controlul din nou. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât temperatura miezului este mai mare, ceea ce inițiază reacții de fuziune ale nucleelor ​​cu plăci de înmatriculare în creștere, începând cu temperaturi în creștere. De-a lungul timpului, în stelele de peste 8 mase solare, se formează o structură de coajă, în care deplasându-se spre interior, sunt topite elemente cu un număr tot mai mare de plăci:

Desigur, în această stare, steaua se află într-o stare umflată (datorită reacțiilor de fuziune care implică generarea de căldură în straturile exterioare). Dar, de vreme ce vorbim aici despre o stea cu mai mult de 8 mase solare, aceasta suflă de multe ori mai mult decât va face Soarele, așa că le numim super-giganți roșii. Stratul exterior, la fel ca stelele din seria principală, este alcătuit din hidrogen și heliu, astfel încât „vederea” lor este similară, în ciuda faptului că au avut loc și au loc schimbări serioase în interior. Un astronom a comparat Gigantele Roșii și Super Giganții cu vedetele de la Hollywood, prin faptul că, așa cum se vede din exterior, nu au văzut trecerea timpului și îmbătrânirea internă.

Cu toate acestea, fuziunea elementelor cu un număr tot mai mare de plăci durează din ce în ce mai puțin timp. Deoarece aceste reacții implică din ce în ce mai puțină eliberare de energie, având în vedere că panta de fuziune devine din ce în ce mai puțin abruptă pe măsură ce lucrăm spre creșterea numărului de înmatriculare:

De exemplu, o stea cu o masă de 10 mase solare își folosește rezervele de hidrogen în 10 milioane de ani, dar rezervele sale de siliciu în doar 2 zile. Acest lucru se datorează faptului că, dacă o reacție de fuziune nu produce multă căldură, gravitația va micșora miezul stelei, „încălzind” miezul, ceea ce va accelera reacția de fuziune, deoarece nucleele care încearcă să fuzioneze vor avea viteze mai mari, se ciocnesc mai des, și se apropie unul de celălalt mai des.distanța mică necesară pentru a porni forța centrală.

Elementele cu o plăcuță de înmatriculare mai mare (până la numărul de fier 26) sunt astfel create pe de o parte de faptul că miezurile din ce în ce mai mari se îmbină cu ele însele, sau cel mai adesea cu heliu.

Pe de altă parte, carbonul și neonul rezultat se combină cu heliu pentru a produce neutroni:

Atunci acești neutroni, fiind neutri (nu sunt afectați de Coulomb - repulsia nucleelor) pot pătrunde cu ușurință în orice nucleu și pot fi absorbiți acolo. Acest lucru creează o mare varietate de izotopi din ce în ce mai dificili ai tabelului periodic. În nucleele formate prin absorbția neutronilor, raportul neutron - proton nu este optim, dar există prea mulți neutroni; aceasta este stabilită de nucleul însuși cu decorații $ \ beta $ (în timpul cărora neutronul devine un proton, adică crește placa de înmatriculare) și apoi absoarbe un alt neutron, iar acești pași pot fi repetați mereu.

Cu toate acestea, producția de elemente de mai sus nu poate produce elemente mai grele decât fierul, deoarece atunci când fierul predomină în nucleul stelar, nu există nimeni care să poată produce neutroni care pot fi prinși în plăcile numerice în creștere. În cazul fierului, fuziunea elementelor cu un număr mare de plăci nu are loc, deoarece aceasta nu implică eliberare de energie, deoarece în cazul nucleelor ​​\ (\ mathrm ^ Fe> \) cea mai mare valoare este legarea energie pe nucleon (adică pentru nucleoni este cea mai adâncă groapă în care încă „curg”, dar nu ar mai fi într-o stare de energie atât de profundă în nuclee mai mari decât fierul).

O altă sursă de neutroni se va naște mai târziu, când fuziunea și producția de căldură asociată încetează în nucleul super-gigant roșu-fier și, spre deosebire de stelele mai mici, în care repulsia Pauli poate opri gravitația în starea degenerată a gazului electronic, nucleul suferă din nou contracția gravitațională., care (prin eliberarea energiei gravitaționale cu potențial de sine) încălzește din nou în mod semnificativ miezul stelei. Pentru a depăși presiunea electronilor degenerați, nucleul stelar (similar cu supernovele de tip Ia) trebuie să ajungă la Chandrasekhar - limită de 1,44 mase solare și aici, care este de cca. Posibil pentru stele cu o masă inițială de 8 mase solare. Prin urmare, deasupra acestei mase, miezul de fier al stelei (aproximativ 10 \ 000 \ \ mathrm $ diametru) se prăbușește la 10 $ \ unicode 20 \ \ mathrm $ méretű, brusc, pentru mai puțin de 1 $ \ mathrm $. La temperatura de bază de $ 10 \ \ mathrm $ ól rezultată din prăbușire, coliziunile miezurilor de fier devin atât de violente încât disocierea termică, adică descompunerea termică, începe:

Invazia neutronilor rezultați - fără a detecta spațiul electric, Coulomb al nucleelor ​​- poate pătrunde nestingherit în orice nucleu greu, creând elemente chimice din ce în ce mai dificile.

