Sterrekunde

Versmelt 'n ster helium tot berillium in die hoofreeks?

Versmelt 'n ster helium tot berillium in die hoofreeks?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

As 'n ster klaar is met al sy waterstof in helium, dan sal dit helium in berillium begin smelt, ensovoorts, totdat dit yster is.

As die ster met berillium versmelt, sal die ster nog in die hoofreeksfase wees en sal dit op daardie stadium tot die rooi reusfase begin groei, of is daar geen gegewe reël vir wanneer dit gaan begin groei nie?


Wat definieer die hoofreeks?

Hoofreekssterre word gekenmerk deur versmelting van waterstof in hul kern, hetsy deur die proton-protonketting (vir laermassa-sterre) of die CNO-siklus (vir sterre meer as ongeveer 1,5 keer die son se massa). Buite die kern vind geen noemenswaardige samesmelting plaas nie; die buitenste lae is betrokke by stralings- of konvektiewe energietransport, maar nie energieopwekking nie. Oor die algemeen, as waterstoffusie in die kern voorkom, sê ons dat 'n ster steeds in die hoofreeks is.

Dit verander in sterre wat van die hoofreeks af ontwikkel. Sommige rooi reuse met 'n lae massa kan waterstof met helium versmelt via die CNO-siklus in 'n laag buite 'n grootliks nie-reaktiewe heliumkern; hierna word verwys as dop verbrand. In massiewe sterre word swaarder elemente (bv. Helium, koolstof, ens.) In die kern versmelt, en die dop van die dop bly in die buitenste lae. Byvoorbeeld, in 'n ster met 'n groot massa wat ver in die fase na die hoofreeks van sy lewe is, kan u sien dat suurstof, neon, koolstof, helium en waterstof in opeenvolgende lae verder en verder van die kern versmelt word.

'N Algemene wanopvatting is dat 'n ster al sy waterstof opgebruik voordat hy die hoofreeks verlaat; dit is nie waar nie. Dit gebruik slegs die meeste waterstof in sy kern; daar is nog baie in die buitenste lae, wat die skulpversmelting moontlik maak.

Evolusie na die hoofreeks

Kom ons kyk na sterre van ongeveer een sonmassa. Aangesien waterstoffusie in die (nou ontaarde) kern stop, verdwyn die drukbron wat die ster in hidrostatiese ewewig hou. Waterstofverbranding begin in 'n dop rondom die kern. Na 'n geruime tyd begin die kern saamtrek, die buitenste koevert brei uit en die ster is na bewering op die rooi reuse-tak. Uiteindelik styg die temperatuur tot op die punt waar die trippel-alfa-proses kan plaasvind, en vind 'n heliumflits plaas, wat die begin van die horisontale tak en helium-fusie via die triple-alfa-proses aandui. Die verbranding van waterstofdoppe duur voort.

Soos u sal sien - en soos ander gesê het - sterre moenie versmelt helium tot berillium in enige beduidende mate gedurende enige deel van hierdie proses, of evolusie na hoofsekwense in die algemeen. Dit is endotermies; die trippel-alfa-proses is eksotermies.


Versmelt 'n ster helium tot berillium in die hoofreeks?

Sterre moenie smelt helium tot berillium, behalwe as 'n baie, baie kort tussenstap na koolstof. Helium-heliumfusie tot berillium vorm endotermies: dit verbruik energie. Om die saak te vererger, het die beryllium-8 wat lei tot 'n baie kort halfleeftyd, minder as $10^{-16}$ sekondes. Helium sou die einde van die samesmelting in sterre wees (en daar sou niemand van ons wees nie) as dit nie vir 'n gelukskoot was nie: die beryllium-8 wat deur helium-heliumfusie gevorm word, het byna presies dieselfde energie as 'n opgewekte toestand van koolstof-12.

Dit verhoog die waarskynlikheid dat 'n derde helium-4-kern kombineer met 'n kortstondige berillium-8-kern om koolstof-12 te vorm. Dit is stabiel. Die volgende fase na die verbranding van waterstof is dus drievoudige heliumverbranding (die drievoudige alfa-proses), wat beryllium omseil, behalwe as tussenganger.

As die ster met berillium versmelt, sal die ster nog in die hoofreeksfase wees en sal dit op daardie stadium tot die rooi reusfase begin groei, of is daar geen gegewe reël vir wanneer dit gaan begin groei nie?

'N Ster verlaat die hoofreeks goed voordat dit helium begin smelt. Dit verlaat die hoofreeks wanneer die ster nie meer waterstoffusie in die kern kan onderhou nie. Dit gebeur wanneer die kern van waterstof leeg word. Op hierdie stadium is die helium wat deur waterstoffusie agterbly in wese as. Waterstofversmelting gaan voort aan die rand van die kern (skulpverbranding), maar die kern wat op waterstof uitgeput is, is op hierdie punt heeltemal te koud om helium tot koolstof (nie berillium) te smelt. Dit stort dus ineen, en word geleidelik warmer.

Die ster begin helium met koolstof (en ook suurstof) smelt as die massa van die ster na die hoofreeks groot genoeg is. Op hierdie stadium stort die rooi reus in duie en gedra hom amper soos 'n hoofreeksster met 'n tweede lewe. Die tweede lewe duur egter nie baie lank nie.


Watter elemente smelt sterre saam?

Die sterre met die grootste massa kan alle elemente tot en met insluit yster in hul kerne. Maar yster is die swaarste element wat hulle kan maak. Fusie van yster skep nie energie nie, en sonder 'n energietoevoer sal die ster binnekort sterf.

Kan sterre ook yster smelt? Selfs hoër massa sterre sal neon verbrand nadat koolstof opgebruik is. Maar een keer yster bereik word, word die samesmelting sedertdien gestaak yster is so stewig gebind dat geen energie nie kan word deur samesmelting onttrek. Yster kan versmelt, maar dit absorbeer energie in die proses en die kerntemperatuur daal.

Hiervan word alle elemente deur sterre vervaardig?

Amper almal van die elemente sien ons aan die Periodieke tabel is op 'n sekere tydstip gemaak die lewe en dood van 'n ster. Daar word algemeen geglo dat die meeste van die elemente in die heelal swaarder as helium is geskep in sterre wanneer ligter kerne saamsmelt om swaarder kerne te maak. Die proses word nukleosintese genoem.

