Огляд статті про нуклеосинтез у зірках, еволюція столяра та супернова

Залишки супернова в сузір'ї краба, які зламали в 1054 р. н.е. і були записані китайські астрономи.

Ми раді всім хімічним елементам природи до зірок. На самому початку Всесвіту первинна ядерна фузія дала всесвіт тільки водню і гелію.

Починалися сотні тисяч років, перші зірочки, в яких почалася синтез нуклеї важчих елементів. Що таке зірка? Зірка – баланс між енергією, що виділяється нуклеосинтезом в її ядрі і гравітаційною силою, що компресує зірку. В кінцевому підсумку, тяжіння завжди виграє - це тільки справа часу.

Як працює інтразорна альхімія?

Основним ресурсом для fusion є водне ядро, з яких складається понад 90% зірок. (Комппозиція сучасних зірок 93% водню 7% гелій 1% всіх інших елементів)

В результаті термоядерної реакції fusion чотири протони в кінцевому підсумку утворюють ядро гелію, з виділенням ряду різних елементарних частинок. У кінцевому стані загальна маса сформованих частинок менше маси чотири оригінальних протонів, що означає, що вільна енергія випускається під час реакції. Через це внутрішня серцевина новонародженої зірки швидко прогріває до ультрависоких температур, а надлишок енергії починає розбризуватися на її менш гарячу поверхню. У той же час тиск в центрі зірки підвищується (менделеєв-клапанове рівняння). Таким чином, «згоряння» водню в процесі термоядерної реакції, зірка не дозволяє силам сили тяжіння стиснети себе на надчущий стан, контрастна гравітаційна згортання з безперервно поновленим внутрішнім тепловим тиском, що призводить до стабільного енергетичного балансу. Цей період життя зірки називається основною послідовністю (в діаграмі Hertzsprung-Russsell) і є найдовшим. Зокрема, Сонце знаходиться на активному етапі горіння водню в процесі активного нуклеосинтезу близько 5 мільярдів років, а запаси водню в ядрі для продовження нашої зірки повинні бути досить протягом 5,5 мільярдів років.

3610Р. 4200Р.

Hertzsprung-Russsell схема

Визначте майно зірки, звичайно, його маса. Більшість зірок між 0.1 і 100 сонячними масами. Як патріоти, ми природним чином вимірюємо масу зірок в сонячних масах.

Основні фази зірок варіюватися в властивостях і тривалістю в залежності від їх маси, але початок кінця однакова для всіх.

У міру виснаження запасів водню в кишечнику зірки, сили гравітаційного стиснення, хворі чекають на цю годину з моменту народження зірки, починають переважати - і під їх впливом зірка починає усаджувати і ущільнювати. Цей процес призводить до двократного ефекту: температура в шарах, що оточують ядро зірки, піднімається на рівень, при якому водень, що міститься там, надходить в реакцію на злиття, щоб сформувати гелій. У той же час температура в самій ядрі, яка зараз складається з майже одного гелюю, піднімається так багато, що сам гелій – своєрідна «оша» ослаблення первинної реакції нуклеосинтезу – надходить в нову реакцію на fusion: один вуглецевий ядер утворюється з трьох ядер гелію. Цей процес вторинної фузійної реакції, припалений первинною реакцією, є одним з ключових моментів в життєвому циклі зірок.

У вторинному згоряння гелію в ядрі зірки випустили так багато енергії, що зірка починає буквально нап'ятити. Зокрема, конверт Сонця на цьому етапі буде розширюватися за орбіту Венери. У той же час загальна енергія випромінювання зірки залишається на одному рівні, як і під час основної фази її життя, але так як ця енергія тепер просята через значно більшу площу поверхні, зовнішній шар зірки охолоджується до червоної частини спектра. Зірка перетворюється в червоний гігант.

Для зірок Сонце-класу, після виснаження палива, що подає вторинну реакцію нуклеосинтезу, стадію гравітаційного звали – цей час фінальний – повертає. Температура всередині нуклеї вже не здатна підніматися до рівня, необхідного для початку наступної реакції fusion. Таким чином, зірка усаджує до утворення гранатових сил збалансована тиском дегенерату електронів. Електрони, які не відіграли важливу роль в еволюції зірки, на певній стадії стиснення через високий тиск і температуру всередині ядра, практично всі залишають свої ядерні орбіти. В такому високоенергетичному стані вони вже протистоять стисканню. Стан стабілізаторів зірки, і перетворюється в білу карлику, яка випромінює залишковий вогонь в космос, поки він нарешті охолоне.

