Швидкий пошук

мкс> 8 М☉
велика, яскрава, гаряча гігантська зірка
(вгорі ліворуч від основної гілки HRD; білувато-синюшний)

Після виснаження ядра H → плавлення He:
червоний супергігант
(Злиття He → C → Ne → O → Si → Fe)

→ \ (\ textbf \)-і тип наднової

якщо 8 М☉ → нейтронна зірка
(1-3 М☉)

якщо mcs> 15-20 М☉
від залишкового залізного ядра:
→ чорна діра (зоряна)
(3-20 М☉)

Подальше життя найменшої, але вже водневої групи синтезу водню, червоних карликів між 0,075 і 0,5 маси Сонця, можна знайти на сторінці червоних карликів.

У зірок з початковою масою понад 0,5 сонячної маси гравітаційне скорочення після виснаження водневого згоряння завжди виробляє достатньо тепла, щоб викликати ще два процеси синтезу:

1. злиття водню з гелієм, яке до цього часу відбувалося лише в ядрі зірки, поширюється на зовнішні шари зірки (спочатку лише на тонку оболонку навколо ядра, а потім, поступово, на все більш виступаючі шари)

2. "спалення гелію" починається в ядрі зірки, тобто злиття гелію з вуглецем (при температурі ядра 100 мільйонів доларів \ mathrm $).

Обидва процеси передбачають значне виробництво тепла. Коли початкове згоряння водню у зовнішніх шарах зірки викликає розвиток тепла, воно здатне викликати розширення через меншу гравітацію та менший тиск, тому зірка надувається. Таким чином, зірки понад початкову масу 0,5 сонячної маси значно розбухають (як правило, у 100 разів) після виснаження ядерного синтезу водню, роблячи зірку т.зв. він переходить у стан червоного гіганта (або тих, що перевищують 8 мас Сонця, у стан червоних супергігантів). У HRD це ділянка, що відгалужується від основної гілки, так званої «Гігантська гілка» (Giants). У гігантській гілці зірок більше, ніж у супергігантах, оскільки супергіганти витрачають свій синтезний матеріал за дуже короткий час, тому, дивлячись у небо, їх рідко спостерігають, тобто їх на даному етапі мало час.

У зірок вище 0,5 M $ <> _ $, крім зовнішнього поширення згоряння водню, в ядрі кожної зірки починається плавлення гелію, оскільки в їх випадку температура серцевини зірки досягає 100 $ \ \ mathrm $ - під час скорочення після плазми H → He виснажується. Гелієвий пальник

так звані Цікавим у виробництві тепла з потрійним альфа-процесом є те, що генерація енергії $ P $ надзвичайно чутлива до температури:

Це призводить до того, що початкове виробництво тепла підвищує температуру серцевини, що ще більше підвищує продуктивність виробництва тепла, що додатково підвищує температуру тощо. Розвивається самозбуджуюче, самопосилювальне підвищення температури та потужності. Якби потужність не була настільки сильною, що залежить від температури, зірка просто реагувала б на виділення тепла, ініційоване плавленням гелію, швидким розширенням, яке негайно охолоджувало б зірку через роботу проти гравітації. Однак тут завдяки своїй пропорційності з $ T ^ $ потужність зростає настільки швидко, що зірка не може реагувати на розширення "за відсутності часу" (через свою велику безпомічну масу вона не може розширюватися досить швидко). Звичайно, з часом високий тиск однозначно створить розширення. Тому в свою еру спалення гелію зірки виробляють енергію з різною інтенсивністю. Цікавим випадком спалення гелію є спалах гелію.

Отримані \ (\ mathrm ^ C> \) ядра також зливаються з великою кількістю \ (\ mathrm ^ 4He> \):

тобто кисень буде вироблятися всередині Сонця, а потім у стані червоного гіганта, але елементи з більшою номерною пластиною більше не будуть утворюватися в зірках, менших за початкову масу 8 сонячних мас.