Waarom versmelt yster nie in 'n massiewe ster nie?

Yster kan nie saamgevoeg word in iets swaarder nie as gevolg van die waansinnige hoeveelhede energie en krag wat benodig word smeltyster atome. Die yster in die sterre kern is nie die rede waarom die ster supernova geword het, het die totale massa dit laat ontplof. Maar die yster in sy kern het dit laat sterf.


Wetenskap op u drumpel

Toe ek die eerste keer van sterre begin leer het, het ek verwag dat dit gewelddadige en chaotiese plekke sou wees. En tot 'n mate is dit beslis.

Die druk is ongelooflik hoog in hul kern - hoog genoeg om protone saam te verpletter, en dit is geen geringe prestasie nie. En naby hul oppervlaktes draai en krul die magneetveldluste en 'n aantal uitbarstings onderbreek die satellietfunksie van tyd tot tyd.

Behalwe voor die hand liggend, is sterre egter eintlik verbasend ...vreedsaam.

Alhoewel hulle stabiel is, produseer hulle net genoeg energie om hul eie massa te onderhou. Hulle manier om homeostase te handhaaf, is pragtig in sy eenvoud.

Maar dit kan nie vir altyd hou nie. Uiteindelik put sterre hul waterstofbrandstof uit. Hul kerne begin saamtrek en hul buitenste omhulsel brei uit tot enorme afmetings.

Wat is volgende vir 'n ster - en hoekom?

Laat ons eers 'n paar ou konsepte hersien wat belangrik is vir die begrip van die evolusie van 'n medium-massa ster.

Lyk hierdie man bekend?

Dit is 'n atoom, die mees fundamentele bousteen van die heelal. Elke stof wat bestaan, bestaan ​​uit verskillende kombinasies van atome, en elke atoom bestaan ​​uit verskillende kombinasies van subatomiese deeltjies.

Die belangrikste subatomiese deeltjie vir sterrekundige sterrekunde is die proton — ook bekend as waterstofkern. Dit is fundamenteel vir energieproduksie in sterre.

Hierdie proses is u miskien al bekend. In wese word vier protone saamgebreek deur die geweldige druk in die kern van 'n ster. Om dit te kan doen, moet sterre die Coulomb versperring- dit is die krag wat probeer keer dat twee deeltjies met dieselfde lading nie bots nie.

Jy het dit al voorheen gesien. Hoe moeilik is dit om twee ooreenstemmende punte van magnete aanmekaar te plak?

U kan dit waarskynlik nie regkry nie, veral as die magnete besonder sterk is. Maar dit is moeilik, selfs al is hulle klein. Dit is nog moeiliker om hulle so hard aanmekaar te slaan lont.

Sterre het 'n hoë genoeg interne druk om dit te bestuur - en hulle is afhanklik van die samesmelting van protone om energie op te wek.

Dit is belangrik om daarop te let dat die Coulomb-versperring moeiliker word om te breek namate die afstootlike krag tussen dieselfde gelaaide deeltjies sterker word. En dit word sterker as u meer van dieselfde gelaaide deeltjies byvoeg.

Met ander woorde, as u probeer verpletter vier protone saam (soos in die proton-protonketting), is dit makliker as as u die aantal protone vermeerder en probeer verpletter ses.

Goed, laat ons terugkeer na die proton-protonketting. Let u daarop dat die eindresultaat 'n heliumkern is?

Aangesien sterre waterstofkerne vir brandstof smelt, stort hulle helium & # 8220ashes & # 8221 in die middel van hul kern. Hierdie heliumkerne het twee keer die protone van waterstof, en die Coulomb-versperring is dus twee keer so sterk. Selfs die geweldige druk in sterre en # 8217 cores is nie genoeg om dit te oorkom nie ...tog.

Vir die grootste deel van 'n ster se leeftyd is dit stabiel. Sy interne druk voer 'n voortdurende stryd teen die krag van sy eie swaartekrag.

'N Ster se interne druk word gehandhaaf deur sy energieproduksie. Wat as die energieproduksie daarvan wissel?

Dit & # 8217s wanneer 'n werklik mooi dinamiese skop in: die druk-temperatuur termostaat.

Hierdie meganisme slaag daarin om die produksie van energie presies te balanseer, solank die ster waterstof in sy kern versmelt. As energieproduksie ooit daal, vergoed die ster. As dit ooit styg, vergoed die ster weer.

Op hierdie manier slaag die ster daarin om te onderhou hidrostatiese ewewig, wat basies 'n ster en # 8217s weergawe van homeostase is.

Maar hierdie druk-temperatuur termostaat werk nie vir altyd nie. Uiteindelik sal die ster waterstof opraak om in sy kern te versmelt. Die kern begin dan krimp onder sy eie gewig, wat eintlik termiese energie genereer.

Dit stabiliseer nie die kern nie. In plaas daarvan werk die kern soos 'n stoofplaat, wat waterstoffusie aansteek in 'n laag ster wat die kern omring. Hierdie laag brand na buite deur die ster soos 'n kwasvuur.

Intussen gaan die kern voort om te krimp ... en uiteindelik, word dit warm genoeg — ongeveer 100.000.000 K — om die inerte heliumas wat waterstoffusie agtergelaat het, te versmelt.

So ... hoe lyk die binnekant van die ster nou?

Op die oomblik kyk ons ​​na die ster soos dit met heliumkern begin saamsmelt.

Heliumfusie word gewoonlik die genoem drievoudige alfa-proses. Hoekom? Omdat drie heliumkerne nodig is om saam te smelt, noem sterrekundiges ook heliumkerne alfadeeltjies.

En waarom hulle dit so noem ... klop my. Ek neem aan dat dit iets met die fisika van die lig te doen het. Of dit nou, of kwantummeganika. Maar ek kan verkeerd wees.

In elk geval, hier is die langverwagte triple-alfa-proses:

Let op dat twee heliumkerne saamsmelt om 'n berylliumkern te skep, wat dan saamsmelt met nog een heliumkern om 'n koolstofkern te skep.

Ooh, ons praat uiteindelik oor koolstofkerne in sterre. Ek het daarna uitgesien.

