الفلك

لماذا لا تخضع النجوم الضخمة لوميض الهيليوم

لماذا لا تخضع النجوم الضخمة لوميض الهيليوم


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.

أفهم أنه بالنسبة للنجوم ذات الكتلة المنخفضة ، يحدث وميض الهيليوم بسبب نوى الهليوم المتدهورة. وبالتالي فإن الإجابة على هذا السؤال هي على الأرجح أن النجوم الأكثر ضخامة ليس لها نواة متدهورة ، لكنني لا أفهم لماذا لا تفعل ذلك. بسبب كتلتها المتزايدة ، أفترض أن ضغطها المركزي أعلى من ذلك ، لذا من المؤكد أن نوىها يجب أن تتحلل أيضًا؟


بعد انتهاء احتراق H ، تزداد كتلة اللب تدريجيًا ، وكذلك كثافتها ودرجة حرارتها.

النجوم ذات الكتلة المنخفضة لها نوى أكثر كثافة عندما تصل إلى درجة حرارة يشتعل عندها. الكثافة عالية بما يكفي لأن الإلكترونات في القلب تتحلل. في مثل هذه الظروف ، تذهب الحرارة الناتجة عن التفاعلات النووية بشكل حصري تقريبًا إلى رفع درجة حرارة أيونات He ، لكن لا شيء تقريبًا يذهب إلى الإلكترونات المتحللة ذات السعة الحرارية المنخفضة جدًا ، ومع ذلك فهي تسيطر على الضغط. هذا يؤدي إلى زيادة سريعة في معدل الاندماج النووي.

في النجوم ذات الكتلة الأعلى يكون اللب أقل كثافة عندما يصل إلى درجة حرارة الاشتعال. درجة الحرارة هذه هي نفسها تقريبًا درجة حرارة الاشتعال للنجوم ذات الكتلة الأقل بسبب الاعتماد الشديد على درجة الحرارة لتفاعل ألفا الثلاثي. يعتمد مستوى الانحلال على نسبة الكثافة إلى درجة الحرارة (لا يعتمد بشكل مباشر على الضغط).

عند الكثافات المنخفضة في النجوم ذات الكتلة الأعلى ، لا تتحلل الإلكترونات عند الاشتعال وتكون السعة الحرارية لغاز الإلكترون أعلى من الأيونات (نظرًا لوجود إلكترونات أكثر من الأيونات). في هذه الحالة ، يمكن للحرارة الناتجة عن التفاعلات النووية أن ترفع الضغط بشكل فعال ، وتقوم بعمل يوسع اللب وينظم معدل التفاعل النووي.

راجع أيضًا https://physics.stackexchange.com/questions/174801/why-is-the-release-of-energy-during-the-he-flash-in-stars-almost-explosive


لا تخضع النجوم الضخمة لوميض الهيليوم نظرًا لارتفاع درجات الحرارة الأساسية فيها بدرجة كافية لمنع نواة الهيليوم من التحلل الإلكتروني. تحقق هنا لمزيد من المعلومات.

لذلك ، يمكن للنجم أن يحرق الهيليوم في انتقال سلس ، بدلاً من الخضوع لوميض الهيليوم. بمزيد من التفاصيل ، يسخن قلب النجم الضخم متجاوزًا عتبة احتراق الهيليوم ، مما يمنع تكوين قلب الهيليوم المتحلل. آمل أن يساعد هذا.


النجوم الأكثر ضخامة لها بالفعل ضغوط أعلى ، لكن المهم هو أنها أيضًا تتمتع بدرجات حرارة أعلى. بعد ترك التسلسل الرئيسي ، يصلون إلى درجات الحرارة الأساسية عدة مرات $ sim10 ^ 8 دولار كلفن بينما تظل كثافتها في شيء مثل $ sim10 ^ 4 دولار ز سم$^{-3}$ - والتي يمكنك التحقق منها ضمن النظام غير المولود. لذلك ، يبدأ اندماج الهيليوم بلطف نسبيًا ، بدلاً من انفجار وميض الهيليوم المميز للنجوم الشبيهة بالشمس.