Таким чином, інтенсивність вироблення тепла сильно коливається під час згоряння гелію, оскільки з часом зірка все ще надувається через високий тиск, викликаний виділеним теплом, потім охолоджується від накачування, потім знову стискається, а потім нагрівається і знову надувається, і так далі. Тоді зірка не буде в спокійному стані, як це було в основному серіалі до цього часу (навіть на мільярди років), а перейде в пульсуючий, пульсуючий режим: інфляції та катастрофи чергуються. У завищених штатах зірку називають червоним велетнем. Інфляція значна, зазвичай збільшуючи розмір зірки в 100 разів, наприклад, поточний радіус Сонця буде $ 150 $ \ mathrm $. Під час інфляції зірка відштовхує частину власної речовини. Газ, що оточує зірку, схожий на "туманність", але тим часом він продовжує віддалятися і витончуватися.

Але ніщо не триває вічно, тому через деякий час у зірки закінчується паливо для спалювання гелію. Наприклад, у житті Сонця приблизно Злиття водню з гелієм триває 10 мільярдів років, а потім червоний гігант ще 1 мільярд років (злиття гелію з вуглецем та злиття вуглецю з киснем у ядрі зірки). Однак, коли вже не вистачає тиску від виробництва тепла, гравітація нещадно стискає матеріал зірки.

Що станеться потім знову, залежить лише від маси зірки.

Якщо початкова маса зірки 0,5-8 М☉:

основна серія (H → He fusion) → червоний гігант (He → C fusion) → білий карлик

Зірки з початковою масою від 0,5 до 8 М☉ викидають із себе стільки матеріалу, що в результаті отримують приблизно Він стабілізує близько 0,5-1 сонячної маси (це коли припиняється здуття живота і випадання матеріалу). Залишається таким чином ядро, коли синтез гелію виснажується, руйнується під впливом сили тяжіння, але скорочення припиняється в одній точці тиском Паулі вироджених електронів, що від'єднуються від атомів (що є квантово-механічним ефектом), але лише коли це приблизно Він зменшився в 100 разів. Наприклад, Сонце має розміри Землі. Ці зоряні залишки називаються білими карликами.

Чому злиття ядер зі збільшенням числа не починається негайно? Сердечники зі збільшенням числових пластин мають зростаючий електричний заряд, тому електрична сила відштовхування між ними зростає, але сила серцевини все ще мала дію. Таким чином, щоб уникнути в діапазоні сили серцевини, що стикаються сердечники потребують все більшої швидкості, все більшої кінетичної енергії, тобто все більшої температури. Чим більша маса зірки, тим сильніше гравітаційне скорочення, отже, результуюча температура ядра. Отже, чим більша початкова маса зірки, тим більший злиття ядер з більшою номерною пластиною. У зірок нижче 8 сонячних мас ряд термоядерних синтезів не виходить за межі утворення вуглецю, оскільки для синтезу вугілля вже потрібно 500 млн. К. Отже, білі карлики - це вуглецеві об’єкти у своїх ядрах.

Якщо початкова маса зірки вище 8 М 8:

основна послідовність (злиття H → He) → червоний надгігант (He → C → Ne → O → Si → злиття Fe) → II наднова → нейтронна зірка/чорна діра

Понад 8 сонячних мас температура усадочного ядра досягає $ 500 \ \ mathrm $, ініціюючи реакції синтезу, в яких із вуглецю утворюються ще більш пронумеровані елементи:

Тоді $ 1,2 \ \ mathrm $ ‑en запускає неоновий синтез:

Але як тільки реакція синтезу виснажується в ядрі (через виснаження вихідних речовин), гравітація знову бере під контроль. Чим більша маса зірки, тим вища температура в ядрі, яка ініціює реакції синтезу ядер із збільшенням номерних знаків, які починаються при більш високих і вищих температурах. З часом у зірок, що перевищують 8 сонячних мас, утворюється структура оболонки, в якій, рухаючись всередину, елементи зі збільшенням кількості пластин сплавляються:

Звичайно, у цьому стані зірка знаходиться в завищеному стані (внаслідок реакцій синтезу, що включають утворення тепла у зовнішніх шарах). Але оскільки ми тут говоримо про зірку з понад 8 сонячними масами, вона дме в рази більше, ніж Сонце, тому ми називаємо їх червоними надгігантами. Зовнішній шар, як і зірки основного ряду, складається з водню та гелію, тому їх «зір» схожий, незважаючи на те, що всередині відбулися і відбуваються серйозні зміни. Астроном порівняв Червоних Гігантів і Супер Гігантів із голлівудськими зірками, оскільки, як видно ззовні, вони не бачили плину часу і внутрішнього старіння.

