Sterrekunde

Term vir die oomblik wanneer waterstoffusie in 'n ster begin

Term vir die oomblik wanneer waterstoffusie in 'n ster begin


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.

Ek het al baie van hierdie proses gelees, maar ek dink nie ek ken die term spesifiek vir die oomblik wanneer waterstoffusie begin nie. Wat word hierdie oomblik genoem?


Ontsteking of meer volledig Sterre ontsteking is die term wat u wil hê.


Dit staan ​​bekend as die kern-aanskakel in die Hertzsprung-Russell-diagram; die teenoorgestelde van die kernafskakeling wanneer waterstof in die kern uitgeput word.

In werklikheid is daar geen "oomblik" wanneer die ster waterstof begin smelt nie, dit is 'n geleidelike proses.

Die modelle van Siess et al. (2001) stel voor dat 'n sonmassa voor die hoofreeksster 0,01% van sy helderheid kry as gevolg van waterstoffusie by 2 miljoen jaar oud, 1% na 16 miljoen jaar, maar dit is eers 56 miljoen jaar oud dat 99% van die helderheid kom van waterstoffusie.


Die aanvang van waterstoffusie vir 'n ster (d.w.z. wanneer dit die hoofreeks binnegaan) word die zero-ouderdomshoofreeks (ZAMS) genoem. Omgekeerd verwys die hoofreeks van die eindtydperk (TAMS) na die punt waarop 'n ster ophou om waterstof te smelt (en per definisie die hoofreeks verlaat); die tyd tussen die ZAMS en TAMS word die hoofreeksleeftyd genoem. Op die Hurtzsprung-Russell-diagram word verskeie sterre by hul ZAMS in 'n lyn gegroepeer:

Foto uit Evolution from the Main Sequence to Red Giants, met vergunning van Rice University onder 'n Creative Commons Attribution License 4.0.

Sommige sterrekundiges beskou die ZAMS as die "geboorte" van 'n ster, in die sin dat die voorwerp nie meer 'n protostêr is nie en aan die kriteria van 'n ster (bron) voldoen. Hierdie sterrekundiges beskou dus die ouderdom van 'n ster as die tyd tussen nou en sy ZAMS. Dit is egter bloot 'n kwessie van terminologie, aangesien ander die vorming van die ster beskou as die oomblik wanneer die molekulêre wolk daarvan in duie stort.


Wit dwergsterre

Hugh E. DEWITT,. Guy S. STRINGFELLOW, in sterk gekoppelde plasmafisika, 1990

1. INLEIDING

Die moontlikheid van skeiding van elemente in sterk gekoppelde multi-ioniese plasmas verg 'n baie akkurate berekening van die toestandvergelyking van die ioniese mengsels. In wit dwergsterre wat hoofsaaklik bestaan ​​uit C- en O-kerne in 'n byna uniforme agtergrond van ontaarde elektrone, bepaal Coulomb-interaksies tussen die ione die moontlikheid van skeiding, veral in die vrieskern van hierdie sterre. In Joviaanse planete en bruin dwergsterre word die moontlike skeiding van elemente verhoog deur elektronskerming, en die berekeninge is aansienlik meer betrokke. In beide gevalle vereis die termodinamiese eienskappe van binêre ioniese mengsels 'n gedetailleerde begrip van die geval van een spesie, die een komponent klassieke plasma of OCP wanneer die puntione in 'n eenvormige agtergrond beweeg. Die eienskappe van die OCP in die vloeistof- en vaste fases en van die binêre mengsels in die vloeistoffase is verkry met numeriese simulasies van Monte Carlo en deur gekoppelde integrale vergelykings met die hypernet-ketting (HNC). Hierdie metodes en resultate word goed saamgevat in 'n onlangse oorsig deur Ichimaru, Iyetomi en Tanaka. 1

In die kristalfase van die OCP of die binêre ioniese mengsel (BIM) is daar 'n duidelike en noukeurige onderskeid tussen Madelung-energie van die kristal en die termiese energie as gevolg van trillings van tralies. Die numeriese simulasies van die vloeistoffase dui op 'n soortgelyke skeiding van die interne energie in statiese energie met 'n 'vloeibare Madelung-konstante' en 'n termiese energie. Hierdie verdeling bestaan ​​voort uit die smeltwaarde van die klassieke koppelingsparameter, Γ = (ze) 2 / a ω sk T, a ω s = Wigner-Seitz of ioon-sfeerradius, op ongeveer 180 tot by Γ ∼ 1, die limiet van die sterk gekoppelde streek. Vir Γ & lt 1 breek die onderskeid tussen die statische en vloeibare termiese energie af, en in die lae digtheid of swak koppelingsperk word die plasma goed beskryf deur die Debye-Huckel-teorie. Rosenfeld 2 het getoon dat die HNC-vergelyking wat op die OCP toegepas word, 'n presiese beperkingsvorm het as Γ → ∞ waarvoor die interne energie is:

met die koëffisiënt, - 9 10, en die eksponent, 1 2, presies. Pas by die beskikbare MC-data vir die OCP 3, dui 'n soortgelyke vorm aan, aΓ + bΓ s, met s aansienlik kleiner 4 as die HNC-waarde van 1 2, en gewoonlik geneem as s = 1 4. Die verskil tussen MC- en HNC-resultate vir die vloeibare termiese energie is te danke aan HNC-benadering wat die brugfunksie op nul stel. Vir ioniese mengsels word die ooreenstemmende statiese vloeistofenergie gegee deur die ioonsfeermodel wat elke ioon met Z i 5 3 weeg. Daar is ook gevind dat die interne energie van die mengsel tot 'n merkwaardige mate gegee word deur die lineêre mengreël 5, 6 wat die energie van die mengsel in verband bring met die interne energiefunksie van die OCP:

Die lineêre mengreël gee die ioonsfeermengsel resultate vir die statiese term, 〈Z 5 3〉 Γ e, wat geen verandering in vrye energie gee nie en dus geen bydrae tot faseskeiding nie. Slegs die termiese energie van die mengsel, wat ongeveer 2% van die statiese term tydens vriespunt is, kan faseskeiding tot gevolg hê. Dit is dus baie belangrik om betroubare en goed verstaanbare resultate te hê vir die OCP en BIM vloeibare termiese energie. Vir die OCP is die enigste teoretiese model vir die vorm Γ 1 4 van die termiese energie afkomstig van 'n variasie van harde sfeer minimalisering deur gebruik te maak van die Percus-Yevick vergelyking vir harde sfere. 7 Op die oomblik is daar geen veralgemening van hierdie of enige ander teorie vir die BIM-termiese energie nie, alhoewel die sukses van die lineêre mengreël vir die HNC sterk 'n vorm voorstel vir die BIM-termiese energie.


Die proses van samesmelting

Die vrystelling van energie en die samesmelting van ligte stowwe is te danke aan die kombinasie van twee teenoorgestelde kragte: kernenergie, wat protone en neutrone insluit, en Coulomb, wat veroorsaak dat protone in wisselwerking tree. Protone is goed gelaai en jaag mekaar se Coulomb-krag, maar kan steeds bymekaar bly, wat dui op die bestaan ​​van 'n ander krag, 'n kort afstand, die kern-aantrekkingskrag. Die ligte kerne (of kleiner as yster en nikkel) is klein genoeg en bevat nie protone wat die kernenergie toelaat om depressie te oorkom nie. Dit is omdat die kern so klein is dat al die kerne kragtig voel en 'n kort afstand trek, ten minste net so sterk as wat hulle die konstante irritasie van die reeks van Coulomb voel. Die vorming van kerne uit eenvoudige kerne deur vermenging verwyder meer energie uit die netto aantrekkingskrag van deeltjies. By groter kerne word daar egter geen energie vrygestel nie, aangesien kernkrag van korte duur is en nie teen lang kerntariewe kan voortgaan nie. Daarom word energie nie vrygestel deur die samesmelting van sulke kerne nie, maar krag is nodig vir die inwerkingstelling van sulke prosesse.

Fusion bemagtig sterre en produseer byna alles in 'n proses genaamd nukleosintese. Die son is die ster van 'n hoofreeks en genereer gevolglik sy energie deur die kern van waterstofkerne in helium te kombineer. Die Son voeg gedeeltelik 620 miljoen ton waterstof by en produseer 616 miljoen ton helium per sekonde. Die kombinasie van helder voorwerpe in die sterre stel die energie en grootte wat daarmee gepaard gaan, gereeld vry. In 'n kombinasie van twee waterstofkerne om helium te vorm, word 0,645% van die gewig byvoorbeeld opgeneem deur die kinetiese energie van alfadeeltjies of ander vorme van energie, soos straling.

Dit verg baie energie om die kerne te dwing om waterstof te kombineer, selfs dié van die kleinste element. As hulle met 'n voldoende hoë spoed versnel, kan die kerne die swaartekrag weerstaan ​​en so naby genoeg wees dat die gravitasiekrag groter is as die van die walglike Coulomb-krag. Kragkragte groei vinniger as die kerne naby genoeg is, en die verbindingsnukleone kan in mekaar "val" en die resultaat is 'n mengsel van die netto geproduseerde energie. Die kombinasie van eenvoudige kerne, wat 'n swaar kern en dikwels 'n vrye neutron of proton maak, lewer gewoonlik meer energie as wat nodig is om die kerne saam te dwing. Dit is 'n stresvolle proses wat voedsame voordele kan oplewer.

Die energie wat deur die meeste kernreaksies vrygestel word, is baie groter as dié van chemiese reaksies, aangesien die bindingskrag wat 'n kern bymekaar hou, veel groter is as die krag wat elektrone op die kern uitoefen. Die ionisasiepotensiaal wat verkry word deur 'n elektron by die waterstofkern te voeg, is byvoorbeeld 13,6 eV - minder as die 17,6 MeV wat in die deuterium-tritium (D-T) reaksie uitgestraal word. Fusiereaksies is baie keer kragtiger as kernsplitsingsreaksies produseer baie meer energie per gewigseenheid, alhoewel elke splitsingsreaksie geneig is om meer dinamies te wees as enkelkomponent-formulerings, wat eintlik sewe keer sterker is as chemiese weerstand. Die enigste direkte omskakeling van gewig na krag, soos veroorsaak deur 'n dodelike botsing van 'n voorwerp met antimaterie, is kragtiger per gewigseenheid as 'n kernfusie. (Die volledige wysiging van een gram nuus bring 9 & # 215 1013 joule krag vry.)

