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Revisar artículo sobre la nucleosíntesis en las estrellas, la evolución estelar y supernovas
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un remanente de supernova en la constelación del Cangrejo, estalló en 1054 y registrada por los astrónomos chinos. Sup>
Todo variedad de elementos químicos existentes en la naturaleza debemos estrellas. De hecho, en los primeros días de la fusión primaria universo dio universo sólo hidrógeno y helio.
Después de cientos de miles de años, encendió las primeras estrellas, que se iniciaron en la síntesis de núcleos de elementos más pesados. Después de todo, lo que es una estrella? Estrellas - un equilibrio entre la energía liberada durante la nucleosíntesis en su núcleo, y la fuerza de la gravedad, estrella de compresión. Con el tiempo, la gravedad siempre gana - es sólo una cuestión de tiempo
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¿Cómo vnutrizvёzdnaya alquimia? I>
El principal recurso para la fusión son los núcleos de hidrógeno, de los cuales más del 90%, y son estrellas. (Composición de las estrellas modernas - 93% 7% de hidrógeno, helio 1%, las demás opciones)
Como resultado de la fusión nuclear de cuatro protones eventualmente formar un núcleo de helio, con la liberación de un número de diferentes partículas elementales. En el estado final la masa total de las partículas producidas menor que el de los cuatro protones originales, lo que significa que en el curso de la reacción produce energía libre. Debido a esto, el núcleo interno de la recién nacida estrella rápidamente calentado a temperaturas extremadamente altas, y comienza a derramar el exceso de energía hacia ella superficie menos caliente. Al mismo tiempo, y aumenta la presión en el centro de la estrella (ecuación Mendeleyev-Clapeyron). Así, la "quema" de hidrógeno en el proceso de la reacción termonuclear, la estrella no le da la fuerza de gravedad para comprimir a un estado superdenso, oponiéndose colapso gravitacional presión térmica interna continuamente renovable, lo que resulta en un balance de energía sostenible. Este período de la vida llamado estrellas de secuencia principal (en el Hertzsprung-Russell) y es el más largo. En particular, el Sol se encuentra en la fase activa de la combustión de hidrógeno en el proceso de nucleosíntesis activa durante unos 5 millones de años, y las existencias de hidrógeno en el núcleo de su continuación a nuestra luminaria debe ser lo suficientemente por otros 5, 5 millones de años.
Hertzsprung-Russell sup>
Debo decir que la propiedad definitoria de una estrella es, por supuesto, su masa. La mayoría de las estrellas en el rango de 0 1 a 100 soles. Nosotros, como patriotas, por supuesto, medimos la masa de las estrellas en la masa solar.
Las principales fases de las estrellas difieren en sus propiedades y duración en función del peso, pero el principio del fin para todos lo mismo.
A medida que el agotamiento de hidrógeno dentro de la energía de la estrella de la contracción gravitacional, pacientemente esperando la hora de la creación de las luces comienzan a prevalecer - y bajo comienza la influencia de su estrella para reducir y espesar. Este proceso conduce a un doble efecto: la temperatura en las capas que rodean el núcleo, la estrella se eleva a un nivel en el que contenía la fusión de hidrógeno reacciona para formar helio. Al mismo tiempo, la temperatura en el núcleo, que consiste ahora de casi un aumentos de helio para que el muy helio - una especie de "cenizas" descomposición nucleosíntesis reacción primaria - entrar en una nueva reacción de fusión: formar núcleos de helio tres núcleo un carbono. Este proceso es una reacción secundaria de combustible de fusión termonuclear para que los productos son la reacción primaria -. Uno de los momentos clave del ciclo de vida de las estrellas
En la combustión secundaria de helio en el núcleo de la estrella se destaca tanta energía que la estrella comienza a hincharse literalmente. En particular, la cáscara del sol en esta etapa se expandirá más allá de la órbita de Venus. En el que la energía de radiación total de la estrella permanece aproximadamente al mismo nivel que durante la fase principal de su vida, sino porque esta energía se irradia a través de la superficie ahora mucho más grande, la capa exterior de la estrella se enfría a la porción roja del espectro. La estrella se convierte en una gigante roja.
Para las estrellas de la clase Sol tras el agotamiento del suministro de combustible nucleosíntesis reacción secundaria, de nuevo viene la etapa de colapso gravitacional - esta vez definitiva. La temperatura en el interior del núcleo ya no es capaz de elevarse hasta el nivel necesario para comenzar otra reacción de fusión termonuclear. Por lo tanto, la estrella se contrae hasta el momento en que las fuerzas de atracción gravitatoria no serán equilibradas por la presión del gas de electrones degenerada. Los electrones, hasta este momento no habían jugado un papel destacado en la evolución de las estrellas, en una cierta etapa de compresión debido a la alta presión y la temperatura en el interior del núcleo de casi todos dejan sus orbitales nucleares. Estar en un estado tal de alta energía, ellos mismos han resisten la contracción gravitacional. Estado de la estrella se estabiliza, y se convierte en una enana blanca, que se irradian hacia el espacio de calor residual hasta que se enfríe por completo.