Однак злиття елементів, що все більше пронумеровані, займає все менше часу. Оскільки ці реакції передбачають все менше і менше виділення енергії, враховуючи, що нахил термоядерного синтезу стає все менше і менше крутим, коли ми працюємо над збільшенням номерного знака:

Наприклад, зірка з масою 10 сонячних мас використовує свої запаси водню через 10 мільйонів років, але запаси кремнію лише за 2 дні. Це пов’язано з тим, що якщо реакція синтезу не виробляє багато тепла, гравітація зменшить серцевину зірки, «нагріваючи» серцевину, що прискорить реакцію синтезу, оскільки ядра, що намагаються злитися, матимуть більшу швидкість, частіше стикаються, і наближатися один до одного частіше. мала відстань, необхідна для запуску сили ядра.

Таким чином, елементи з більшим номерним знаком (аж до заліза номер 26) створюються, з одного боку, тим, що більші і більші ядра зливаються самі з собою, або найчастіше з гелієм.

З іншого боку, вуглець і неон, що утворюються, поєднуються з гелієм, утворюючи нейтрони:

Тоді ці нейтрони, будучи нейтральними (на них не впливає кулонівське відштовхування ядер), можуть легко проникнути в будь-яке ядро ​​і там поглинутись. Це створює широкий спектр все більш складних ізотопів періодичної системи. У ядрах, утворених нейтронним поглинанням, співвідношення нейтрон - протон не є оптимальним, але нейтронів занадто багато; це встановлюється самим ядром з $ \ beta $ -декораціями (під час яких нейтрон стає протоном, тобто номерний знак збільшується), а потім він поглинає інший нейтрон, і ці дії можна повторювати знову і знову.

Однак вищезазначене виробництво акумуляторів не може виробляти елементи важчі заліза, тому що коли залізо переважає в ядрі зірки, немає нікого, хто може виробляти нейтрони, які можуть потрапити в ядра все більшої кількості. У випадку заліза сплавлення елементів з великою кількістю пластин не відбувається, оскільки це не передбачає виділення енергії, оскільки у випадку ядер \ (\ mathrm ^ Fe> \) найбільшим значенням є зв'язування енергія на нуклон (тобто для нуклонів це найглибша яма, де вони все ще "течуть", але більше не будуть знаходитися в такому глибокому енергетичному стані в ядрах, більших за залізо).

Ще одне джерело нейтронів народиться пізніше, коли в залізо-червоному супергігантському ядрі припиниться синтез і пов'язане з ним виробництво тепла, і, на відміну від менших зірок, де відштовхування Паулі може зупинити гравітацію у виродженому стані електронного газу, ядро знову зазнає гравітаційного скорочення., яке (завдяки виділенню гравітаційної енергії власного потенціалу) знову значно нагріває ядро ​​зірки. Щоб подолати тиск вироджених електронів, ядро ​​зірки (подібно до наднових Ia типу) також повинно досягти межі Чандрасехар-іт у 1,44 сонячних мас, що становить приблизно Можливо для зірок з початковою масою 8 сонячних мас. Отже, над цією масою залізне ядро ​​розміром приблизно із Землю (приблизно 10 $ 10 \ 000 \ \ mathrm $ діаметром) руйнується до $ 10 \ unicode 20 \ \ mathrm $ méretű, раптово, менше ніж за $ 1 \ mathrm $. При температурі серцевини в $ 10 \ \ mathrm $ ól в результаті колапсу зіткнення залізних сердечників стають настільки сильними, що починається термічна дисоціація, тобто термічне розкладання:

Вторгнення отриманих нейтронів - не відчуваючи електричного, кулонівського простору ядер - може безперешкодно проникати в будь-яке важке ядро, створюючи дедалі складніші хімічні елементи.