Nou besef jy waarom ek genoem het dat ek ses protone saamgeslaan het, is dit nie jy nie? Dit is die totale hoeveelheid protone wat ons tydens die trippel-alfa-proses moet smelt.

So ... hoe gebeur heliumfusie eintlik?

Wel, dit hang van die ster af.

Massiewe sterre — dié wat verder op die hoofreeks, soos ons dit noem - maak dit maklik. Hulle is in staat om geleidelik met die versmelting van helium te begin as hul kernkern begin saamtrek en hul buitenste lae begin uitbrei. Hulle het genoeg massa dat die druk reeds hoog genoeg is om 'n hoër Coulomb-versperring te breek.

Wat sterre met medium massa betref, maar ...

Hierdie sterre het nie genoeg massa om die heliumas wat in hul sentrums val, te laat versmelt nie. Die kern trek onder sy eie gewig saam totdat die druk-temperatuur-termostaat heeltemal breek. Die kern word ontaard.

Links: normale gas. Regs: ontaard gas.

Met ander woorde ... die kern is so styf verpak dat die vryswewende elektrone in die ster skielik saak maak.

Omdat daar meer as heliumkerne is, beheer hulle die druk in die kern. Maar hulle word so dig gepak dat hulle letterlik nie nader aan mekaar kan pas nie. Hulle kry ook & # 8220stuck, & # 8221 so te sê, beweeg teen sekere snelhede. In wese kan die druk in die kern nie toeneem of afneem nie. Dit sit vas, maar ...

… Maar die temperatuur van die kern hang af van die kerne, en hulle is nie vas nie. Hulle fluit nog steeds en genereer energie. Die druk kan nie verhoog of verlaag nie, maar die temperatuur styg - onbeheerbaar.

… Is wat ons noem a heliumflits.

Onthou dat in die ontaarde kern die temperatuur - wat deur die kerne beheer word - bly styg. So uiteindelik, die kern sal word warm genoeg om die triple-alpha-proses aan te steek. As dit gebeur, word kernenergie opgewek.

Daar is net een probleem ... die druk-temperatuur-termostaat werk nie. In 'n massiewe ster sou die kern reageer deur die druk uit te brei en te verminder, sodat kernreaksies sou vertraag. Maar dit is onmoontlik in 'n ontaarde kern.

In plaas daarvan kry ons 'n wegholontploffing wat so gewelddadig is dat die heliumkern vir 'n oomblik meer as 1.000.000.000.000 keer soveel energie per sekonde opwek as die son.

Mense, mense ... dit is eintlik vergelykbaar met die gesamentlike helderheid van almal die sterre in ons sterrestelsel.

Maar ... wag 'n oomblik. Sou dit nie 'n ontploffing wees wat die ster mag vernietig nie?

Verbasend… dit doen nie & # 8217; t. En hier & # 8217s waarom.

In vergelyking met die res van die uitbreidende ster ... is helium-versmeltende kern klein. (Hou in gedagte dat 1 R is gelyk aan die radius van ons son. Net so is 1 M is gelyk aan die massa van ons son.)

Omdat die heliumkern so klein is en die ster en # 8217s uitbreidende koevert so darn is groot, die meeste energie van die heliumflits gaan eintlik in die verhitting van die kern of word deur die uitbreidende omhulsel opgeneem.

Die heliumflits is ook baie vinnig verby. Binne enkele sekondes word die kern warm genoeg sodat dit nie meer ontaard nie. Die druktemperatuurtermostaat kan inskop.

Die ster is dan in staat om heliumfusie weer onder beheer te bring en begin helium in sy kern te smelt.

Noudat ons gesien het hoe verskillende soorte sterre helium begin smelt, wat is die volgende vir 'n ster?

Op hierdie stadium divergeer die evolusie van die hoofreeks in medium-massa-evolusie na die heliumflits, en evolusie met 'n hoë massa nadat helium geleidelik begin versmelt. Ons sal ondersoek instel oor wat volgende kom vir verskillende sterre.


Laat stadium nukleosintese

Byvoorbeeld, koolstof verbrand (teen 6x10 8 K):

en suurstof verbrand (teen 10 9 K):

(Die meeste van) hierdie reaksies skep energie. As die ster massief genoeg is, kan dit skyn deur geleidelik meer massiewe kerne in sy kern te maak. Tot dit is.

Sodra yster ( Fe ) gemaak is, sit ons vas. Yster is die stabielste elemente - dit sal nie kernfusie ondergaan nie. As 'n ster massief genoeg is om Yster te skep, is dit nie meer brandstof nie. Wat nou? Alle hel breek los. Ons sien dit later.


Sekondêre heliumfusieprosesse

Die CNO-waterstoffusieproses skakel koolstof-12 en die suurstof-16 om in vier ander isotope, aangesien waterstof in helium-4 omgeskakel word. Hierdie isotope is koolstof-13, stikstof-14, stikstof-15 en suurstof-15. Twee van hierdie isotope, koolstof-13 en stikstof-14, kan vernietig word deur te kombineer met helium-4 tydens die heliumfusiestadium. Tydens hierdie reaksies word neutrone vrygestel wat óf met ander isotope kombineer om swaarder elemente te vorm of om 'n proton en 'n elektron te verval. Omdat die CNO-isotope slegs in klein hoeveelhede in 'n ster voorkom, is die hoeveelheid energie wat vrygestel word deur hul versmelting met helium-4 oor die algemeen weglaatbaar. Die belangrikheid van hierdie samesmeltingsprosesse is in die effek daarvan op die isotope wat in die heelal voorkom. Die absorpsie van 'n neutron deur 'n kern kan isotope produseer weg van die C 12 & rarr O 16 & rarr 20 & rarr Mg 24-baan.

Die vernietiging van koolstof-13 vind plaas deur die volgende reaksie met helium-4:

In hierdie reaksie absorbeer die koolstof 'n heliumkern en stel dit 'n neutron vry om suurstof-16 te word, wat 2,21 MeV energie vrystel.

Die vernietiging van stikstof-14 deur die opname van helium-4 skep die onstabiele kern fluoor-18, wat verval tot suurstof-18. Hierdie reaksies is soos volg:

N 14 + Hy 4 & rarr F 18 +
F 18 & rarr O 18 + e + + & nue

Die energie wat in hierdie prosesse vrygestel word, is 4,42 MeV.