Navorsing oor die opwekking van samesmelting bestaan ​​al meer as 60 jaar. Alhoewel beheerde samesmelting gewoonlik deur huidige tegnologie beheer word (bv. Fusors), is die suksesvolle bereiking van ekonomiese integrasie gedokumenteer deur die kompleksiteit van wetenskap en tegnologie, maar daar is aansienlike vordering gemaak. Op die oomblik kon beheerde samesmelting nie gebroke beheerde ondersteuning lewer nie (selfondersteunend). [4] Twee van sy mees algemene vorme is magnetiese bevalling (toroidvorming) en interne bevalling (laserformasie).

Daar word gesê dat die ontwerpe wat vir die toroidale reaktor gebruik word, tien keer meer samesmeltingskrag bring as die hoeveelheid wat nodig is om die plasma te verhit tot die vereiste temperatuur wat nog ontwikkel (sien ITER). Die ITER-sentrum sal na verwagting teen 2025 sy konstruksiefase voltooi. Ons sal die respondent in dieselfde jaar vrystel en in 2025 met plasma-toetse begin, maar daar word nie verwag dat ons 'n volledige deuterium-tritium-mengsel sal begin tot 2035 nie.

Op dieselfde manier beoog die Kanadese General Fusion, wat 'n magnetiese kernkragstelsel ontwikkel, om teen 2025 sy eie demonstrasie-aanleg te bou.

Die Amerikaanse Nasionale Ontstekingsfasiliteit, wat laser-gedrewe inkomende integrasie gebruik, is ontwerp met die doel om onkonvensionele integrasie. Die eerste groot lasertoetse is in Junie 2009 gedoen en brandtoetse het vroeg in 2011 begin.


Sterre evolusie

Sterre bring die grootste deel van hul lewe aan die hoofreeks deur met samesmelting in die kern en verskaf die nodige energie om hul struktuur te handhaaf. Daar is 'n prys hiervoor. Aangesien 'n ster waterstof (H) in helium (He) verbrand, verander die interne chemiese samestelling en dit beïnvloed die struktuur en fisiese voorkoms van die ster. Hoe ouer die ster, hoe groter is die hoeveelheid helium in die kern.

Die Zon is tans nie op die ZAMS nie, aangesien dit waterstof al ongeveer 5 miljard jaar in helium verbrand. Dit is een van die redes waarom die MS as 'n wye strook voorkom as dit opgeteken word. Die meeste sterre doen al 'n geruime tyd samesmelting en verander dus hul interne struktuur sodat hulle van die ZAMS verwyder word (aangesien die interne veranderinge hul voorkoms beïnvloed - hul helderheid en oppervlaktemperatuur).

Figuur 1. Die kern van die son (en ander sterre) met verloop van tyd. Die bokant wys hoe dit begin het, met 70% H en 27% Hy. Met verloop van tyd neem die grootte van die heliumkern toe, sodat dit groter word - soos getoon in (b) en groter - soos getoon in (c). Onthou, dit is net die kern van die ster, terwyl die res van die ster ongeveer dieselfde komposisie behou terwyl hy op die hoofreeks is.

Die son en die meeste ander sterre het oorspronklik 'n samestelling van 70% waterstof en ongeveer 27% helium in hul kern. Dit is soort van die standaardsamestelling van sterre soos die Son, ten minste wanneer hulle hul lewens begin. Dit is ook die huidige samestelling van die lae buite die kern, aangesien daar geen samesmelting aan die gang is nie, maar in die kern het dinge verander. As u nou binne-in die son se kern sou kyk, sou u sien dat daar ongeveer 35% waterstof en 62% helium is. Helium is digter en sink dus na die middel van die kern. Wat doen dit daar? Niks anders as om ruimte in te neem nie. Eintlik kan jy aan helium dink soos 'n lui kamermaat - om net in die middel van die huis te sit, niks te doen nie en elke dag groter word. Eintlik sou dit 'n redelike growwe kamermaat wees, maar jy kry die idee.

Die heliumkern word elke dag groter, aangesien die helium wat in die samesmeltingsproses geproduseer word, net meer en meer ruimte in beslag neem, omdat dit niks anders kan doen nie. As u dink dit is sleg, het u gelyk. Die helium verdring die soort energieproduksie net deur sy teenwoordigheid. Onthou, samesmelting kan slegs in die warm, hoë digtheidsarea van die kern voorkom. Buite hierdie gebied sal samesmelting (en energieproduksie) nie plaasvind nie. Met helium wat al hoe meer ruimte inneem, is daar minder ruimte om energie te produseer. Op 'n manier word die brandende streek na buite gedwing van die ster se middelpunt af, en dit word druk deur die helium.

Hoe is dit as u verder van die kern af kom? Dit is koeler en minder dig (onthou u die grafieke vir temperatuur en digtheid uit die vorige stel aantekeninge?). Dit is 'n streek wat nie warm genoeg is om dieselfde tempo van opwekking van energie as in die warm, digte kern te handhaaf nie. Is dit belangrik? Natuurlik is dit belangrik: die energie van samesmelting help om die buitenste lae van die son te hou en handhaaf die verskillende vorme van stabiliteit in die ster (soos hidrostatiese ewewig en daardie ander dinge).

Wat gebeur as die boonste lae nie so effektief gehou word as voorheen nie? Swaartekrag lig sy lelike kop op, en die seun het een lelike kop. U moet onthou dat swaartekrag altyd daar is, maar as u die invloed daarvan nie baie effektief beveg nie, betaal u die prys! Die lae buite die kern sal na binne begin trek, en die son se kern en die omgewing rondom sal effens saamtrek. Alhoewel dit miskien nie 'n goeie ding lyk nie, is dit eintlik omdat die inkrimping sal help om die gebied rondom die kern te verhit en die temperatuur en digtheid te laat styg tot 'n vlak waar samesmelting kan begin in gebiede wat voorheen te koel was. of te lae digtheid om saam te smelt.

Die basiese gevolg van hierdie hele saak is dat die brandende streek (energieproduksiestreek) van 'n ster geleidelik verder uit die middel van die ster beweeg, aangesien die fusie-neweproduk (helium) al meer ruimte in beslag neem. .

Beteken dit dat die son groter word? Nee, want jy moet onthou dat die massa van die son deur die jare geleidelik afgegaan het, aangesien al die energie wat dit as sonlig afgee, tegelyk massa was. Die son verloor aanhoudend massa deur net lig af te gee - baie makliker as Weight Watchers, is dit nie? Helium is digter as waterstof, en die kern word dus stadig digter met al hoe meer helium.

Dit lyk asof die stadige drukproses die energieprobleme van die son opgelos het, of hoe? 'N Bietjie meer helium veroorsaak dat die energieproduksiestreek stadig uit die sentrum gedruk word - dus is alles net reg, of hoe? Nie regtig nie, aangesien die son (en sterre soos dit) dit net so lank kan doen. Uiteindelik sal dit op die punt kom dat die sametrekkings nie in staat sal wees om die binnegebiede hoog genoeg te maak om energie in staat te stel om hidrostatiese ewewig te handhaaf nie. Alhoewel daar swaartekrag is wat dinge warm en dig hou, sal dit nie genoeg wees om die situasie te help nie. Daar is 'n beperking op hoe styf jy goed kan druk en hoe warm jy die materiaal kan kry.

Op hierdie stadium is waterstofverbranding in die kern nie meer betekenisvol nie, en daar brand net 'n dun dop waterstof rondom die groot heliumkern. Die ster is amper aan die einde van sy hoofreekslewe.

Figuur 2. Die buitenste lae van 'n ster (soos die son) word uitgedruk deur die druk en verwarming van die kern. Alhoewel daar nie veel samesmelting aan die gang is nie, laat die swaartekragverhitting van die kern die hittevloei toe en die buitenste lae van die ster swel op.

Die verbranding van waterstof produseer nie baie energie nie, en dit help dus nie om die buitenste lae van die ster op te hou nie. Tog word die buitenste lae omhoog gehou - hoe? Dit is feitlik te danke aan al die warm gas wat daarin is, of Thermal Energy, wat net die hitte is wat geproduseer word deur die pers van die kern. Onthou die invloed van swaartekrag - dit sal die kern saamdruk en druk sodat die kern kleiner en warmer word. Die kern se hitte is so groot dat dit die "hou van die buitenste lae" bietjie sal begin oordoen. Dit sal in werklikheid die buitenste lae van die ster uitpof. Namate die buitenste lae uitsprei, sal hulle afkoel en die waargenome oppervlaktemperatuur van die ster sal afneem. Wat het ons hier? Ons kry 'n Red Giant - beter 'n nuwe afdeling begin.

Rooi Reuse

Uiteindelik kom ons by die rooi reuse-stadium. Ek weet dat u al 'n geruime tyd hierop gewag het, so probeer net kalm bly. Eerstens, 'n bietjie opklaring: ek weet dat rooi reuse 'n bietjie verwarrend is, aangesien dit lyk asof daar twee teenoorgestelde dinge terselfdertyd gebeur - die kern word kleiner en warmer as gevolg van kompressie, terwyl die buitenste lae meer versprei en koeler word. . Daar gaan dinge in twee teenoorgestelde rigtings - maar hierdie dinge hou verband. Sonder die verwarming van die kern, sal daar geen uitbreiding van die buitenste lae wees nie.

In die geval van die son sal dit uitbrei na 'n groter grootte as dié van Mars se baan, of ongeveer 430 keer groter word as die huidige grootte, en sal dit 'n oppervlaktemperatuur van 3500 K hê en 'n helderheid van 20.000 keer sy huidige waarde. . Natuurlik sal die kerntemperatuur styg (onthou, die ineenstorting gaan nog steeds aan) en nader aan ongeveer 100 miljoen K. Die grootte van die son sal so groot wees soos die grootte van Mars se baan? Wat sal met die aarde gebeur? - natuurlik niks goeds nie. Die son sal elke dag groter en groter word, en die helderheid sal toeneem, sodat die oppervlaktemperatuur van die aarde sal styg (dit is 'n baie groot gebeurtenis vir aardverwarming). Uiteindelik, nadat al die lewe op aarde vernietig is deur die hitte en bestraling, sal die planeet die uitgestrekte buitenste lae van die son binnedring. As dit nie dadelik opbrand nie, sal dit waarskynlik na die middelpunt van die son draai, sodat dit uiteindelik sal opbrand. Ek dink nie eers SPF 40 sal op daardie stadium help nie. Dit sal nie net met die aarde gebeur nie, maar Mercurius, Venus en Mars sal waarskynlik hierdie lot deel. Jupiter en Saturnus kan op die oomblik die veilige plek wees om te wees, dus koop beter nou vaste eiendom daar terwyl die pryse nog laag is.