Якщо початкова маса зірки становить від 8 до 15-20 М☉:

основна послідовність (злиття H → He) → червоний надгігант (He → C → Ne → O → Si → злиття Fe) → II наднова → нейтронна зірка

Нейтронні зірки помилково вважаються гігантським "ядром" усіх нейтронів, але поки нуклони (нейтрони і протони) в ядрах утримуються разом за допомогою ядерної взаємодії (ядерна сила; "залишкова сила" сильної взаємодії), сили гравітації нещасні нейтрони в безпосередній близькості один від одного. Через тиск Паулі нейтрони дійсно хочуть відлетіти, але дуже сильна гравітація не дозволяє цього. Нейтронна зірка є настільки ж законним ядерним ядром, як і думка про диких інопланетян, які стискають одне одного на швидкісному трамваї.

Якщо початкова маса зірки вище 15-20 М☉:

основна послідовність (H → злиття He) → червоний супергігант (He → C → Ne → O → Si → злиття Fe) → II наднова → чорна діра

Якщо вихідна маса зірки також перевищила 15-20 мас Сонця, маса залізного ядра, що залишилася після вибуху наднової, перевищить приблизно. Межа в 3 сонячні маси, коли Паулі - тиск виродженого нейтронного газу вже не може протистояти силі тяжіння, тому при $ 20 \ \ mathrm $ - він не перестає скорочуватися, а руйнується ще більше, і кінцевий результат буде чорна діра. Чорна діра - це утворення на поверхні (на горизонті подій) швидкості втечі, що досягає швидкості світла. Для об'єкта масою $ M $ ця умова виконується для радіуса $ R _> $ Schwartzschild -:

де $ G $ - гравітаційна постійна, а $ c $ - швидкість світла.

Виходячи з цього, щоб стати чорною дірою, масу Сонця потрібно було б стиснути у сферу діаметром $ 3 \ \ mathrm $ át, тоді як масу Землі потрібно було б стиснути в "зерно гороху "$ 8,7 \ \ mathrm $ в діаметрі.

Маса чорних дір від зірок охоплює відносно вузький діапазон, оскільки, хоча початкова маса кожної зірки набагато більша за мінімальну 15-20 сонячну масу, вони втрачають багато матеріалу через зоряний вітер до вибуху наднової, тому їхнє ядро ​​не може бути набагато більшим, ніж нижня межа - 3 сонячні маси. У будь-якому випадку, зірки з найбільшими масами, відомими на сьогоднішній день, мають масу 150-200 мас Сонця, тобто лише в 10 разів важче мінімальної маси, необхідної для утворення чорної діри. Чорні діри, що народилися у вигляді зоряних залишків (тобто зоряних), вважаються легкими по масі (3-15 сонячних мас), але пізніше у своєму житті можуть об’єднатися в результаті зіткнень, утворюючи «середні» чорні діри і, врешті-решт, «надмасивні» чорні діри в маса середини галактик, як правило, в мільйон разів або в мільярд разів перевищує масу Сонця (з максимальною масою Сонця 50 мільярдів). Чорна діра в середині нашої галактики, Чумацький Шлях, становить приблизно Він має сонячну масу 4 мільйони. Згідно з теоретичними моделями, інший матеріал, який намагається впасти на чорну діру понад 50 мільярдів сонячних мас, стає настільки гарячим вже під час падіння, що чорна діра "здувається", що є верхньою межею маси для чорних дір.

У 1987 році, після майже 400 років, із Землі знову спостерігався вибух наднової, цього разу типу II. Подія була передбачена наземними детекторами нейтрино до того, як світло прибуло сюди. Решта сьогодні виглядає так:

• Брем СВІТ ТВАРИН МОРІ ЗІРКИ ТРЕТЬОГО КЛАСУ (ASTEROIDEA)
• Положення зірок - алфавіт Мішлена - Діловий мандрівник
• Найпростіший рецепт круасанів - це що таке круасан і як він виготовляється
• Є три типові випадки болю в коліні: біль у коліні вночі
• A 121