Die suurstof-18 wat uit stikstof-14 geskep word, kan vernietig word deur 'n helium-4-kern op te neem. Hierdie interaksie het twee takke, een wat neon-21 skep, en 'n tweede wat neon-22 skep. Die eerste van hierdie reaksies is soos volg:

Hierdie reaksie is endotermies en absorbeer 'n totaal van 0,699 MeV energie uit die gas.

Die tweede reaksie is soos volg:

O 18 + Hy 4 & rarr Ne 22 +
Ne 22 + Hy 4 & rarr Mg 25 + n

Die eerste van hierdie reaksies is eksotermies en genereer 9,67 MeV energie. Die reaksie wat die magnesium-25 endotermies produseer en 0,48 MeV energie insluk.


Versmelt 'n ster helium tot berillium in die hoofreeks? - Sterrekunde

In hierdie afdeling sal ons fokus op sonagtige ster-evolusie. 'N Ster spandeer die grootste deel van sy lewe aan die hoofreeks en smelt waterstof in helium. Wat gebeur in die latere lewensfases van 'n ster met 'n massa soortgelyk aan die van die son? Ons sal hierdie vraag breedvoerig bespreek en kyk na die evolusionêre volgorde van 'n sonagtige ster.

Onthou dat in 'n sonnige ster, samesmelting slegs in die kern van die ster plaasvind, waar die temperatuur hoog genoeg is om PP-kettingfusie te laat plaasvind. Energie word via die willekeurige loop van die fotone na buite deur die stralingsone vervoer en dan via die beweging van die plasma deur die konveksiesone.

© 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.

Wanneer 'n ster in hidrostatiese ewewig is, word die inwaartse trek van swaartekrag gebalanseer deur die druk na buite. As 'n ster opwarm, neem die druk toe. As die druk groter is as die swaartekrag, brei die ster uit. Die uitbreiding verkoel die ster, wat beteken dat die deeltjies stadiger beweeg en die druk verlaag. Die ster kom weer in hidrostatiese ewewig. Behalwe die gasdruk wat deur die deeltjies uitgeoefen word, is daar ook stralingsdruk wat deur die fotone uitgeoefen word.

Fusie in die vroeë heelal het sommige van die waterstof in helium, ongeveer 92% waterstof en 8% helium, omgeskakel volgens aantal atome. Aangesien 'n heliumatoom massiewer is, is die relatiewe massa waterstof ongeveer 25% en 25% helium.

Wanneer 'n ster gebore word, bestaan ​​die materie uit hierdie oerverhouding van waterstof en helium, met 'n klein hoeveelheid swaarder elemente wat deur die hele ster gemeng word. Namate die ster ontwikkel, word meer en meer waterstof in helium versmelt. Aangesien die helium massiewer is, is dit geneig om tot in die kern te val. Met verloop van tyd vul die kern met helium.

Ons son is nou ongeveer vyf biljoen jaar oud. 'N Ster soos ons son leef ongeveer tien biljoen jaar in die hoofreeks en smelt waterstof in helium. Met verloop van tyd word die kern geleidelik warmer, en die ster brei uit en word helderder.

Heliumatome bevat twee protone, dus het hulle twee keer die lading van waterstofatome. Dit beteken dat hulle baie vinniger moet beweeg om die elektromagnetiese afstoting en lont te oorkom.

Aangesien die kern met helium vul, is daar minder samesmelting wat minder hitte produseer. Daar is minder termiese druk, sowel as minder stralingsdruk. Die kern van die kern vul met heliumas, en die samesmelting beweeg na die buitenste kern. Terwyl die druk afneem, neem die gravitasiekrag nie af nie, dus trek die kern saam.

Wanneer die kern met heliumas vul, stop die samesmelting in die kern. Met geen samesmelting in die kern nie, word die druk aansienlik minder en die kern trek saam onder swaartekrag. Namate die kern saamtrek, word dit warm.

Waterstof dop verbrand stadium

Wanneer die kern saamtrek, laat dit die omhulsel van materiaal rondom die kern na binne val. Die waterstofatome versnel namate hulle val, en dit verander gravitasiepotensiële energie in kinetiese energie. Dit verhit die materiaal totdat waterstof in 'n dop rondom die kern in helium begin versmelt. Hierdie samesmelting lewer baie druk op, wat veroorsaak dat die ster in 'n rooi subreus uitbrei.

Die kern trek steeds saam, en die skulpversmelting neem toe. In die dopfusiestadium is die samesmelting hoër as in die kernfusiestadium. Dit veroorsaak 'n toename in helderheid.

Baie van die materiaal in die ster is ondeursigtig vir bestraling en energie word deur konveksie na buite vervoer, wat die oppervlaktemperatuur relatief konstant hou.

Die toename in helderheid, tesame met die konstante oppervlaktemperatuur, veroorsaak dat die ster vertikaal opwaarts beweeg in die HR-diagram in die rooi reusstreek. Die radius daarvan is ongeveer honderd keer groter as die hoofreeksster. Die kern is steeds nie warm genoeg om te versmelt nie. Aangesien heliumkerne twee protone het, is die elektromagnetiese afstoting baie sterker. Veel hoër temperatuur is nodig om helium te smelt as wat nodig is vir versmelting van waterstof.

Elektron degenerasie druk

In die rooi reusefase bring die sterk swaartekrag in die kern 'n ander soort druk teweeg as gevolg van meganiese effekte. Elektron-degeneratiedruk ontstaan ​​omdat elektrone fermione is, nie te onderskei deeltjies wat aan die Pauli-uitsluitingsbeginsel voldoen nie. Twee elektrone kan nie dieselfde toestand inneem nie. Dit beteken dat hulle dit sterk weerstaan ​​om te styf saamgepers te word.

Elektron degenerasie druk is onafhanklik van temperatuur. Namate die temperatuur in die kern styg, neem die gasdruk toe, maar die elektrondegenerasie-druk styg nie. Soos die kern saamdruk, domineer die elektron-degenerasie-druk die gasdruk. Dit laat die temperatuur styg tot op die punt waar heliumfusie moontlik is.

Heliumkerne, geproduseer deur samesmelting in die dop, sink in die kern en verhoog die massa daarvan. Dit verhoog die swaartekrag in die kern, wat veroorsaak dat dit saamtrek.