Die kern word voortdurend saamgepers, al hoe warmer en digter. Is daar geen beperking nie? Sal dit ooit eindig? Ja, dit sal eindig daar is 'n limiet. Die beperking kom as gevolg van sommige wette van die kwantummeganika. Een van hierdie wette vertel ons hoe goed ons dinge kan inpak, soos atome en elektrone.Sodra die kern van 'n ster sodanig is dat die elektrone so styf as moontlik ingepak word, word die materiaal gegenereer. Die kern van 'n rooi reus word dus al hoe meer elektronen ontaard. Een van die ongewone eienskappe van elektronedegenereerde materiaal is dat sodra dit elektronen degenereer, dit nie digter kan word nie. Dit maak nie saak hoe hard jy dit druk en saamdruk nie, dit word warmer, maar nie digter nie.

Nog iets wat met 'n rooi reus gebeur, is dat die buitenste lae baie konvektief word. Eintlik is daar groot, konvektiewe borrels wat tot by die kern en dan weer tot op die oppervlak strek. Vir 'n ster wat so groot is soos die grootte van die baan van Mars, is dit 'n paar groot borrels! Een netjiese aspek van hierdie groot konveksieborrels is dat dit regtig mooi materiaal kan meng. Soms kan hulle selfs dinge uit die kern op die oppervlak trek. Rooi reuse kan taamlik eiesoortige chemiese samestellings in hul oppervlaklae hê, aangesien die hoë digtheidsdinge in die kern kan meng deur die materiaal in die buitenste lae, wat ons kan sien as ons 'n spektrum verkry. Dit is iets wat sterrekundiges by rooi reuse gesien het, en dit is 'n kenmerk wat ook deur ons rekenaarprogramme voorspel word.

Dit is tyd om terug te keer na die kern. Wanneer die kerntemperatuur 100 miljoen K bereik, is dit warm genoeg dat heliumfusie kan plaasvind. Glo dit of nie, dit is 'n goeie ding. Eintlik is dit aanvanklik nie so goed nie, aangesien die kern van die ster elektron degenereer wanneer die helium ontbrand, en die ontsteking wat daaruit ontstaan, 'n redelike katastrofiese gebeurtenis is. Dit Heliumflits dui op die vinnige aanvang van die verbranding van helium in die kern vir 'n ster met 'n lae massa. 'N Heliumflits is 'n taamlike hewige ontploffing wat die interne struktuur van 'n ster aansienlik kan verander, deels omdat die materiaal in die kern so elektronontwortel is. Ons kan nie die heliumflits sien nie, want dit is diep in die kern begrawe en dit gebeur relatief vinnig, maar dit kry die ster weer op die samesmeltingsbaan. Sterre massiewer as die son het gewoonlik nie 'n elektron-ontaarde kern nie, dus as dit helium ontbrand, is dit nie 'n groot probleem nie. In die geval van sterre met 'n lae massa, het die heliumflits ook die ekstra bonus om die elektronedegenerasie in die kern te verwyder.

Nou het ons 'n gelukkige ster - dit het sy tweede wind gekry. Die heliumfusie lewer 'n goeie hoeveelheid energie in die kern en die kern is nie meer elektronen degenereer nie. Heliumverbranding is nie so energie-effektief soos waterstofverbranding nie, dus kry u minder geld. U wil dit dalk beskou as 'n laer gehalte brandstof, miskien 'n laer oktaan as waterstoffusie. Die basiese resultaat is dat daar nie soveel energie in elke heliumfusiereaksie geproduseer word as wat in elke waterstoffusiereaksie geproduseer is nie, dus moet die ster die helium vinniger verbrand om voldoende energie te lewer. Die kern is nog steeds baie warm, dus lewer dit ook baie termiese energie, wat die buitenste lae opgeblase sal hou, sodat die ster steeds 'n koel rooi reus is.

Figuur 3. Die binnekant van 'n rooi reus na heliumfusie begin. Die grootte van die ster is in die orde van 'n paar honderd A.U.s, terwyl die kern net so groot soos die aarde is. Die close-up vir die kern wys dat daar verskeie lae bestaan. In die middel is die neweprodukte van die heliumfusie - koolstof en suurstof. Daarbo is daar 'n laag helium wat saamsmelt en 'n ander heliumlaag wat nie versmelt nie (te koel of laag dig). Bo die heliumlae is die laag waterstoffusie in 'n baie klein dop. Hierdie laag dui die buitenste rand van die kern aan. Die res van die ster is meestal dieselfde samestelling waarmee die ster moes begin (hoofsaaklik waterstof en helium).

Helium versmelt nou in koolstof (C) en suurstof (O) deur die drievoudige alfa-proses. Dit is 'n soort klinkende naam, maar dit kom van die outydse naam vir helium (alfa-deeltjie), en as u drie heliumatome saamvoeg, maak u koolstof (sowel as energie), terwyl vier heliumatome saamvoeg tot suurstof (en energie) maak. Ek dink dit kan die viervoudige alfa-proses genoem word, maar dit is nie so maklik om uit te spreek nie. Laat ons op enige manier terugkeer na die samesmelting van helium. Heliumfusie is minder doeltreffend as waterstoffusie, so dit gaan redelik vinnig en die koolstof en suurstof begin al hoe meer ruimte in die kern van die ster inneem. Klink dit bekend? Dit behoort. Weereens sal die verbranding al hoe verder wegbeweeg van die middel van die ster en die kern sal weer begin ontaard. Namate nuwe streke van helium begin brand, kan die ster Helium-dopflitse ervaar (ook termiese pulse genoem). Dit is soortgelyk aan die ontplofbare heliumflits, maar minder kragtig omdat daar minder materiaal betrokke is en dit nie so ontaard soos die kern toe die heliumflits plaasgevind het nie. Hierdie flitse van die heliumskulp is egter nogal lastig, aangesien dit redelik baie energie vrystel - soos gewelddadige, onbeheerbare hikke.

Na ongeveer 1 miljard jaar (vir sterre soortgelyk aan die son), sal die opbou van koolstof en suurstof in die kern die produksie van 'n aansienlike hoeveelheid energie voorkom, aangesien die koolstof en suurstof soveel ruimte in beslag neem. Dit is die einde van die lyn vir die ster. Die kern sal begin saamtrek, maar die inkrimping sal nie genoeg temperatuur of digthede lewer om die volgende samesmeltingsproses aan te steek nie. 'N Ster sal slegs ongeveer 10% van sy lewe as 'n rooi reus spandeer - nie veel vir 'n tweede leeftyd nie, maar jy neem wat jy kan kry.

Is die einde van helium aan die einde vir alle sterre? Nee, sterre wat massiewer is as die son, kan moontlik voortgaan in die volgende brandstadiums sodra die heliumfusiestadium stop. Onthou, meer massa lei tot meer swaartekrag (of inkrimping), wat lei tot meer druk van die kern. Meer druk lei tot hoër temperature en digthede. Vir hierdie groter massa sterre sal koolstof volgende verbrand, en dan swaarder elemente na koolstof, maar slegs as die ster massief genoeg is om die temperatuur en digtheid te verhoog tot die hoë vlakke wat benodig word vir die samesmelting van hierdie swaarder elemente. Die ster sal 'n rooi reus bly en basies net in die regter boonste gedeelte van die HR-diagram rondhang totdat hy al sy samesmeltingstadia voltooi het. Verskillende massa-sterre word gewoonlik met die hoër massa-sterre gerangskik verder op die HR-diagram, maar dit is nie altyd waar nie - die rangskikking van die sterre in die rooi reuse-stadium is nie so mooi en ordelik soos tydens die hoofreeksstadium nie. . Dit is taamlik moeilik om die massa van 'n rooi reuse-ster presies te bepaal.

Figuur 4. Die verskillende stappe van die ontwikkeling van die son word hier uiteengesit. Dit is ook die manier waarop die meeste ander sterre met 'n lae massa wat soortgelyk aan die son is, sal ontwikkel. Die huidige ligging van die son word aangedui deur die geel punt langs die evolusionêre pad. Die rigting van evolusie word deur die pyle aangedui.

Voordat ons agterkom hoe 'n ster soos die son sy bestaan ​​beëindig, moet ons die samesmeltingsgeskiedenis van 'n ster met lae massa soos die son saamvat. Die verskillende onderstaande punte is in Figuur 4 gemerk.

  1. Waterstof ondergaan samesmelting in die kern, wat helium en energie produseer. Die ster doen dit graag 90% van sy lewe, dit is die hoeveelheid tyd wat dit aan die hoofreeks spandeer. Dit beloop 'n totale MS-leeftyd van ongeveer 10 miljard jaar vir die son.
  2. Waterstoffusie in die kern hou meestal op, met slegs waterstoffusie in 'n dun dop. Die ster is van nou af 'n rooi reus. Terwyl die buitenste lae opgepof word, begin die samedrukking in die middel 'n elektron-ontaarde kern vorm.
  3. Die verbranding van waterstofdoppe gaan voort in 'n klein laagjie rondom die ontaarde kern. Die sagte rooi reus is taamlik onstabiel en die buitenste lae word baie konvektief. Dit kan sommige van die swaar elemente van die middelpunt na die oppervlak opbring, wat 'n paar bisarre spektra lewer.
  4. Helium Flash dui aan die begin van heliumfusie in die kern.
  5. Heliumkernfusie wat energie produseer en die byprodukte van koolstof en suurstof begin. Daar is ook 'n dun laag waterstofdop wat rondom die heliumkern brand, maar dit lewer nie soveel energie soos die heliumfusie nie.
  6. Heliumkernverbranding neem af namate die koolstof en suurstof opbou, en daar brand slegs helium en waterstof in dun doppe. Dit is ook die tyd wanneer heliumskulpflitse sou plaasvind en die struktuur van die ster onderbreek.
  7. Wat kom volgende? Dit hang af van massa, met sterre van hoër massa wat voortgaan met verdere stadiums van samesmelting - miskien nog een samesmeltingstadium, miskien twee of miskien drie. Dit hang alles af van die massa van die ster - meer massa, meer samesmelting.

Bruin dwerge

Figuur 5. Die coolste bruin dwerg wat nog ontdek is, WISE 1828 + 2650, met 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 300 K (80 Fahrenheit). Die kleure is nie ware kleur nie - klik op die prentjie om die groter aansig te sien. Beeldkrediet: NASA / JPL-Caltech / UCLA.