Estrellas más masivas que el sol, en espera de un final mucho más espectacular. Después de la combustión del helio su masa durante la compresión es suficiente para calentar el núcleo y la cáscara a las temperaturas requeridas para ejecutar las siguientes reacciones de nucleosíntesis - carbono, a continuación, silicio, magnesio - y así sucesivamente, con el crecimiento de masas nucleares. Por lo tanto, al principio de cada nueva reacción en el núcleo continúa su envoltura anterior. Por lo tanto, la estrella empieza a parecerse a una cebolla con diferentes reacciones de fusión en ciertas capas. De hecho, todos los elementos químicos hasta el hierro, de las cuales el universo se formó como resultado de la nucleosíntesis en las profundidades de las estrellas moribundas de este tipo. Pero el hierro - es el límite; no puede servir como combustible para las reacciones nucleares de fusión o caries a cualquier temperatura y presión, como por su colapso, y añadir a ella nucleones adicionales afluencia necesaria de energía externa. Como resultado de una estrella masiva se acumula gradualmente en el interior del núcleo de hierro, incapaz sirven como combustible para las reacciones nucleares adicionales.
Una vez que la temperatura y la presión en el interior del núcleo alcanzado un cierto nivel, los electrones comienzan a ser empujado en núcleos de protones de hierro, con lo que producen los neutrones. Y en un período muy corto de tiempo - algunos teóricos creen que esto toma una cuestión de segundos, los electrones son, literalmente, se disuelven en los núcleos de protones de hierro, y todo el material de núcleo de la estrella se convierte en un haz continuo de neutrones y comienza a encogerse rápidamente en el colapso gravitacional porque lo acusan de una presión de electrones degenerados gas cae a cero. La capa exterior de la estrella, de debajo de la cual se estampa cada prop, cae hacia el centro. Energía de la colisión se derrumbó carcasa exterior con un núcleo de neutrones es tan alto que es con gran rebote velocidad y dispersión en todas las direcciones desde el núcleo - y la estrella explota en un cegador destello de una supernova. En cuestión de segundos en una explosión de supernova pueden ser liberados en el espacio más energía que emiten al mismo tiempo, todas las estrellas de la galaxia unida.
Después de la expansión de la shell supernova y las estrellas de una masa de colapso gravitacional de unos 10-30 masas solares en curso conduce a la formación de una estrella de neutrones, una sustancia que se comprime hasta que hasta que comienza a hacerse sentir la presión de neutrones degenerados - en otras palabras, ahora neutrones (como Por otra parte, como los electrones hizo anteriormente) comienzan a resistir la compresión adicional.
Por último, si la masa del núcleo estelar es más de 30 masas solares, nada puede detener su posterior colapso gravitacional, y como resultado de una supernova de un agujero negro.
¿Por qué las supernovas son tan importantes? I>
Recientemente, debido a los datos de observación confirma la hipótesis de que se produce la fusión también en el mismo momento de la explosión supernova - la onda de choque pasa a través de todas las capas de la estrella, por un momento, lo que aumenta significativamente la presión, y comienza una síntesis a corto plazo de los elementos más pesados de la tabla periódica.
Por otra parte, las supernovas son los principales distribuidores de elementos en el universo, que lanzan a los muchos cientos de años luz de distancia de su lugar de nacimiento. Y la presión de la radiación de los gases y polvo que rodean las nubes se inicia el proceso de nacimiento de nuevas estrellas.
¿Cómo aprendemos sobre la composición química de objetos tales como estrellas? I>
El hecho de que los átomos de cada elemento se definen estrictamente frecuencia de resonancia, por lo que a estas frecuencias que emiten o absorben la luz. Esto nos lleva al hecho de que en la espectroscopia línea espectros espectáculo (oscura o clara) en ciertas áreas, específicos para cada sustancia. La intensidad de las líneas depende del número de sustancias y su condición.
Espectroscopia óptica se originó en 1802, cuando fueron descubiertas las líneas oscuras en el espectro solar. Estas líneas son re-descubierto y descrito en 1814 por Fraunhofer. En los años 60 del siglo XIX Kirchhoff dio casi correcta interpretación de estas líneas, en el supuesto de que las líneas de esta absorción debido a la presencia en la atmósfera solar de diferentes gases, y que se asocia a cada línea de gas específico.
Espectroscopia científica dirigida comenzó en 1853 cuando se compara los gases de líneas de emisión Angstrom con diferentes elementos químicos - así nació un nuevo método para la obtención de información sobre la composición de las sustancias - análisis espectral. Ahora es una de las herramientas más poderosas de la ciencia moderna. Este método sensible se utiliza ampliamente en química analítica, la astrofísica, la metalurgia, la ingeniería, la exploración geológica, la arqueología y otras ramas de la ciencia.
Fuente: geektimes.ru/post/242474/
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