Зірки більш масивні, ніж Сонце буде виглядати набагато більш ефектніше. Після згоряння гелію, їх маса при стисненні досить нагріти нуклеус і оболонку до температури, необхідно викликати наступні реакції нуклеосинтезу - вуглецю, потім кремнію, магнію - і так далі, як збільшення ядерних мас. На початку кожної нової реакції в ядрі зірки, попереднє продовжується в оболонці. Таким чином, зірка починає нагадувати цибулю з різними фузійними реакціями в певних шарах. По суті, всі хімічні елементи, вниз до заліза, що складають Всесвіт, були сформовані в результаті нуклеосинтезу в кишечнику відмирають зірки цього типу. Але залізо є лімітом; не може служити паливом для ядерної fusion або дегайних реакцій при будь-якій температурі або тиску, так як і її декай і додавання додаткових нуклонів вимагає інфлюкс зовнішньої енергії. В результаті масова зірка поступово накопичує залізний сердечник, який не може служити паливом для будь-яких подальших ядерних реакцій.

Після того, як температура і тиск всередині нуклеї досягають певного рівня, електрони починають натискати в протони заліза нуклеї, що призводить до утворення нейтронів. І в дуже короткий період часу — деякі аорти вважають, що вона займає справу з секундами, електрони буквально розчиняють в протонах залізної нуклеї, і всю матерію сердечника перетворюється в тверду клітку нейтронів і починає швидко усаджувати в гравітаційному краху, так як нагнітання тиску дегенерату електрону газу потрапляє до нуля. Зовнішня оболонка зірки, від якої відбивається будь-яка підтримка, потрапляє до центру. Енергія зіткненого зовнішнього оболонки з нейтронним ядром є настільки високою, що він відмовляється і мухається в усіх напрямках від ядра з великою швидкістю - і зірка буквально вибухає в сліпому супернова вибуху. За лічені секунди під час вибуху супернова енергія може бути випущена в простір, ніж всі зірки галактики одночасно.

Після супернова вибуху і дисперсії оболонки зірок вагою близько 10-30 сонячних мас, поточна гравітаційна краплина призводить до утворення нейтронної зірки, речовина якої стискається до тиску дегенерату нейтронів починає відчуватися - іншими словами, тепер нейтрони (право як електрони робили раніше) починають протистояти подальшій компресії.

Нарешті, якщо маса ядра зірки перевищує 30 солярійних мас, нічого не може зупинити її подальший гравітаційний обвал, а супернова вибух утворює чорний отвір.

Чому дуже важливо?

Останнім часом завдяки спостережних даних гіпотеза була підтверджена, що термоядерна фузія також відбувається в самому момент супернова вибуху - ударна хвиля проходить через всі шари зірки, миттєво значно збільшуючи тиск, і викликає короткостроковий синтез найсвіжіших елементів Менделєєва таблиці.

Крім того, супернова є головними дистриб'юторами елементів по всьому світу, розкидуючи їх багато сотень світлових років від їх Батьківщини. І променевий тиск на навколишніх газових хмарах викликає народження нових зірок.

Як ми знаємо хімічний склад об'єктів як зірок?

Справа в тому, що атоми кожного хімічного елемента мають суворо визначені резонансні частоти, в результаті яких вони виділяють або поглинати світло на цих частотах. Це призводить до спектроскопа, що показує лінії (темно або світло) в конкретних місцях, специфічних для кожної речовини. інтенсивність ліній залежить від кількості речовин і його стану.

Оптична спектроскопія почалася в 1802 році, коли виявлені темні лінії в спектрі Сонця. Ці лінії були поновлені і описані Fraunhofer в 1814 році. У 60-х роках XIX століття Кірххоф дав практично вірну інтерпретацію цих ліній, полегшуючи, що це поглинаючі лінії через наявність різних газів в атмосфері Сонця, і що певна лінія пов'язана з кожним газом.



Цільова наукова спектроскопія почалася в 1853 році, коли Ангстрьом порівняно з емісійними лініями газів з різними хімічними елементами - таким чином був народився новий метод отримання інформації про склад речовин - спектральний аналіз. Зараз це один з найпотужніших інструментів сучасної науки. Цей чутливий метод широко використовується в аналітичній хімії, астрофізиці, металургії, машинобудуванні, геологічного дослідження, археології та інших галузях науки.

Джерело: geektimes.ru/post/242474/