Wat is die limiet vir versmelting van waterstof? Die laagste massa wat 'n ster kan hê en waterstof kan smelt, is ongeveer 8% van die massa van die son. Onthou dat wanneer die sterre vorm, die oorgrote meerderheid van die vorms 'n baie lae massa het, dus daar moet baie van hierdie baie klein voorwerpe wees. Wat noem ons hierdie nie-sterre met 'n lae massa? Dit staan ​​bekend as bruin dwerge. Hierdie sterre het 'n oppervlaktemperatuur van slegs 1000 K en minder en het 'n fraksie van die son se helderheid. Sulke voorwerpe is baie moeilik om op te spoor en lyk asof dit die eienskappe van die L- en T-sterre het. Is L-sterre dus regtig bruin dwerge? Nee noodwendig. Sommige L-sterre is groot genoeg om waterstof te versmelt en is dus nie bruin dwerge nie, terwyl ander L-sterre te klein is om waterstof te versmelt en as bruin dwerge beskou moet word. Dit is meer waarskynlik dat al die T-soorte bruin dwerge is. Dit is regtig moeilik om vas te stel watter van hierdie sterre waterstof versmelt en wat nie, aangesien hulle baie min lig afgee en dit is baie moeilik om hulle te sien en hul eienskappe akkuraat te meet. Ons moet IR-teleskope gebruik soos Spitzer en WYS om hulle op te spoor. In werklikheid is die Spitzer het nie net bruin dwerge gevind nie, maar ook stofskyfies rondom hulle - wat uitstaan ​​omdat dit redelik groot skywe is. Tot dusver word die coolste (en miskien ook die kleinste) sterre as T9-tipes geklassifiseer, met temperature tot ongeveer 500-600 K.

Is daar sterre koeler / kleiner as bruin dwerge? Natuurlik is daar. Sterrekundiges het voorgestel dat daar 'n ander spektraaltipe buite T-sterre is, en hierdie koel voorwerpe sal bekend staan ​​as 'Y'-tipe bruin dwerge, of sub-bruin dwerge. Ongelukkig is daar so min Y-sterre gevind dat dit moeilik is om hul eienskappe te verstaan ​​en ook om vas te stel of dit eintlik planete moet wees en nie sterre nie. Oor die algemeen, as dit vry swaai, en nie deel uitmaak van 'n binêre of meervoudige sterrestelsel nie, moet dit as 'steragtige' beskou word, ten minste in die vorm daarvan. Op die oomblik is die coolste voorwerpe ook relatief naby ons - WISE 0855-0714 is slegs 2,2 st van die son af. Gebaseer op waarnemings deur die WYS en Spitzer infrarooi teleskope, hierdie voorwerp het 'n temperatuur tussen 225-260 K. Dit is die soort temperature wat u in Antarktika sal ervaar! Is dit dus 'n ster of 'n planeet? Op hierdie stadium kan dit die beste beskryf word as 'n mislukte ster.

Alhoewel dit baie moeilik is om net 'n bruin dwerg te vind, is dit ook baie moeilik om hul massas te meet. Dit is onlangs gedoen, waar sterrekundiges die massa van twee bruin dwerge kon meet en massas van ongeveer 3% van die son se massa gevind het. Bruin dwerge kan ook 'n rol speel in die struktuur van ons sterrestelsel, aangesien dit baie algemeen moet wees en aansienlik kan bydra tot die totale massa van die sterrestelsel. Vir sterre-evolusie is bruin dwerge redelik 'n doodloopstraat, omdat hulle geen samesmelting het nie, hulle nie verander of op enige manier ontwikkel nie en dit net mettertyd afkoel, wat redelik vervelig is.

Aangesien ons dinge wil sien wat opwindender is as bruin dwerge, moet ons terugkeer na die bespreking van 'n ster soos die Son om te sien wat gebeur nadat al sy samesmeltingstadia voltooi is.

Sterre dood

Lae massadood (vir sterre soos die son)

Uiteindelik sal die rooi reusefase eindig wanneer die ster niks meer in sy kern kan verbrand nie. Vir die son is die laaste element wat dit sal verbrand, helium. Ander massiewe sterre verbrand koolstof, suurstof of neon in hul kern en ander swaar elemente as dit massief genoeg is. Elke keer as 'n ster 'n element verbrand, produseer dit natuurlik swaarder elemente as neweprodukte. Uiteindelik sal hulle moet ophou brand, aangesien hul kern nie warm of dig kan word vir die volgende brandsiklus nie.

As 'n ster ophou om 'n element te smelt, ontwikkel dit na die regter boonste hoek van die HR-diagram. Dit is as gevolg van die samedrukking van die kern en die gevolglike uitbreiding van die buitenste lae. Die ster raak al hoe meer opgepof. Dit is ook 'n tyd waarin die konveksie in die buitenste lae baie ekstreem is, sodat die hele ster amper heeltemal konvektief is. As dit nie sleg genoeg was nie, in sterre met lae massa soos die son, sal die Helium-dopflitse af en toe aanhou voorkom en dit sal baie energie in kort sarsies vrystel. Dit is eerder as om 'n baie nare geval van die hik te hê - met die buitenste lae van die ster na buite gedruk. 'N Ander aspek van sterre in hierdie stadium van hul lewe is die ontwikkeling van baie sterk sterwinde (regtig superwinde). Met die uitgerekte oppervlaklae, die Helium-dop flits en die super winde, is daar soveel aan die gang om die buitenste lae nog verder uit te druk. Die gesamentlike energie van al hierdie prosesse kan help om die buitenste lae van die ster af te blaas. Dit is eintlik nie te moeilik nie, aangesien die buitenste lae van die ster al 'n hele ent van die kern af is (dit is 'n rooi reus) en dit is dus moeiliker vir die ster om hulle effektief vas te hou (die verder van die middel, hoe laer is die swaartekrag).

Die eindresultaat is dat die buitenste lae afgewaai word. Namate die buitenste lae afwaai, sal daar baie warm gas van die ster af vloei, wat vroeër die buitenste lae was en daar sal net die kern van die ster agterbly. Soms word die materiaal as 'n ring uitgegooi, soms word die materiaal in twee rigtings afgewaai (onthou bipolêre uitvloei) is dit ook moontlik dat die materiaal in borrels uitgeblaas word. Die animasies wat aangebied word, is gebaseer op verskillende teorieë oor hoe materiaal uitgegooi word. In die geval van die bipolêre uitvloei, word geglo dat die wisselwerking tussen twee sterre die tregtervormige uitvloei veroorsaak. In elk geval word 'n groot hoeveelheid materiaal (basies al die goed buite die kern) in die ruimte geblaas. Dit lewer 'n struktuur bekend as 'n Planetêre newel - en in die groot tradisie om dinge in sterrekunde te benoem, het dit niks met planete te doen nie! In die ou dae toe mense met teleskope na hierdie dinge gekyk het, het hulle gesien dat die meeste planetêre newels skyfvorms het, en dat die enigste ander dinge wat met sulke vorms sigbaar is, planete was. Ja, dit is 'n redelike lam rede, maar ons sit daarby.

Dit is tyd om weer sterre dood te maak. Tydens die taamlik nare planetêre newelstadium sal sterre soos die son ongeveer 40% of meer van hul massa verloor. Meer massiewe sterre verloor 'n groter persentasie van hul massa. Sommige planetêre newels is nie mooi en heeltemal sferies nie - sommige het nogal ongewone vorms, moontlik as gevolg van onreëlmatige massaverlies of verskillende fases van massaverlies. Gewoonlik is planetêre newels 'n paar ligjare groot en die gas beweeg steeds met relatiewe hoë snelhede ('n paar duisend km / s) van die ster af weg. Die gas in 'n planetêre newel sal nogal warm bly as gevolg van die hitte van die warm, digte kern, sodat dit baie jare na die aanvang van hierdie fase sigbaar is.

Figuur 6. Voorbeelde van planetêre newels. Alle beelde is afkomstig van die Hubble-ruimteteleskoop. Die boonste ry toon die algemene bipolêre uitstroomvormige newels aan, waar materiaal in twee rigtings uitgestoot word (veronderstel dat dit buite die pole is). Die verskillende vorms kan te wyte wees aan die manier waarop die newels na ons toe of weggekantel is, of hoe goed die uitgestote materiaal in lyn is. Die twee foto's links is van die sirkelvormige verskeidenheid van die planetêre newels. Aanvanklik is gedink dat hierdie sirkelvormige vorms te wyte was aan 'n sirkelvormige of bolvormige uitwerping van materiaal, alhoewel sommige mense nou dink dat die sirkelvormige vorm die gevolg kan wees van 'n einde aan die bipolêre tipes. Beeldkrediete: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team (STScI / AURA), Bruce Balick (Universiteit van Washington), Vincent Icke (Universiteit Leiden, Nederland), Garrelt Mellema (Universiteit van Stockholm), R. Sahai & amp J. Trauger ( JPL).

Met verloop van tyd sal die gasstroom van die ster stop en die gas in die planetêre newel afkoel en verdwaal tussen die res van die gas wat in die ruimte ronddryf. 'N Vinnige ding aan hierdie materiaal is dat dit dikwels met swaar elemente verryk word. Onthou, hierdie fase kom nadat 'n ster al die verskillende samesmeltingsprosesse voltooi het, sodat daar 'n oormaat swaar elemente in die materiaal is. Dit is een manier waarop swaar elemente (anders as waterstof en helium) in die ruimte kan neersit. Dit is 'n belangrike punt wat ons later weer aan die orde sal stel.

Al wat van die ster oorbly na die Planetary Nebula-stadium, is die warm kern. Wat doen die kern? Dit brand nie, maar dit het steeds te make met die invloed van swaartekrag, wat die kern sal saamdruk tot op die punt waar die materiaal weer elektronen ontaard. Sodra dit by die punt kom, sal die kompressie stop. Die ster is nou 'n warm, digte maar stabiele voorwerp. Dit is redelik vervelig, maar ook op 'n manier redelik bisar - dit is steeds elektronen ontaard, wat dit nogal abnormaal maak.

Die oorblywende kern het 'n massa van ongeveer 1/2 van die son se massa, maar dit sal 'n radius hê wat vergelykbaar is met die van die aarde (ongeveer 6000 km). Die oppervlaktemperatuur sal tot 100 000 K wees, maar dit sal betyds afkoel. Die digtheid van hierdie voorwerp is ongeveer 1 miljoen gram per kubieke cm. Dit is ongeveer dieselfde as die digtheid van 'n Volkswagen - nie 'n gewone Volkswagen nie, maar een wat tot die grootte van 'n suikerblokkie verpletter is. Nogal dig, nè?

Figuur 7. 'N Tipiese wit dwerg (regs) in vergelyking met die aarde (links). Alhoewel dit 'n radius soortgelyk aan die aarde het, is die massa van 'n wit dwerg baie nader aan die van die son. Dit maak dit 'n baie digte voorwerp. Aardbeeld met vergunning van NASA.

Wat noem ons hierdie warm, digte, klein grootte voorwerp? 'N Wit dwerg - eintlik is hierdie naam sinvol dat dit klein is en dit is warm - wow, 'n naam in astronomie wat sinvol is.