Die kern bly krimp en skulpversmelting neem toe totdat die kern uiteindelik die temperatuur bereik waar helium kan plaasvind. Helium samesmelting gebeur eksplosief in die kern. Skokgolwe gaan deur die ster met soveel krag dat tot ongeveer een derde van die buitenste gebied van die ster afgewaai word.

Helium versmelt tot koolstof in 'n twee-stap proses. Twee heliumkerne versmelt om berillium te vorm, wat baie onstabiel is, en dan sluit nog 'n heliumkern aan om koolstof te vorm. Heliumkerne word ook alfadeeltjies genoem. Dikwels word die samesmelting van helium in koolstof die drievoudige alfa-proses genoem, omdat dit drie alfadeeltjies insluit.

As die buitenste gedeelte van die ster weg is, verlaag die helderheid van die ster. Die hoë temperatuur van heliumfusie in die kern laat die kern uitbrei. Die uitbreiding laat dit ietwat afkoel, en die samesmelting in die kern verlaag. Die kernuitbreiding stoot die dop ook verder uit, wat die temperatuur en samesmelting verminder. Die vermindering van die samesmelting verminder die helderheid van die ster.

Die heliumkernfusie en die versmelting van waterstofdoppe duur voort, en sterk sterwinde dra materie van die oppervlak van die ster af.

Soortgelyk aan wat met die hoofreeksster gebeur het, toe die helium die kern volgemaak het, laat die heliumfusie in die kern hom nou vul met koolstof. Dit sal die samesmelting in die kern weer stop. Die kern sal weer saamtrek en verhit.

Wanneer die temperatuur in die krimpende inerte kern hoog genoeg word, begin heliumfusie in 'n dop rondom die kern. 'N Tweede buitenste dop waar waterstof in helium saamsmelt, dra ook by tot die hitte en druk in die ster.

Die dubbele skulpversmelting verhoog die druk tot 'n enorme vlak, wat die ster sterk laat uitbrei. Dit styg weer tot by die rooi reusstreek, groter as ooit tevore. Die samesmelting word onstabiel, en 'n reeks plofbare heliumflitse vind in die heliumfusieskulp plaas. Die buitenste lae van die ster pols en word onstabiel en word in die ruimte uitgestoot.

Hierdie beeld van 'n planetêre newel wys die buitenste lae van die ster wat uitbrei na die ruimte. Die kern van die ster lê heel in die middel. Die witwarm inerte koolstofkern is nou 'n wit dwergster.


Opsomming

Wanneer sterre waterstof vir helium begin versmelt, lê dit op die nul-ouderdomshoofreeks. Die hoeveelheid tyd wat 'n ster in die hoofreeksstadium deurbring, hang af van die massa daarvan. Meer massiewe sterre voltooi elke stadium van evolusie vinniger as sterre met laer massa. Die samesmelting van waterstof om helium te vorm, verander die binnesamestelling van 'n ster, wat weer lei tot veranderinge in die temperatuur, helderheid en radius daarvan. Uiteindelik, soos sterre ouer word, ontwikkel hulle weg van die hoofreeks af om rooi reuse of superreuse te word. Die kern van 'n rooi reus trek saam, maar die buitenste lae brei uit as gevolg van versmelting van waterstof in 'n dop buite die kern. Die ster word groter, rooier en helderder as dit uitsit en afkoel.

22.2 Sterretrosse

Sterretrosse bied een van die beste toetse in ons berekeninge van wat gebeur as sterre ouer word. Die sterre in 'n gegewe groep is ongeveer dieselfde tyd gevorm en het dieselfde samestelling, dus verskil dit hoofsaaklik in massa en dus in hul lewensfase. Daar is drie soorte sterretrosse: bolvormig, oop en assosiasies. Globale trosse het diameters van 50-450 ligjaar, bevat honderdduisende sterre en word versprei in 'n stralekrans rondom die Melkweg. Oop trosse bevat gewoonlik honderde sterre, is geleë in die vlak van die Melkweg en het deursnee van minder as 30 ligjare. Verenigings kom voor in streke van gas en stof en bevat uiters jong sterre.

22.3 Kyk na die teorie

Die H – R-diagram van sterre in 'n groep verander stelselmatig namate die groep ouer word. Die massiefste sterre ontwikkel die vinnigste. In die jongste trosse en assosiasies is baie ligte blou sterre in die hoofreeks; die sterre met die laagste massa lê regs van die hoofreeks en trek steeds daarteen saam. Met verloop van tyd ontwikkel sterre van geleidelik laer massas weg van (of skakel dit uit) die hoofreeks af. In bolvormige trosse, wat almal minstens 11 miljard jaar oud is, is daar glad geen helderblou sterre nie. Sterrekundiges kan die afdraaipunt vanaf die hoofreeks gebruik om die ouderdom van 'n groep te bepaal.

22.4 Verdere evolusie van sterre

Nadat sterre rooi reuse geword het, word hulle kern uiteindelik warm genoeg om energie te produseer deur helium te smelt om koolstof te vorm (en soms 'n bietjie suurstof.) Die samesmelting van drie heliumkerne produseer koolstof deur die drievoudige alfa-proses. Die vinnige aanvang van heliumfusie in die kern van 'n ster met 'n lae massa word die heliumflits genoem. Hierna word die ster stabiel en verminder dit die helderheid en grootte kortliks. In sterre met 'n massa van ongeveer twee keer die massa van die son of minder, stop die samesmelting nadat die helium in die kern uitgeput is. Versmelting van waterstof en helium in skulpe rondom die saamtrekende kern maak die ster weer 'n helderrooi reus, maar net tydelik. As die ster 'n rooi reus is, kan dit sy buitenste lae afwerp en sodoende warm binnelaag blootstel. Planetêre newels (wat niks met planete te doen het nie) is gasdoppe wat deur sulke sterre uitgegooi word en gloei deur die ultravioletstraling van die sterwende sentrale ster.