تميل الكثافة المركزية إلى الانخفاض مع زيادة الكتلة ، وتميل درجة الحرارة المركزية إلى الزيادة مع زيادة الكتلة. ليس من المستغرب أن يكون هناك قطع جماعي تفوق درجة الحرارة بشكل واضح عند تجاوزه 1.5 مليون دولار _ { odot} دولار-ish. بالمثل ، ليس من المستغرب أن يكون هناك قطع جماعي لا يصل تحته النجم أبدًا إلى درجات الحرارة الأساسية المطلوبة لانصهار الهيليوم.


لماذا تموت النجوم الضخمة؟

* بعض الملاحظات قبل أن نبدأ:
كلمة "ضخمة" في علم الفلك تتعلق بالكتلة الكلية للموضوع. لذلك عندما يقال أن النجم ضخم ، فهذا لا يشير إلى الحجم ، بل إلى كتلته. على الرغم من أن الكتلة والحجم يرتبطان إلى حد ما.

كل نجم يدمج الهيدروجين في الهيليوم في قلبه عندما يولد لأول مرة. النجوم المشابهة لشمسنا ، النجوم التي تصبح بحجم كوكب المشتري تسمى الأقزام الحمراء والنجوم فائقة الكتلة التي عادة ما تكون كتلتها أكبر بمئات المرات من شمسنا ، تخضع جميعها لهذه المرحلة الأولى من التفاعل النووي.

كلما كانت كتلة النجم أكبر ، ارتفعت درجة الحرارة التي يصل إليها نواة النجم ، وكلما زادت سرعة احتراق وقودها النووي.
عندما ينفد مخزون النجم من الهيدروجين ، يبدأ في الانكماش وتزداد درجة الحرارة. إذا أصبح النجم كثيفًا وساخنًا بدرجة كافية ، فسيبدأ في دمج العناصر الثقيلة.

النجوم الشبيهة بالشمس ، بمجرد اكتمال احتراق الهيدروجين ، ستصبح ساخنة وكثيفة بما يكفي لدمج الهيليوم في الكربون ، ولكن هذا هو أقصى ما يمكن أن يحققه هذا الحجم (الشمس). لدخول المرحلة التالية من التفاعل النووي ، نحتاج إلى نجم أكبر بثماني مرات أو أكثر من شمسنا.

نحن الآن ندخل في Carbon Fusion
ستطرد النجوم الشبيهة بالشمس طبقاتها الخارجية كسديم كوكبي وتتقلص لتصبح قزمًا أبيض. والأقزام الحمراء التي لم تصل أبدًا إلى الهيليوم المحترق سوف تتقلص إلى قزم أبيض أيضًا.
لكن النجوم الأكثر ضخامة تقدم عرضًا كارثيًا.

في كثير من الأحيان ، خاصة في الطرف الأقل كتلة من الطيف (

20 كتلة شمسية وما دون) ، ترتفع درجة الحرارة الأساسية بشكل مطرد وينتقل الاندماج إلى عناصر أثقل: حرق الكربون إلى أكسجين و / أو نيون ، ثم حرق المغنيسيوم والسيليكون والكبريت ، والذي يصل إلى ذروته في قلب من الحديد والكوبالت والنيكل.

نظرًا لأن دمج هذه العناصر قد يستهلك طاقة أكثر مما ينتج ، فإن اللب ينهار وينهار في شكل مستعر أعظم. بعد المستعر الأعظم ، تحدث إحدى نتيجتين دائمتين. إما أن يصبح النجم الهائل الميت حديثًا نجمًا نيوترونيًا ، فإنه يصبح ثقبًا أسود.


101 سحب من الغاز: من أين تبدأ النجوم الضخمة؟

أنت حر في مشاركة هذه المقالة بموجب ترخيص Attribution 4.0 International.

قام طلاب علم الفلك بفرز 101 سحابة من الغاز للعثور على تلك التي قد تكون في المراحل الأولى من تكوين النجوم الضخمة.