Nou is daar 'n baie handige ding aan wit dwerge. Dit is elektroniese ontaarde voorwerpe, en daarom volg hulle nie dieselfde wette van die fisika as wat normale dinge doen nie. Iemand het 'n baie interessante gevolg van hierdie funksie opgemerk.'N Jong student wat aan hierdie dinge gedink het, Subrahmanya Chandrasekhar, het 'n taamlike verbysterende besef gekry: as jy meer massa by 'n wit dwerg voeg, word dit kleiner (radius). Meer massa, meer krimp - dit maak nie sin nie, maar dit is die manier waarop ontaarde materiaal optree. Chandrasekhar het uiteindelik agtergekom dat as jy genoeg massa byvoeg, die wit dwerg tot 'n grootte van 0 gekrimp sou word! Dit beteken dat dit nie kan bestaan ​​nie - u kan tog nie dinge hê wat nie so groot is nie (later sal ons hierdie reël oortree). Chandrasekhar het vasgestel dat as 'n voorwerp 'n elektronen degenereer, dit nie 'n massa van meer as 1,4 sonmassa kan hê nie, en dat dit uit die bestaan ​​sal krimp - dit kan homself nie meer hou nie. Al die wit dwerge waarvan ons weet, is stabiel, dus moet hulle almal minder as 1,4 sonmassas hê. Waar ons massas kan meet, kom ons altyd agter dat dit minder as 1,4 sonmassas is. Hierdie massa limiet staan ​​bekend as die Chandrasekhar Limiet. Miskien is die beste manier om aan die Chandrasekhar-limiet te dink, net soos 'n stoeier wat probeer om onder hul gewigsgrens te kom, maar in die geval van die stoeier sou hy steeds bestaan ​​as hy oorgewig was, anders as die wit dwerg.

Om 'n ster uiteindelik 'n wit dwerg te word, moet dit onder die Chandrasekhar-limiet (1,4 sonmassas) kom. Sommige sterrekundiges dink dat sterre wat hul hoofreeks begin het, ongeveer 8 keer die son se massa leef, as wit dwerge kan beland. Om dit te laat gebeur, moet hulle minstens 6,6 sonmassas verloor op pad na 'n wit dwerg - dit is seker baie materiaal en dit kan 'n groot hoeveelheid van die materiaal verloor in die Planetêre Nevelstadium, maar dit kan ook verloor dit op ander maniere, soos met 'n bestendige, sterk sterwind. Ongeag hoe dit dit doen, dit moet nog steeds doen! As dit nie die geval is nie, sal die ster nie as 'n wit dwerg beland nie, maar iets anders sal gebeur (soos u later sal sien).

Figuur 8. Die hele evolusie van 'n ster soos die son, vanaf die hoofvolgorde, deur heliumfusie en die planetêre newelstadium, tot by die witdwerg en uiteindelik swart dwergstadium. Die lyn vanaf die einde van die heliumfusiestadium na die planetêre newelstadium word nie getrek nie, aangesien hierdie pad nie bekend is nie.

In Figuur 8 word die evolusie van die son van die ZAMS tot by die witdwergstadium geteken. U mag opmerk dat daar geen soliede lyn is tussen die einde van die heliumfusiestadium en die Planetêre Nevelstadium nie, aangesien hierdie deel van die evolusie van die ster moeilik is om te plot. Aan die begin van hierdie span is die ster 'n baie koel rooi reus met 'n warm, saamgeperste kern. Wanneer die Planetary Nebula-stadium begin, begin dit basies die koel buitenste lae afskil en die warm kern openbaar. Op 'n manier spring dit in 'n baie kort tyd van die heel regterkant van die HR-diagram tot links.

Wanneer die son uiteindelik deur die planetêre newelstadium gaan, behoort dit ongeveer 0,4 sonmassas te verloor en uiteindelik 'n 0,6 sonmassa wit dwerg te wees. Dit is nie baie opwindend nie, maar wat kan dit nog doen? - niks. Die enigste ding wat 'n wit dwerg kan doen, is om af te koel. Uiteindelik sal dit koeler en minder helder word (onthou hoe die helderheid van die temperatuur afhang) totdat dit te koel raak om te sien. Sodra 'n wit dwerg heeltemal afkoel, sal dit 'n swart dwerg word. Dit neem egter so lank, lank dat daar tans geen swart dwerge in die Heelal is nie (die Heelal is nie oud genoeg om te bestaan ​​nie). 'N Taamlike animasie wat die grootte van 'n wit dwerg en sy uiteindelike lot toon, kan hier gesien word.

Wat van sterre massiewer as die son? Meer massa beteken meer swaartekrag, meer swaartekrag beteken meer hitte in die kern, en meer hitte in die kern beteken dat meer samesmeltingsiklusse kan voorkom. Hierdie sterre het die kans om ander elemente, soos koolstof of suurstof, te begin verbrand. Hoe meer massa 'n ster het, hoe meer samesmeltingsiklusse kan dit deurmaak. Onthou, dit doen dit baie vinnig - groot sterre gebruik vinnig hul brandstof. Alhoewel hulle meer brandstof het, is dit nie baie ekonomies nie. Alhoewel hulle meer goed as die son kan verbrand, is hulle steeds nie baie versigtig met die gebruik daarvan nie. Groot sterre sal uiteindelik as wit dwerge beland, maar hulle is geneig om nog 'n paar brandingsiklusse deur te gaan. As die sterre ander elemente verbrand, sal hulle op die HR-diagram net so ronddwaal in die gebied waarin rooi reuse of rooi superreuse voorkom. Hulle sal as rooi reuse of superreuse bly solank die brandstof duur, maar wanneer dit raak op, hulle sal op die witdwergplek beland (nadat hulle deur 'n planetêre newelstadium gegaan het), net soos die son.

Nie alle wit dwerge is dieselfde nie - hulle kan baie verskillende komposisies hê. Onthou, 'n wit dwerg is die oorblyfsels van die kern, dus waaruit die kern van die ster ook al bestaan, is dit waaruit die wit dwerg bestaan. Vir 'n ster met 'n baie lae massa gaan dit slegs deur die waterstoffusiesiklus waar dit helium produseer. Die ster se wit dwerg moet hoofsaaklik van helium gemaak word. 'N Ster soos die son sal helium verbrand en koolstof en suurstof produseer. Die wit dwerg van die Son sal hoofsaaklik van koolstof en suurstof bestaan. Daar is wit dwerge wat van verskillende dinge gemaak is, soos mengsels van suurstof, neon en magnesium, om 'n paar te noem. Hoe groter die ster in die hoofreeks was, hoe swaarder sal die finale samesmeltingsproduk wees - en dit sal die finale samestelling van die wit dwerg bepaal. Kom ons kyk nou na 'n interessante lot vir sommige wit dwerge.

As 'n wit dwerg vanself in die ruimte sit soos die wit dwerg van die Son, sal daar nie veel anders daarmee gebeur nie. As dit 'n binêre stelsel is, veral 'n noue binêre stelsel waar dinge baie streng is, kan dit inderdaad baie interessant raak.

Massa kan van een ster na 'n ander in 'n noue binêre stelsel oorgedra word. Dit kan in sekere stadiums van die evolusie van die binêre sterstelsel gebeur. Een voorbeeld van wat kan gebeur, is die volgende - laat ons sê dat u twee sterre met 'n effens verskillende massa het. Hoe meer massiewe ster eers sal sterf (onthou, massa bepaal die noodlot en groot massa beteken kort lewe), die groot ster sal deur sy verskillende evolusiestadia gaan en as 'n wit dwerg beland voordat die minder massiewe ster die kans kry om dit selfs te doen baie van enigiets. In werklikheid sal die ster met 'n laer massa nog steeds aan die hoofvolgorde wees lank nadat die ander ster deur sy hele lewe gegaan het. U het nou 'n wit dwergster en 'n hoofreeksster. Uiteindelik sal die oorblywende MS-ster begin sterf en die Red Giant-verhoog betree - niks ongewoon daaraan nie. Namate dit opblaas, word dit groter en groter en vul dit 'n gravitasiegrens, die Roche Lobe, rondom die binêre stelsel.

Figuur 9. Die bestanddele wat nodig is vir 'n nova. Twee sterre, die een 'n wit dwerg, die ander 'n ster wat 'n rooi reus word, is in 'n wentelbaan om mekaar. Die Roche Lob dui die swaartekraglimiet vir elke ster aan. Namate die rooi reus uitbrei, brei die materiaal in sy buitenste lae nie in enige rigting uit nie as gevolg van die nabyheid van die nabygeleë wit dwerg, sodat die materiaal daarheen getrek word. Dit is as gevolg van die beperkings van die Roche Lobes. Uiteindelik sal die materiaal op die wit dwerg as 'n nova ontvlam.

Die Roche Lobe is nie 'n fisiese versperring soos 'n muur nie, maar dit definieer net hoe die swaartekrag van die binêre stelsel materiaal op sekere maniere laat beweeg. Terwyl die rooi reus sy kant van die Roche Lobe vul, sal die materiaal nie net na buite uitbrei nie, maar eerder na die ander ster gerig word - dit is alles te wyte aan die hoë swaartekrag van ons elektron-ontaarde vriend. Nou word die materiaal van die rooi reus oorgedra na die ander ster in die stelsel, wat in hierdie geval 'n wit dwerg is. Dit kan nie goed wees nie! Die materiaal wat van die rooi reus af oorgedra word, sal nie net direk op die wit dwerg stort nie, aangesien die hele stelsel beweeg en dinge in 'n wentelbaan draai, so die materiaal spiraal in. Dit sal geleidelik 'n skyf rondom die wit dwerg opbou. Die materiaal bou rondom die wit dwerg op in 'n aanwasskyf. Die wit dwerg is taamlik warm en die materiaal word opgewarm in die proses om in te draai, dus sal dit neig om ultraviolet (UV) bestraling af te gee. Dit is goed, aangesien dit astronome 'n manier bied om sulke binêre stelsels te identifiseer. Onthou, dit is in 'n binêre stelsel en die enigste ding wat sigbaar is in 'n gewone teleskoop, is die rooi reus, wat te koel is om enige groot hoeveelhede UV-straling te produseer. Die aanwesigheid van die groot hoeveelhede UV-straling dui op 'n onsigbare aanwasskyf met 'n wit dwerg daarin. Geleidelik sal materiaal by die wit dwerg uitkom en op sy oppervlak opbou. Watter tipe materiaal is dit? Dit is waaruit die buitenste lae sterre bestaan, wat die gewone mengsel is van hoofsaaklik waterstof met 'n bietjie helium daarin.

Figuur 10. Die opset vir 'n nova - een ster wat materiaal afgeruk het, 'n ander ster (wit dwerg) wat die materiaal binnetrek. Die materiaal vorm 'n aanwasskyf wat sal verhit tot op die punt waar dit UV-lig afgee.