Dacă masa inițială a stelei este între 8 și 15-20 M☉:

secvența principală (fuziune H → He) → supergigant roșu (He → C → Ne → O → Si → fuziune Fe) → supernova II → stea neutronică

Stelele de neutroni sunt - în mod eronat - gândite ca un „nucleu” gigantic al tuturor neutronilor, dar în timp ce nucleonii (neutroni și protoni) din nuclei sunt ținuți împreună de interacțiunea nucleară (forța nucleară; „forța reziduală” a interacțiunii puternice), forțele gravitaționale neutroni nefericiți în imediata apropiere unul de altul. Datorită presiunii Pauli, neutronii chiar vor să zboare, dar gravitația foarte puternică nu permite acest lucru. A considera o stea de neutroni ca un nucleu atomic este la fel de legitim ca să te gândești la un bărbat și o femeie extraterestră sălbatică care se apasă reciproc pe un tramvai de mare viteză.

Dacă masa inițială a stelei este peste 15-20 M☉:

secvența principală (H → He fusion) → super gigant roșu (He → C → Ne → O → Si → Fe fusion) → II supernova → gaură neagră

Dacă masa inițială a stelei a depășit și 15-20 de mase solare, masa miezului de fier rămas după explozia supernovei va depăși cca. 3 la masa solară, când presiunea Pauli uli a gazului neutron degenerat nu mai poate rezista gravitației, deci la 20 $ \ \ mathrm $ - nu încetează să se micșoreze, dar se prăbușește și mai mult, iar rezultatul final va fi un negru gaura. O gaură neagră este o formațiune la suprafața (la orizontul evenimentelor) a vitezei de evacuare care ating viteza luminii. Pentru un obiect cu masa $ M $, această condiție este valabilă pentru raza $ R _> $ Schwartzschild -:

unde $ G $ este constanta gravitațională și $ c $ este viteza luminii.

Pe baza acestui fapt, pentru a deveni o gaură neagră, masa Soarelui ar trebui să fie comprimată într-o sferă de 3 $ \ \ mathrm $ át în diametru, în timp ce masa Pământului ar trebui să fie comprimată într-un „bob de mazăre "cu un diametru de 8,7 $ \ \ mathrm $.

Masa găurilor negre din stele acoperă o gamă relativ îngustă, deoarece chiar dacă masa inițială a fiecărei stele este mult mai mare decât masa solară minimă 15-20, acestea pierd mult material din cauza vântului stelar înainte de explozia supernova, deci miezul lor nu poate fi mult mai mare decât limita inferioară este de 3 mase solare. Oricum, stelele cu cele mai mari mase cunoscute în prezent au o masă de 150-200 mase solare, adică doar de 10 ori mai grele decât masa minimă necesară pentru a forma o gaură neagră. Găurile negre născute ca resturi stelare (adică stelare) sunt considerate a fi ușoare în masă (3-15 mase solare), dar se pot uni mai târziu în viața lor prin coliziuni pentru a forma găuri negre „medii” și în cele din urmă găuri negre „supermasive” în mijlocul masei galaxiilor este de obicei de un milion de ori sau de miliarde de ori masa solară (cu o masă solară maximă de 50 de miliarde). Gaura neagră din mijlocul galaxiei noastre, Calea Lactee, este de cca. Are o masă solară de 4 milioane. Conform modelelor teoretice, un alt material care încearcă să cadă pe o gaură neagră peste 50 de miliarde de mase solare devine atât de fierbinte deja în timpul unei căderi încât gaura neagră „suflă”, care este o limită superioară de masă pentru găurile negre.

În 1987, după aproape 400 de ani, o explozie de supernovă, de data aceasta de tip II, a fost din nou observată de pe Pământ. Evenimentul a fost prezis de detectoarele de neutrini la sol înainte ca lumina să ajungă aici. Restul arată astăzi:

• Brehm LUMEA ANIMALELOR STELE DE MARE DIN CLASA A III-A (ASTEROIDEA)
• Poziția stelelor - alfabet Michelin - Business Traveler
• Cea mai simplă rețetă de croissant este ce castravete și cum este făcut
• Există trei cazuri tipice de durere la genunchi, durere la genunchi noaptea
• A 121