& # 8220 لا يزال هناك سؤال مفتوح إلى حد ما في علم الفلك عندما يتعلق الأمر بالتشكيلات الضخمة للنجوم ، & # 8221 تقول جيني كالاهان ، وهي خريجة حديثة من جامعة أريزونا. & # 8220 كيف تتكون النجوم التي تزن أكثر من ثماني كتل شمسية من سحب من الغبار والغاز؟ & # 8221

يفهم علماء الفلك هذه العملية بالنسبة للنجوم بحجم شمسنا. تنجذب جزيئات السحب لبعضها البعض وتبدأ في التكتل معًا. تترسخ الجاذبية وتتدفق الغازات إلى مركز السحابة أثناء انهيارها. على مدى ملايين السنين ، يتعرض الغاز لضغط شديد لدرجة أنه يبدأ في الاحتراق ، ويولد النجم عندما يبدأ الاندماج النووي أخيرًا في قلب الغاز المضغوط.

يمكن إثبات النظريات حول مقدار الغاز والوقت الذي يستغرقه تكوين نجم مثل شمسنا من خلال الملاحظات ، لأن كل مرحلة من مراحل حياة النجوم الشبيهة بالشمس - من انهيار سحب الغاز إلى قلب ما قبل النجم إلى النجم & # 8217s التوسع في العملاق الأحمر والانهيار إلى قزم أبيض - يمكن ملاحظتها في جميع أنحاء المجرة.

لكن علماء الفلك لم يفهموا بعد كيف تتشكل النجوم أكثر من ثمانية أضعاف كتلة شمسنا. النجوم من هذا الحجم تنفجر في مستعرات أعظم في نهاية حياتها ، تاركة وراءها ثقوبًا سوداء أو نجومًا نيوترونية.

نظريتان

& # 8220 هناك عدد قليل من النظريات لتشكيل النجوم الهائل التي تعمل في المحاكاة ، لكننا لم نشهد & # 8217t هذه الظروف الأولية في الكون البري ، & # 8221 Calahan يقول.

تقول يانسي شيرلي ، الأستاذ المساعد في قسم علم الفلك ، إن إحدى النظريات هي تكوين النوى الضخمة. النوى الضخمة عبارة عن مجموعات كثيفة من الغاز أكبر بعدة مرات من النجم الذي تخلقه. بالنسبة للنجوم الضخمة ، يجب أن تكون النوى على الأقل 30 ضعف كتلة شمسنا.

& # 8220 الناس يواجهون صعوبة في العثور على كائنات من هذا القبيل ، & # 8221 شيرلي.

النظرية الأخرى هي أن عدة نوى منخفضة الكتلة تتشكل داخل كتلة غازية. تنمو النوى منخفضة الكتلة مع تنافسها على المادة الموجودة في الكتلة ، وفي النهاية ، ينمو أحد النوى بشكل كبير بما يكفي لتشكيل نجم ضخم.

& # 8220 هذا هو النقاش: أي من هاتين الصورتين هو الأصح ، أم مزيج من الاثنين؟ & # 8221 يقول شيرلي.

ابحث عن & # 8216 clumps & # 8217 الصحيح

تتمثل الخطوة الأولى في الإجابة عن السؤال في تحديد المرحلة الأولى من تكون النجوم ، لذلك شرع كالاهان ، بتوجيه من Shirley & # 8217s ، في العثور على كتل تظهر عليها علامات انهيار حركة الغاز ، تسمى & # 8220inflow. & # 8221

اختار Calahan 101 موضوعًا من قائمة تضم أكثر من 2000 سحابة ضخمة وباردة وخالية من النجوم تسمى مجموعة النجوم المرشحة ، أو SCCs.

على الرغم من أن علماء الفلك قد درسوا الخلايا الجذعية السرطانية في الماضي ، إلا أن العديد منهم ركزوا على ألمع الأجسام وأضخمها. كانت دراسة Calahan & # 8217 فريدة من نوعها من حيث أنها كانت مسحًا أعمى.

يتراوح حجمها من بضع مئات من كتلة شمسنا إلى بضعة آلاف من الكتلة الشمسية ، فإن مجموعة SCCs Calahan المختارة هي عينة تمثيلية لجميع غيوم الغاز التي لديها القدرة على تكوين نجوم ضخمة.