Nou sit ons met 'n wit dwerg. Na 'n geruime tyd (jare, of miskien selfs dekades) sal die materiaal wat op die oppervlak van die wit dwerg ophoop, ontplof in 'n plofbare ontploffing. Hierdie ontploffing het 'n helderheid van ongeveer 100 000 keer groter as die son se helderheid. Wat u hier het, is 'n Nova. Novae (dit is die meervoudsvorm) sal weke lank helder bly, maar nie so helder soos supernovas nie (waarna ons later sal kom). Alhoewel die ontploffing redelik kragtig, energiek en helder is, vernietig dit nie die betrokke sterre nie. Die nova word vervaardig deur massa in 'n binêre stelsel oor te dra, en dit is dus moontlik om weer en weer in dieselfde sterstelsel te gebeur. Dit staan ​​bekend as 'n herhalende novae. Daar is tien bekende herhalende novas in ons sterrestelsel. Die huidige rekordhouer vir die meeste uitbarstings is U Scorpii (in die konstellasie van Scorpius). Hierdie stelsel het in 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999 en 2010. Nova gekyk. Klik hier om die ligvariasie van U Scorpii gedurende die 2010-nova te sien. Ek dink 'n herhalende nova is soos 'n herhaalde oortreder - hulle kan net nie hulself help nie en aanhou om dieselfde ding oor en oor te doen. In die geval van U Scorpii, alhoewel dit ten minste tien keer afgegaan het, is dit moontlik dat dit weer kan afgaan!

Figuur 11. Nova Cygni op twee verskillende tye gesien, 1992 en 1993 (onderskeidelik links en regs). Die uitbreiding van die ontploffingsdop oor tyd is duidelik in die twee beelde. Die twee sterre wat die bron van die nova is, lyk soos een ster in die middel. Beeldkrediet: F. Paresce, R. Jedrzejewski (STScI) NASA / ESA.

Novae is so helder dat dit soms miljoene ligjare weg is in ander sterrestelsels. Uiteindelik sal die ontploffing verdwyn, alhoewel dit 'n lekker ligskou veroorsaak het terwyl dit geduur het. Daar kan elke jaar tientalle of honderde novas in 'n sterrestelsel voorkom, aangesien daar soveel wit dwerge is. 'N Stelsel wat 'n nova produseer, kan die proses nie vir altyd herhaal nie, want uiteindelik sal die rooi reus 'n wit dwerg word, dus sal u uiteindelik 'n stelsel hê wat twee wit dwerge bevat. Wat sal hierdie wit dwerge doen? - niks anders as om stadig af te koel nie, en uiteindelik 'n paar swart dwerge te word, maar dit neem baie lank. Uiteindelik is dit nogal vaal en vervelig.

Die son sal nie 'n nova word nie (onthou, dit neem twee sterre om 'n nova te hê), dus sal dit 'n redelike saai einde hê. Jammer, mense, dit is amper die einde van die ry vir lae massa sterre soos die Son.


Wat is Fusion?

Met sy hoë energieopbrengste, lae produksie van kernafval en gebrek aan lugbesoedeling, kan fusie, dieselfde bron wat die sterre dryf, 'n alternatief vir konvensionele energiebronne bied. Maar wat dryf hierdie proses aan?

Wat is samesmelting?

Fusie vind plaas wanneer twee ligte atome aanmekaar bind, of saamsmelt, om 'n swaarder een te vorm. Die totale massa van die nuwe atoom is minder as die van die twee wat dit gevorm het. Die "ontbrekende" massa word as energie afgegee, soos beskryf deur Albert Einstein se beroemde "E = mc 2" -vergelyking.

Ten einde die kerne van twee atome die afkeer van mekaar te oorkom, veroorsaak dat hulle dieselfde lading het, is hoë temperature en druk nodig. Die temperatuur moet ongeveer ses keer die temperatuur in die sonkern bereik. Op hierdie hitte is die waterstof nie meer 'n gas nie, maar 'n plasma, 'n uiters hoë-energietoestand van materie waar elektrone van hul atome gestroop word.

Fusie is die dominante bron van energie vir sterre in die heelal. Dit is ook 'n potensiële energiebron op aarde. As dit in 'n doelbewus onbeheerde kettingreaksie vertrek, dryf dit die waterstofbom aan. Fusion word ook beskou as 'n moontlikheid om handwerk deur die ruimte aan te dryf.

Fusie verskil van splitsing, wat atome verdeel en aansienlike radioaktiewe afval tot gevolg het, wat gevaarlik is.

Kook energie op

Daar is verskillende "resepte" om fusie op te gaar, wat op verskillende atoomkombinasies staatmaak.

Deuterium-Tritium-fusie: Die mees belowende kombinasie vir krag op aarde is die samesmelting van 'n deuteriumatoom met 'n tritium-een. Die proses, wat temperature van ongeveer 72 miljoen grade F (39 miljoen grade Celsius) benodig, lewer 17,6 miljoen elektrone volt energie.

Deuterium is 'n belowende bestanddeel omdat dit 'n isotoop van waterstof is wat 'n enkele proton en neutron bevat, maar geen elektron nie. Op sy beurt is waterstof 'n belangrike deel van die water wat die aarde bedek. 'N Gallon seewater (3,8 liter) kan soveel energie lewer as 1136 liter petrol. Nog 'n waterstofisotoop, tritium bevat een proton en twee neutrone. Dit is moeiliker om in groot hoeveelhede op te spoor as gevolg van die halfleeftyd van tien jaar (die helfte van die hoeveelheid verval elke dekade). In plaas daarvan om dit natuurlik te probeer vind, is die betroubaarste metode om litium, 'n element wat in die aardkors voorkom, met neutrone te bombardeer om die element te skep.

Deuterium-deuterium-fusie: Teoreties belowender as deuterium-tritium vanweë die gemak van die verkryging van die twee deuteriumatome, is hierdie metode ook meer uitdagend omdat dit te hoog is om huidiglik haalbaar te wees. Die proses lewer egter meer energie as deuterium-tritium-fusie.

Met hul hoë hitte en massas gebruik sterre verskillende kombinasies om hulle aan te dryf. [VIDEO: Sun to Sun & ndash The Need for Fusion Energy]

Proton-proton-fusie: Die dominante drywer vir sterre soos die son met kerntemperature onder 27 miljoen grade F (15 miljoen grade C), proton-proton-samesmelting begin met twee protone en lewer uiteindelik hoë-energie deeltjies soos positrone, neutrino's en gammastrale.

Koolstofsiklus: Sterre met hoër temperature smelt koolstof saam met waterstofatome.

Drievoudige alfa-proses: Sterre soos rooi reuse aan die einde van hul fase, met temperature van meer as 180 miljoen grade F (100 miljoen grade C), smelt heliumatome saam eerder as waterstof en koolstof.


Waarvan word sterre gemaak?

Sterre bestaan ​​meestal uit waterstof en helium, met slegs spoorhoeveelhede swaarder elemente. 'N Ster is 'n massiewe gloeilamp plasma wat deur sy eie swaartekrag bymekaar gehou word. Die belangrikste proses wat binne 'n ster plaasvind, is die omskakeling van waterstof in helium.

Die omskakeling van waterstof in helium binne die kern van 'n ster lewer soveel energie op dat die elemente self bestaan ​​as 'n sop van positief gelaaide ione met sommige of al hul elektrone wat vrylik beweeg. Hierdie proses van sterre kernfusie kan miljarde jare duur totdat al die waterstof saamgesmelt het om helium te vorm. Wanneer die beskikbare waterstof opgebruik is, brei die ster uit tot 'n rooi reus en begin dit heliumatome in koolstofatome te smelt. In massiewe sterre word swaarder elemente gemaak deur kleiner elemente saam te smelt wat in die ruimte vrygestel word as die ster sterf. Tydens 'n supernova word die swaarste elemente, soos uraan en goud, gemaak en na die ruimte uitgeslinger as die ster ontplof.


Kosmiese herwinning

Die verlies aan massa deur sterwende sterre is 'n belangrike stap in die reusagtige kosmiese herwinningskema wat ons bespreek het in Between the Stars: Gas and Dust in Space. Onthou dat sterre uit groot wolke van gas en stof ontstaan. Terwyl hulle hul lewens beëindig, bring sterre 'n deel van hul gas terug na die galaktiese reservoirs van grondstof. Uiteindelik sal van die verdryf materiaal van verouderende sterre deelneem aan die vorming van nuwe sterstelsels.

Die atome wat deur 'n verouderende ster na die Melkweg terugbesorg word, is egter nie noodwendig dieselfde as wat dit aanvanklik ontvang het nie. Die ster het immers waterstof en helium saamgesmelt om nuwe elemente in die loop van sy lewe te vorm. En tydens die rooi-reuse-stadium word materiaal uit die sentrale streke van die ster opgeskuif en met sy buitenste lae gemeng, wat verdere kernreaksies en die skepping van nog meer nuwe elemente kan veroorsaak. As gevolg hiervan sluit die winde wat van sulke sterre af na buite waai, atome in wat "nuut geslaan" binne die sterre se kerne is. (Soos ons sal sien, is hierdie meganisme nog meer effektief vir sterre met groot massa, maar dit werk wel vir sterre met massas soos dié van die son.) Op hierdie manier word die grondstof van die Melkweg nie net weer voorsien nie, maar ook ontvang infusies van nuwe elemente. U kan sê dat hierdie kosmiese herwinningsplan die heelal die hele tyd meer "interessanter" kan maak.

OPMERKING: DIE ROOI REUSE SON EN DIE LOT VAN DIE AARDE

Hoe sal die evolusie van die son toestande op aarde in die toekoms beïnvloed? Alhoewel die son redelik bestendig voorgekom het in grootte en helderheid oor die geskiedenis van die mensdom, beteken die kort omvang niks, vergeleke met die tydskale wat ons bespreek het. Laat ons die langtermynvooruitsigte vir ons planeet ondersoek.

Die Son het ongeveer 4,5 miljard jaar gelede sy plek op die nul-ouderdomshoofreeks geneem. Op daardie stadium het dit slegs ongeveer 70% van die energie wat dit vandag uitstraal vrygestel. 'N Mens sou verwag dat die aarde baie kouer sou gewees het as nou, met die oseane bevrore vaste stof. Maar as dit die geval was, sou dit moeilik wees om te verklaar waarom eenvoudige lewensvorme bestaan ​​toe die aarde minder as 'n miljard jaar oud was. Wetenskaplikes dink nou dat die verklaring kan wees dat daar baie meer koolstofdioksied in die aarde se atmosfeer teenwoordig was toe dit jonk was, en dat 'n baie sterker kweekhuiseffek die aarde warm gehou het. (In die kweekhuiseffek laat gasse soos koolstofdioksied of waterdamp die son se lig in, maar laat die infrarooi straling van die grond nie weer in die ruimte ontsnap nie, dus styg die temperatuur naby die aardoppervlak.)