22.5 Die evolusie van massiewe sterre

In sterre met massas hoër as ongeveer 8 sonmassas, kan kernreaksies wat koolstof, suurstof en nog swaarder elemente insluit, kerne so swaar soos yster opbou. Die skepping van nuwe chemiese elemente word nukleosintese genoem. Die laat stadiums van evolusie vind baie vinnig plaas. Uiteindelik moet alle sterre al hul beskikbare energievoorrade opgebruik. In die sterfproses werp die meeste sterre materie, verryk in swaar elemente, in die interstellêre ruimte uit waar dit gebruik kan word om nuwe sterre te vorm. Elke opeenvolgende generasie sterre bevat dus 'n groter deel van die elemente wat swaarder is as waterstof en helium. Hierdie progressiewe verryking verklaar waarom die sterre in oop trosse (wat onlangs gevorm is) meer swaar elemente bevat as dié in antieke bolvormige trosse, en dit vertel ons waar die meeste atome op aarde en in ons liggame vandaan kom.


Eindnotas

  1. Swaartekrag as 'n krag sou 'n Newtonse interpretasie wees. Tegnies is dit nie akkuraat nie, maar dien dit om te visualiseer hoe swaartekrag op 'n afstand werk. Swaartekrag as verdraaiing van ruimtetyd sou 'n Einsteiniese verklaring wees. Al dan beskryf albei die gevolge van swaartekrag sonder om 'n bevredigende antwoord te gee op 'wat is swaartekrag?' My begrip op die leunstoel op die gebied van fisika is net genoeg om die buitelyne van 'n debat te begryp of swaartekrag fundamenteel is (soos elektromagnetiese of kernkragte) of 'n opkomende eienskap op kwantumvlak.
  2. Die redes vir 'n nie-eenvormige verspreiding kan aanvullende insigte bied in die vroegste fases van die heelal. Bewyse vir hierdie oneweredige oerverspreiding is beskikbaar in die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) -straling wat oorgebly het van die oerknal. Vir meer inligting, sien die visualisasies van die Wilkinson-mikrogolfanisotropie-sondegegewens. Die opsporing van die CMB by ongeveer 3 ° Kelvin deur Penzias en Wilson in 1964 het tot 'n Nobelprys gelei en ondersteunende gegewens vir die Big Bang Theory verskaf.
  3. Ek beveel aan om na "Hoofreeks" te soek om 'n oorsig te kry van verskillende soorte sterre. 'N Ander term wat u kan gebruik, is' Hertzsprung-Russell-diagram '. Die massa van 'n ster beïnvloed hoe vinnig dit die beskikbare kernbrandstof (s) verbruik en die uiteindelike lot daarvan.

Voorgestelde beeld: Die sterrestelsel wat in hierdie beeld uitgebeeld word, geneem deur die Hubble-ruimteteleskoop van die NASA / ESA, is 'n spiraal wat bekend staan ​​as NGC 7541, in die sterrebeeld van die Vis (die Visse). Daar word waargeneem dat NGC 7541 'n ster-vormingstempo hoër as gewoonlik het, wat die teorie toevoeg dat spiraalstawe as sterre-kwekerye optree, en die materiaal en brandstof wat nodig is om nuwe baba-sterre te skep, te korreleer en te voed. Met dank aan ESA / Hubble & amp NASA, A. Riess et al.


Van Hoofreeksster tot Rooi Reus

Uiteindelik word al die waterstof in die kern van 'n ster, waar dit warm genoeg is vir samesmeltingsreaksies, opgebruik. Die kern bevat dan slegs helium, & # 8220besoedel & # 8221 deur watter klein persentasie swaarder elemente die ster ook al moes begin. Die helium in die kern kan beskou word as die opgehoopte & # 8220ash & # 8221 uit die kern & # 8220burning & # 8221 van waterstof tydens die hoofreeksstadium.

Energie kan nie meer gegenereer word deur waterstoffusie in die sterkern nie, want die waterstof is heeltemal weg en, soos ons sal sien, vereis die samesmelting van helium baie hoër temperature. Aangesien die sentrale temperatuur nog nie hoog genoeg is om helium te laat saamsmelt nie, is daar geen kernenergiebron om hitte aan die sentrale gebied van die ster te lewer nie. Die lang tydperk van stabiliteit eindig nou, die swaartekrag neem weer oor, en die kern begin saamtrek. Weer eens word die ster se energie gedeeltelik deur gravitasie-energie voorsien, op die manier wat deur Kelvin en Helmholtz beskryf word (sien Sources of Sunshine: Thermal and Gravitational Energy). Namate die ster se kern krimp, word die energie van die materiaal wat na binne val in hitte omgeskakel.

Die hitte wat op hierdie manier gegenereer word, stroom soos alle hitte na buite waar dit 'n bietjie koeler is. In die proses verhoog die hitte die temperatuur van 'n laag waterstof wat die hele lang hoofreeks tyd net buite die kern deurgebring het. Like an understudy waiting in the wings of a hit Broadway show for a chance at fame and glory, this hydrogen was almost (but not quite) hot enough to undergo fusion and take part in the main action that sustains the star. Now, the additional heat produced by the shrinking core puts this hydrogen “over the limit,” and a shell of hydrogen nuclei just outside the core becomes hot enough for hydrogen fusion to begin.

New energy produced by fusion of this hydrogen now pours outward from this shell and begins to heat up layers of the star farther out, causing them to expand. Meanwhile, the helium core continues to contract, producing more heat right around it. This leads to more fusion in the shell of fresh hydrogen outside the core (Figure 1). The additional fusion produces still more energy, which also flows out into the upper layer of the star.

Figure 1. Star Layers during and after the Main Sequence: (a) During the main sequence, a star has a core where fusion takes place and a much larger envelope that is too cold for fusion. (b) When the hydrogen in the core is exhausted (made of helium, not hydrogen), the core is compressed by gravity and heats up. The additional heat starts hydrogen fusion in a layer just outside the core. Note that these parts of the Sun are not drawn to scale.

Most stars actually generate more energy each second when they are fusing hydrogen in the shell surrounding the helium core than they did when hydrogen fusion was confined to the central part of the star thus, they increase in luminosity. With all the new energy pouring outward, the outer layers of the star begin to expand, and the star eventually grows and grows until it reaches enormous proportions (Figure 2).

Figure 2. Relative Sizes of Stars: This image compares the size of the Sun to that of Delta Boötis, a giant star, and Xi Cygni, a supergiant. Note that Xi Cygni is so large in comparison to the other two stars that only a small portion of it is visible at the top of the frame.