Koolstofdioksied in die aarde se atmosfeer het geleidelik afgeneem namate die son helderder geword het. Namate die helderder son die temperatuur van die aarde verhoog, verweer gesteentes vinniger en reageer dit met koolstofdioksied en verwyder dit uit die atmosfeer. Die warmer son en die swakker kweekhuiseffek het die aarde die grootste deel van sy lewe byna konstant gehou. Hierdie merkwaardige toeval, wat redelike stabiele klimaatstoestande tot gevolg gehad het, was die sleutel tot die ontwikkeling van komplekse lewensvorme op ons planeet.

As gevolg van veranderinge wat veroorsaak word deur die opbou van helium in sy kern, sal die son steeds in helderheid toeneem namate dit ouer word, en meer en meer straling sal die aarde bereik. Vir 'n rukkie sal die hoeveelheid koolstofdioksied aanhou afneem. (Let daarop dat hierdie effek die toename in koolstofdioksied as gevolg van menslike aktiwiteite teenwerk, maar op 'n baie te lang tydskaal om die veranderinge in die klimaat wat waarskynlik in die volgende 100 jaar sal voorkom, ongedaan te maak.)

Uiteindelik sal die verhitting van die aarde die poolkappe smelt en die verdamping van die oseane verhoog. Waterdamp is ook 'n doeltreffende kweekhuisgas en sal die afname in koolstofdioksied meer as vergoed. Vroeër of later (atmosferiese modelle is nog nie goed genoeg om presies te sê wanneer nie, maar die skatting wissel van 500 miljoen tot 2 miljard jaar), sal die verhoogde waterdamp 'n wegholkweekeffek veroorsaak.

Oor ongeveer 1 miljard jaar van nou af sal die aarde sy waterdamp verloor. In die boonste atmosfeer sal sonlig waterdamp in waterstof afbreek, en die vinnig bewegende waterstofatome sal in die buitenste ruimte ontsnap. Soos Humpty Dumpty, kan die watermolekules nie weer aanmekaar gesit word nie. Die aarde sal begin lyk soos die Venus van vandag en die temperatuur sal baie te hoog word vir die lewe soos ons dit ken.

Dit alles sal gebeur voordat die son selfs 'n rooi reus word. Dan begin die slegte nuus regtig. As die son uitbrei, sal dit Mercurius en Venus insluk, en wrywing met die buitenste atmosfeer van ons ster sal hierdie planete na binne laat draai totdat hulle heeltemal verdamp is. Dit is nie heeltemal duidelik of die aarde aan 'n soortgelyke lot sal ontsnap nie. Soos in hierdie hoofstuk beskryf, sal die son 'n deel van sy massa verloor as dit 'n rooi reus word. Die aantrekkingskrag van die son neem af wanneer dit massa verloor. Die gevolg sou wees dat die deursnee van die aarde se baan sou toeneem (onthou Kepler se derde wet). Onlangse berekeninge toon egter ook dat kragte as gevolg van die getye wat deur die aarde op die son opgewek word, in die teenoorgestelde rigting sal optree en die aarde se baan sal laat krimp. Dus kom baie astrofisici tot die gevolgtrekking dat die aarde saam met Mercurius en Venus verdamp sal word. Of hierdie ernstige voorspelling waar is of nie, daar bestaan ​​min twyfel dat alle lewe op aarde sekerlik verbrand sal word. Maar moenie hieroor slaap verloor nie - ons praat oor gebeure wat miljarde jare van nou af sal plaasvind.

Wat is die vooruitsigte om die aarde se lewe te bewaar soos ons dit ken? Die eerste strategie waaraan u sou dink, sou wees om die mensdom na 'n verder en koeler planeet te skuif. Berekeninge dui egter aan dat daar lang tydperke (enkele honderde miljoen jaar) duur wanneer geen planeet bewoonbaar is nie. Die aarde word byvoorbeeld heeltemal te warm vir die lewe lank voordat Mars genoeg opwarm.

'N Beter alternatief kan wees om die hele aarde geleidelik verder van die son af te beweeg. Die idee is om swaartekrag te gebruik op dieselfde manier as wat NASA dit gebruik het om ruimtetuie na verre planete te stuur. Wanneer 'n ruimtetuig naby 'n planeet vlieg, kan die beweging van die planeet gebruik word om die ruimtetuig te bespoedig, te vertraag of om te lei. Berekeninge toon dat as ons 'n asteroïde sou herlei sodat dit net die regte baan tussen die Aarde en Jupiter volg, dan kan dit orbitale energie van Jupiter na die Aarde oordra en die aarde stadig na buite beweeg en ons op elke vlieg van die uitbreidende Son af wegtrek. Aangesien ons honderde miljoene jare het om die baan van die aarde te verander, hoef die effek van elke vlieg nie groot te wees nie. (Die mense wat die asteroïde rig, moet natuurlik die baan presies reg kry en nie die asteroïde op die aarde laat tref nie.)

Dit lyk dalk mal om na te dink oor projekte om 'n hele planeet na 'n ander baan te skuif. Maar onthou dat ons oor die verre toekoms praat. As mense deur een of ander wonderwerk in staat is om die hele tyd oor die weg te kom en nie onsself te laat waai nie, sal ons tegnologie waarskynlik baie meer gesofistikeerd wees as vandag. Dit kan ook wees dat as mense honderde miljoene jare oorleef, ons na planete of habitatte rondom ander sterre kan versprei. Inderdaad, die aarde kan dan 'n museumwêreld wees waarheen jongmense van ander planete terugkeer om te leer oor die oorsprong van ons spesie. Dit is ook moontlik dat evolusie ons dan op so 'n manier sal verander dat ons in baie verskillende omgewings kan oorleef. Sal dit nie opwindend wees om te sien hoe die verhaal van die mensegeslag na al die miljarde jare verloop nie?


Die aanvaardingsteorie.


Die aanwas-teorie gebeur as 'n wolk van gasvormige materiaal en stof trek saam onder die uiterste swaartekragte. Draaiende massa vorm 'n skyf, waarskynlik met 'n uitputting in die middel waar 'n warm protoster 'n draagtyd onderneem. En dan val die sentrale streek van hierdie omgewing uiteindelik in duie onder die vyandige swaartekrag, en laat dit toe dat die sentrum voortdurend verhit, terwyl die omgewingsgasse na die kern bly versamel. Van toe af versprei en straal die protostar baie van sy hitte uit en werp dit materie uit na sy poolstreke, waar die skyf self min beperking bied op hierdie proses. En gedurende hierdie tydperk word baie van die stof en rommel van die protoster verwyder na die nuut gevormde sonnestelsel se periferie. Van daar begin samesmelting by die kern van die ster, en die ster begin sy aktiewe kernlewe. Maar dit moet deur die leser onthou word: slegs sterre wat 6 persent of meer is as die massa van die son, kan temperatuur en druk in die kern bereik wat nodig is om samesmelting te bewerkstellig. Die skyf verdwyn in hierdie stadium of heeltemal - van vorms embrioniese planete.

Planetoïede ontwikkel: wanneer materie wat om 'n opkomende ster draai, klein korreltjies vorm wat bots en groter liggame vorm, het ons net 'Planetoids' genoem. Hulle kom op daardie stadium saam om groot planete te vorm met spore met meestal leë ruimte tussen hulle. En in die binneste stelsel word ligte gasse deur die ster se bestraling weggewaai om groot rotsagtige planete en mane agter te laat.

Niemand weet nie: hoeveel sterre kan daar werklik planete wees wat om hulle draai. Eerste generasie sterre wat slegs uit waterstof en helium bestaan, het miskien planete om hulle, maar dit is dalk net gasreuse soos Jupiter sonder 'n rotsagtige kern. Om die aarde soos planete te laat bou, moet die ster 'n tweede of derde generasie wees met 'n waterstof- en heliumwolk met atmosfeer wat swaarder is. En aangesien ons son redelik tipies is, wil dit voorkom asof ander sterre nie soortgelyke sonnestelsels as ons eie sal hê nie. Maar selfs met moderne teleskope van vandag, het ons nie genoeg waarnemingskrag om direk te sien of dit die geval is of nie! Ons naaste buurman, Barnard, se ster wankel egter terwyl hy oor die lug beweeg. Berekeninge toon tans dat die gewankel van Barnard se ster kan veroorsaak word deur die swaartekrag-effekte van. twee planete van Jupiter-grootte.

En so lyk dit: 'n redelike verklaring, behalwe vir die feit, lewer ons eie ster nie genoeg swaartekraginvloed om Uranus en Neptunus op die randwand van ons eie sonnestelsel te skep nie. Daarom moet ons die aanwas-teorie uitbrei en meer gravitasiekragte produseer, of ons moet rondkyk vir 'n heeltemal nuwe model van hoe sonnestelsels geskep word. Ek het albei gedoen. Ek het swaartekragvelde tydens intermitterende tydperke in die sterregeskiedenis uitgebrei, maar het terselfdertyd nuwe stella-aktiwiteite gepostuleer om die evolusiesiklus van die lewe te slyp en aan te pas.

Her-modellering van die Star: The Vortex Theory.

Stel jou voor 'n ontploffende ster: wat materiaal ontplof en in die nooit gebiede van die ruimte uitspoeg nie, soos 'n vulkaan hier op aarde. Op daardie presiese oomblik stort die swaartekrag van die ster weer onder sy eie atoomgewig in totdat dit 'n swart gat vorm. Alhoewel dit verskeie fases sal begin, is dit nie relevant vir hierdie teorie voordat dit daardie stadium bereik word nie. Ons kan sê dat die aanvanklike samesmelting supernova 2 was, 'n rooi reusagtige, bruin en dan wit dwerg voordat dit na die stadium van 'n swart gat oorgegaan het.

Van toe af sal al die afgehandelde materiaal rigtinggewys teruggesleep word na die swart gat self. Maar iets vreemds sal in hierdie tyd gebeur. In plaas van wat tans gepostuleer word, word die materiaal in 'n swart gat getrek, en die nuut sluitende saak sal die swaartekrag se invloed op die swart gat self vergemaklik, en die gat weer laat opvlam en genereer wat ons nou kan noem, 'n versmelte swart gat .

Fluktuerende temperature word vanaf hierdie punt geproduseer. Ons kan redeneer dat dit eerder 'n warm draaikolk is as dat die son 'n bolvormige brandende bol gas is. Dit bied ons 'n paar interessante opsies wanneer ons die sonnestelsel begin ontleed. Die fout in die periheliebeweging van Mercurius kan veroorsaak word deur die lip van die draaikolk, want alle wortels moet lipkenmerke hê. As materie egter, soos ons gesê het, onrichting in die ruimtes van die ruimte gegooi word en teruggevoer word na die middelpunt vir wortels, moet die ontsteking van materiaal plaasvind wanneer die materiaal naby die kondenserende ster kom. Ons kan redeneer dat dit gebeur om 'n stelsel van gebalanseerde kragte te behou tussen die ster se massa en die materiaal binne die sonnestelsel self. Want as nie die hele heelal binne 'n swart gat kan ineenstort nie!