When you take the lid off a pot of boiling water, the steam can expand and it cools down. In the same way, the expansion of a star’s outer layers causes the temperature at the surface to decrease. As it cools, the star’s overall color becomes redder. (We saw in Radiation and Spectra that a red color corresponds to cooler temperature.)

So the star becomes simultaneously more luminous and cooler. On the H–R diagram, the star therefore leaves the main-sequence band and moves upward (brighter) and to the right (cooler surface temperature). Over time, massive stars become red supergiants, and lower-mass stars like the Sun become red giants. (We first discussed such giant stars in The Stars: A Celestial Census here we see how such “swollen” stars originate.) You might also say that these stars have “split personalities”: their cores are contracting while their outer layers are expanding. (Note that red giant stars do not actually look deep red their colors are more like orange or orange-red.)

Just how different are these red giants and supergiants from a main-sequence star? Table 2 compares the Sun with the red supergiant Betelgeuse, which is visible above Orion’s belt as the bright red star that marks the hunter’s armpit. Relative to the Sun, this supergiant has a much larger radius, a much lower average density, a cooler surface, and a much hotter core.

Table 2. Comparing a Supergiant with the Sun
Property Son Betelgeuse
Mass (2 × 10 33 g) 1 16
Radius (km) 700,000 500,000,000
Surface temperature (K) 5,800 3,600
Core temperature (K) 15,000,000 160,000,000
Luminosity (4 × 10 26 W) 1 46,000
Average density (g/cm 3 ) 1.4 1.3 × 10 –7
Age (millions of years) 4,500 10

Red giants can become so large that if we were to replace the Sun with one of them, its outer atmosphere would extend to the orbit of Mars or even beyond (Figure 3). This is the next stage in the life of a star as it moves (to continue our analogy to human lives) from its long period of “youth” and “adulthood” to “old age.” (After all, many human beings today also see their outer layers expand a bit as they get older.) By considering the relative ages of the Sun and Betelgeuse, we can also see that the idea that “bigger stars die faster” is indeed true here. Betelgeuse is a mere 10 million years old, which is relatively young compared with our Sun’s 4.5 billion years, but it is already nearing its death throes as a red supergiant.

Figure 3. Betelgeuse: Betelgeuse is in the constellation Orion, the hunter in the right image, it is marked with a yellow “X” near the top left. In the left image, we see it in ultraviolet with the Hubble Space Telescope, in the first direct image ever made of the surface of another star. As shown by the scale at the bottom, Betelgeuse has an extended atmosphere so large that, if it were at the center of our solar system, it would stretch past the orbit of Jupiter. (credit: Modification of work by Andrea Dupree (Harvard-Smithsonian CfA), Ronald Gilliland (STScI), NASA and ESA)


Inhoud

In 1920, Arthur Eddington, on the basis of the precise measurements of atomic masses by F.W. Aston and a preliminary suggestion by Jean Perrin, proposed that stars obtained their energy from nuclear fusion of hydrogen to form helium and raised the possibility that the heavier elements are produced in stars. [6] [7] [8] This was a preliminary step toward the idea of stellar nucleosynthesis. In 1928 George Gamow derived what is now called the Gamow factor, a quantum-mechanical formula yielding the probability for two contiguous nuclei to overcome the electrostatic Coulomb barrier between them and approach each other closely enough to undergo nuclear reaction due to the strong nuclear force which is effective only at very short distances. [9] : 410 In the following decade the Gamow factor was used by Atkinson and Houtermans and later by Edward Teller and Gamow himself to derive the rate at which nuclear reactions would occur at the high temperatures believed to exist in stellar interiors.

In 1939, in a Nobel lecture entitled "Energy Production in Stars", Hans Bethe analyzed the different possibilities for reactions by which hydrogen is fused into helium. [10] He defined two processes that he believed to be the sources of energy in stars. The first one, the proton–proton chain reaction, is the dominant energy source in stars with masses up to about the mass of the Sun. The second process, the carbon–nitrogen–oxygen cycle, which was also considered by Carl Friedrich von Weizsäcker in 1938, is more important in more massive main-sequence stars. [11] : 167 These works concerned the energy generation capable of keeping stars hot. A clear physical description of the proton–proton chain and of the CNO cycle appears in a 1968 textbook. [5] Bethe's two papers did not address the creation of heavier nuclei, however. That theory was begun by Fred Hoyle in 1946 with his argument that a collection of very hot nuclei would assemble thermodynamically into iron. [1] Hoyle followed that in 1954 with a paper describing how advanced fusion stages within massive stars would synthesize the elements from carbon to iron in mass. [2] [12]

Hoyle's theory was extended to other processes, beginning with the publication of the 1957 review paper "Synthesis of the Elements in Stars" by Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle, more commonly referred to as the B 2 FH paper. [3] This review paper collected and refined earlier research into a heavily cited picture that gave promise of accounting for the observed relative abundances of the elements but it did not itself enlarge Hoyle's 1954 picture for the origin of primary nuclei as much as many assumed, except in the understanding of nucleosynthesis of those elements heavier than iron by neutron capture. Significant improvements were made by Alastair G. W. Cameron and by Donald D. Clayton. In 1957 Cameron presented his own independent approach to nucleosynthesis, [13] informed by Hoyle's example, and introduced computers into time-dependent calculations of evolution of nuclear systems. Clayton calculated the first time-dependent models of the s-process in 1961 [14] and of the r-process in 1965, [15] as well as of the burning of silicon into the abundant alpha-particle nuclei and iron-group elements in 1968, [16] [17] and discovered radiogenic chronologies [18] for determining the age of the elements.

The most important reactions in stellar nucleosynthesis:

    fusion:
  • The proton–proton chain
  • The carbon–nitrogen–oxygen cycle
  • The triple-alpha process
  • The alpha process
    : a process found most commonly in brown dwarfs
    capture:
    • The r-process
    • The s-process
    • The rp-process
    • The p-process

    Hydrogen fusion Edit

    Hydrogen fusion (nuclear fusion of four protons to form a helium-4 nucleus [19] ) is the dominant process that generates energy in the cores of main-sequence stars. It is also called "hydrogen burning", which should not be confused with the chemical combustion of hydrogen in an oxidizing atmosphere. There are two predominant processes by which stellar hydrogen fusion occurs: proton–proton chain and the carbon–nitrogen–oxygen (CNO) cycle. Ninety percent of all stars, with the exception of white dwarfs, are fusing hydrogen by these two processes.

    In the cores of lower-mass main-sequence stars such as the Sun, the dominant energy production process is the proton–proton chain reaction. This creates a helium-4 nucleus through a sequence of reactions that begin with the fusion of two protons to form a deuterium nucleus (one proton plus one neutron) along with an ejected positron and neutrino. [20] In each complete fusion cycle, the proton–proton chain reaction releases about 26.2 MeV. [20] The proton–proton chain reaction cycle is relatively insensitive to temperature a 10% rise of temperature would increase energy production by this method by 46%, hence, this hydrogen fusion process can occur in up to a third of the star's radius and occupy half the star's mass. For stars above 35% of the Sun's mass, [21] the energy flux toward the surface is sufficiently low and energy transfer from the core region remains by radiative heat transfer, rather than by convective heat transfer. [22] As a result, there is little mixing of fresh hydrogen into the core or fusion products outward.

    In higher-mass stars, the dominant energy production process is the CNO cycle, which is a catalytic cycle that uses nuclei of carbon, nitrogen and oxygen as intermediaries and in the end produces a helium nucleus as with the proton–proton chain. [20] During a complete CNO cycle, 25.0 MeV of energy is released. The difference in energy production of this cycle, compared to the proton–proton chain reaction, is accounted for by the energy lost through neutrino emission. [20] The CNO cycle is very temperature sensitive, a 10% rise of temperature would produce a 350% rise in energy production. About 90% of the CNO cycle energy generation occurs within the inner 15% of the star's mass, hence it is strongly concentrated at the core. [23] This results in such an intense outward energy flux that convective energy transfer becomes more important than does radiative transfer. As a result, the core region becomes a convection zone, which stirs the hydrogen fusion region and keeps it well mixed with the surrounding proton-rich region. [24] This core convection occurs in stars where the CNO cycle contributes more than 20% of the total energy. As the star ages and the core temperature increases, the region occupied by the convection zone slowly shrinks from 20% of the mass down to the inner 8% of the mass. [23] Our Sun produces on the order of 1% of its energy from the CNO cycle. [25] [a] [26] : 357 [27] [b]

    The type of hydrogen fusion process that dominates in a star is determined by the temperature dependency differences between the two reactions. The proton–proton chain reaction starts at temperatures about 4 × 10 6 K , [28] making it the dominant fusion mechanism in smaller stars. A self-maintaining CNO chain requires a higher temperature of approximately 16 × 10 6 K , but thereafter it increases more rapidly in efficiency as the temperature rises, than does the proton–proton reaction. [29] Above approximately 17 × 10 6 K , the CNO cycle becomes the dominant source of energy. This temperature is achieved in the cores of main-sequence stars with at least 1.3 times the mass of the Sun. [30] The Sun itself has a core temperature of about 15.7 × 10 6 K . As a main-sequence star ages, the core temperature will rise, resulting in a steadily increasing contribution from its CNO cycle. [23]

    Helium fusion Edit

    Main sequence stars accumulate helium in their cores as a result of hydrogen fusion, but the core does not become hot enough to initiate helium fusion. Helium fusion first begins when a star leaves the red giant branch after accumulating sufficient helium in its core to ignite it. In stars around the mass of the sun, this begins at the tip of the red giant branch with a helium flash from a degenerate helium core, and the star moves to the horizontal branch where it burns helium in its core. More massive stars ignite helium in their core without a flash and execute a blue loop before reaching the asymptotic giant branch. Such a star initially moves away from the AGB toward bluer colours, then loops back again to what is called the Hayashi track. An important consequence of blue loops is that they give rise to classical Cepheid variables, of central importance in determining distances in the Milky Way and to nearby galaxies. [31] : 250 Despite the name, stars on a blue loop from the red giant branch are typically not blue in colour but are rather yellow giants, possibly Cepheid variables. They fuse helium until the core is largely carbon and oxygen. The most massive stars become supergiants when they leave the main sequence and quickly start helium fusion as they become red supergiants. After the helium is exhausted in the core of a star, it will continue in a shell around the carbon-oxygen core. [19] [22]

    In all cases, helium is fused to carbon via the triple-alpha process, i.e., three helium nuclei are transformed into carbon via 8 Be. [32] : 30 This can then form oxygen, neon, and heavier elements via the alpha process. In this way, the alpha process preferentially produces elements with even numbers of protons by the capture of helium nuclei. Elements with odd numbers of protons are formed by other fusion pathways.

    The reaction rate density between species A en B, having number densities nA,B is given by:

    where k is the reaction rate constant of each single elementary binary reaction composing the nuclear fusion process:

    here, σ(v) is the cross-section at relative velocity v, and averaging is performed over all velocities.

    Semi-classically, the cross section is proportional to π λ 2 > , where λ = h / p is the de Broglie wavelength. Thus semi-classically the cross section is proportional to m E < extstyle >> .

    However, since the reaction involves quantum tunneling, there is an exponential damping at low energies that depends on Gamow factor EG, giving an Arrhenius equation:

    waar S(E) depends on the details of the nuclear interaction, and has the dimension of an energy multiplied for a cross section.

    One then integrates over all energies to get the total reaction rate, using the Maxwell–Boltzmann distribution and the relation :

    The exponent can then be approximated around E0 soos:

    And the reaction rate is approximated as: [34]

    Values of S(E0) are typically 10 −3 – 10 3 keV·b , but are damped by a huge factor when involving a beta decay, due to the relation between the intermediate bound state (e.g. diproton) half-life and the beta decay half-life, as in the proton–proton chain reaction. Note that typical core temperatures in main-sequence stars give kT of the order of keV.

    Thus, the limiting reaction in the CNO cycle, proton capture by 14
    7 N
    , has S(E0)

    S(0) = 3.5 keV·b, while the limiting reaction in the proton–proton chain reaction, the creation of deuterium from two protons, has a much lower S(E0)

    S(0) = 4×10 −22 keV·b. [35] [36] Incidentally, since the former reaction has a much higher Gamow factor, and due to the relative abundance of elements in typical stars, the two reaction rates are equal at a temperature value that is within the core temperature ranges of main-sequence stars.