Ons kan 'n stelsel sien waar die hele heelal teen 'n onrusbarende spoed in 'n enkele swart gat ingesluk word en dat daar 'n enkelvoud voorkom. Daarom moet ons die moontlikheid van 'n ster se noodsaaklikheid oorweeg om die heelal as geheel te verstewig. Stel u 'n wasbak vol water voor om dit voor te stel. Die prop word verwyder en die water gorrel weg. As die water nou ruimte is en die prop 'n ster, sou ons die heelal sien - soos die water, verdwyn. Maar aangesien 'n swart gat geen prop het nie, moet universele gebalanseerde kragte in wisselwerking wees met die produktiewe lewensiklus van die ster en die voorkoms van eenmaligheid verbied. En sodoende verskyn daar nooit 'n enkelvoud nie.

Hoe dit ook al sy: word na die ster getrek, en samesmelting begin, vorm die planete hulself stadig oor honderde miljoene jare. Ons kan dit 'n 'koolstofagtige' periode noem wat dit moontlik maak om rotsvorming planete geleidelik te konstrueer. Die ster word opgewarm, die planeet behou sy baan, die ster koel af, swaartekrag gaan verlore en die ster beweeg in 'n aanraking nader aan die genoemde ster. 'N Liggaam materiaal versmelt met die ster, en swaartekrag word weer teruggegee. Slegs met die nuut gevormde planeet nader aan die ster. En so, wat ons aanskou, is 'n stapsgewyse proses wat iets anders as 'n ongeluk word. Met sterre wat omgeskakel word na 'n warm wortel, sien ons 'n evolusionêre siklus.


Die lewe van 'n ster

Hierdie bladsy handel (soos die titel sê) oor die lewe van 'n ster. Dit sal al die stadiums wys wat 'n klein ster en 'n massiewe ster gedurende hul leeftyd moet deurmaak. Ons het allerhande foto's en skakels wat u kan bekyk en verken as u amper gereed is om die uitgebreide inligting wat ons vriendelik saamgestel het, te ontvang.

Sterre is warm liggame van gloeiende gas wat hul lewe in Nebulae begin. Hulle wissel in grootte, massa en temperatuur, en diameters wissel van 450x kleiner tot meer as 1000x groter as dié van die son. Massas wissel van 'n twintigste tot meer as 50 sonmassas en die oppervlaktemperatuur kan wissel van 3 000 grade Celsius tot meer as 50 000 Celsius.

Die kleur van 'n ster word bepaal deur die temperatuur daarvan, die warmste sterre is blou en die koelste sterre is rooi. Die son het 'n oppervlaktemperatuur van 5500 grade Celsius, en die kleur lyk geel.

Die energie wat die ster produseer, is deur kernfusie in die sterrekern. Die helderheid word in grootte gemeet, hoe helderder die ster hoe laer gaan die grootte af. Daar is twee maniere om die helderheid van 'n ster te meet, die skynbare grootte is die helderheid van die aarde af, en die absolute grootte is die helderheid van 'n ster gesien vanaf 'n standaardafstand van 10 parsek (32,6 ligjaar). Sterre kan op 'n grafiek geteken word met behulp van die Hertzsprung Russell Diagram (sien foto hieronder).

Hertzsrung Russell-diagram

Dit wys dat die temeratuur saamval met die helderheid, hoe warmer die ster hoe hoër is die helderheid van die ster. U kan ook die grootte van elke ster op die grafiek aandui, hoe hoër die radius hoe hoër die temperatuur en helderheid.

Klein sterre - Die lewe van 'n ster van ongeveer een sonmassa.

Klein sterre het 'n massa tot anderhalf keer die son se massa.

Stadium 1-sterre word gebore in 'n gebied met hoë digtheid van die newel, en kondenseer tot 'n groot bol gas en stof en trek onder sy eie swaartekrag saam.

Hierdie beeld toon die Orionnevel of M42.

Fase 2 - 'n Streek van kondenserende materiaal sal begin verhit en Protostars begin gloei. As 'n protostar genoeg materiaal bevat, bereik die sentrale temperatuur 15 miljoen grade Celsius.

Hierdie beeld is die uitvloei (rooi gekleur) en protostêr.

Fase 3 - By hierdie temperatuur kan kernreaksies begin waarin waterstof saamsmelt om helium te vorm.

Fase 4 - Die ster begin energie vrystel, en keer dat dit nog meer saamtrek en laat skyn. Dit is nou 'n M ain Sequence Star.

Die naaste hoofreeksster op aarde, die Son

Stadium 5 - 'n Ster van een sonmassa bly ongeveer 10 miljard jaar in hoofreeks totdat al die waterstof saamgesmelt het om helium te vorm.

Stadium 6 - Die heliumkern begin nou verder saamtrek en reaksies begin in 'n dop rondom die kern plaasvind.

Stadium 7 - Die kern is warm genoeg sodat die helium saamsmelt om koolstof te vorm. Die buitenste lae begin uitsit, afkoel en minder helder skyn. Die uitbreidende ster word nou 'n Rooi Reus genoem.

Die ster brei uit na 'n Rooi Reus, hieronder

Stadium 8 - Die heliumkern raak op, en die buitenste lae dryf weg van die kern as 'n gasvormige dop. Hierdie gas wat die kern omring word 'n planetêre newel genoem.

Stadium 9 - Die oorblywende kern (dit is 80% van die oorspronklike ster) is nou in die finale stadium. Die kern word 'n wit dwerg, terwyl die ster uiteindelik afkoel en verdof. As dit ophou skyn, word die sterf wat nou dood is, 'n swart dwerg genoem.

Massive Stars - Die lewe van 'n ster van ongeveer 10 sonmassas

Massiewe sterre het 'n massa wat drie keer so groot is as die son. Sommige is 50 keer dié van die son

Fase 1 - Massiewe sterre ontwikkel op 'n eenvoudige manier na 'n klein sterretjie totdat dit sy hoofreeksstadium reageer (sien klein sterre, stadiums 1-4). Die sterre skyn bestendig totdat die waterstof saamgesmelt het om helium te vorm (dit neem miljarde jare in 'n klein ster, maar net miljoene in 'n massiewe ster).

Fase 2 - Die massiewe ster word dan 'n rooi superreus en begin met 'n heliumkern wat omring word deur 'n afkoelende, uitbreidende gasdop.

Die massiewe ster is baie groter in sy groeiende stadium.

Fase 3 - In die volgende miljoen jaar kom 'n reeks kernreaksies voor wat verskillende elemente in skulpe rondom die ysterkern vorm.

Stadium 4 - Die kern stort binne minder as 'n sekonde in en veroorsaak 'n ontploffing genaamd Supernova, waarin 'n skokgolf van die buitenste lae van die ster waai. (Die werklike supernova skyn vir 'n kort tydjie helderder as die hele sterrestelsel).

Die onderstaande stel beelde wys hoe die ster in 'n stadium genaamd Supernova gaan en saamtrek om 'n neutronster te word

Die foto's hierbo was van die HEASARC-tuisblad

Fase 5 - Soms oorleef die kern die ontploffing. As die oorlewende kern tussen 1,5 en 3 sonmassas is, trek dit saam om 'n klein, baie digte neutronster te word. As die kern baie groter is as 3 sonmassas, trek die kern saam om 'n swart gat te word.

As u meer oor Messier-voorwerpe wil uitvind, is daar 'n goeie skakel om u te begin.

(Studente van die Chesterton High School, Noord Staffordshire, Engeland, The Earth, The Solar System, Gould's Belt, The Melk Way Galaxy, The Universe, One Parallel Universe of many.).


Term vir die oomblik wanneer waterstoffusie in 'n ster begin - Sterrekunde

Antwoord: Black Dwarf

In die sterrekunde bestaan ​​daar 'n breë klas sterre wat as dwergsterre bekend staan, wat gedefinieer word deur hul relatiewe klein grootte en lae helderheid. Die term is aan die begin van die 20ste eeu deur die Deense sterrekundige Ejnar Hertzsprung geskep in verhouding tot sy waarnemings van sterre baie helderder en baie flouer as ons Son (wat hy onderskeidelik & # 8220reuse & # 8221 en & # 8220dwerge & # 8221 genoem het). In die volgende eeu het die sterrekundegemeenskap sy term voortgebou deur verskillende dwergsterre op hul eienskappe te merk.

Wit dwerge soos Sirius B (die klein buurman van die veel helderder Sirius A hier gesien) is baie dig en straal nie lig uit deur voortdurende samesmelting nie, maar deur die gestoorde termiese energie vanaf die tyd toe hulle aktiewe sterre was. Bruin dwerge is groot sterre, kleiner as ons son, maar groter as die grootste planete in ons sonnestelsel. Hulle is nie massief genoeg om waterstof in helium te smelt nie (soos ons son), maar straal steeds lig uit wat vermoedelik gegenereer word deur die samesmelting van deuterium. Rooi dwerge, die mees algemene tipe ster in die Melkweg, maar so dof om nie met die blote oog op die aarde sigbaar te wees nie, ondergaan versmelting in so 'n stadige tempo dat hulle lewensduur verwag het, gemeet in die triljoene jare.

As u oor die triljoene jare die ouderdom van die heelal oorweeg, dan is dit goed: want dit bring ons by die swart dwerg, 'n ster wat nog nooit waargeneem is nie en tans slegs in wetenskaplike teorie bestaan. Wit dwerge is sterwende sterwe wat net energie uitstraal omdat hulle die laaste van hul hitte in die ruimte uitstraal, soos 'n pot wat op 'n stoof afkoel nadat die brander afgeskakel is. Uiteindelik sal 'n wit dwerg soveel van sy energie prysgee dat die temperatuur van die ster tot dieselfde temperatuur as die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) sal daal, die warmtestraling wat oorgebly het vanaf die geboorte van die heelal en 'n swart dwerg.

Hierdie swart dwerge is tans egter net teoreties, want dit neem miljarde jare voordat 'n wit dwerg gevorm word, en miljarde meer voordat dit afkoel. Op grond van die beraamde ouderdom van die heelal en ons waarnemings van die coolste bekende wit dwerg (wat nog amper 3000 K is), het ons 'n lang wag voor ons gelê om te sien of die swart dwergteorie uitskud.


Kyk die video: Suspense: The High Wall. Too Many Smiths. Your Devoted Wife (Desember 2022).