باستخدام مرصد راديو أريزونا & # 8217s تلسكوب راديو 12 مترًا في الجامعة & # 8217s Steward Observatory في Kitt Peak ، اكتشف Calahan وتتبع موجات الراديو المنبعثة من غاز أوكسوميثيليوم الجزيئي (HCO +) ، والذي ينبعث منه طول موجي راديوي محدد.

بمجرد استخدام شيرلي والطلاب للتلسكوب لتحديد الأشياء ذات الأهمية الخاصة ، مثل انهيار SCC ، يقومون بعد ذلك بدراسة الكتل ذات الأهمية باستخدام ALMA ، والتي يمكن أن تتعمق في الغاز وتجد النجوم أو الأشياء الأخرى التي لا يمكن رؤيتها باستخدام مقياس 12 مترًا. تلسكوب.

Oxomethylium ، أحد جزيئات الأيونات الأكثر وفرة في الفضاء ، هو أيون شديد التفاعل لا يمكنه البقاء في الغلاف الجوي للأرض. عندما يتحرك oxomethylium نحو مراقب ، يتم ضغط الأطوال الموجية عندما يتحرك الغاز بعيدًا عن المراقب ، تتمدد الأطوال الموجية.

كيف تمنع الرياح الكونية النجوم من التكون

من خلال تحليل الأطوال الموجية ، حدد Calahan ستة SCCs التي أظهرت علامات الانهيار ، مما يشير إلى أن انهيار الغاز يحدث بسرعة ، وهو ما يمثل 6 في المائة فقط من عملية تكوين النجوم الضخمة.

& # 8220 جانب واحد يتراجع عنا وجانب واحد يسقط نحونا ، & # 8221 كالاهان يقول.

& # 8220 الطريقة التي نستخدمها بها الآن هي بمثابة مستكشف ، & # 8221 شيرلي يقول. يستخدم هو والطلاب الجامعيين التلسكوب الذي يبلغ طوله 12 مترًا لإجراء عمليات المسح التي تحدد الأشياء ذات الأهمية الخاصة ، مثل انهيار SCC & # 8217s. ثم تتم دراسة مجموعات الاهتمام هذه باستخدام ALMA ، والتي يمكن أن تتعمق في الغاز وتجد النجوم أو الأشياء الأخرى التي لا يمكن رؤيتها باستخدام التلسكوب البالغ طوله 12 مترًا.


اسأل إيثان: لماذا كانت النجوم الأولى أكبر بكثير من النجوم الكبيرة اليوم؟

تصور الفنان لما قد يبدو عليه الكون وهو يشكل النجوم لأول مرة. . [+] قد تصل النجوم إلى عدة مئات أو حتى آلاف كتلة شمسية ، ويمكن أن تؤدي إلى تشكل سريع نسبيًا لثقب أسود من الكتلة التي من المعروف أن الكوازارات الأقدم تمتلكها.

ضع كتلة كافية معًا في مكان واحد ، وامنح الجاذبية وقتًا كافيًا لتقلصها وتنهارها ، وستحصل في النهاية على نجم. احصل على سحابة كبيرة بما يكفي من المادة معًا ، وستحصل على مجموعة ضخمة من النجوم الجديدة ، مع مجموعة متنوعة من الكتل والألوان ودرجات الحرارة لهم. ومع ذلك ، إذا نظرنا إلى الأزمنة الأولى ، فإننا نتوقع تمامًا أن نجد أن أضخم النجوم من ذلك الوقت كانت أكبر وأثقل بكثير من أي نجم نجده اليوم. لماذا هذا؟ يريد ستيف هارفي أن يعرف ، متسائلاً:

لا أفهم لماذا تؤثر فلزية النجم على حجمه. لماذا ا؟ أنا أطرح هذا السؤال لأنه في إحدى مقالاتك ، كنت تقول أنه في بداية الكون ، من المحتمل وجود نجوم بكتلة تقارب 1000 [مرة] كتلة الشمس لأنها كانت تقريبًا 100٪ هيدروجين وهليوم.

إنها حبة يصعب ابتلاعها ، لأن الشيء الوحيد الذي تغير بشكل ملحوظ ، منذ ذلك الحين وحتى الآن ، هو العناصر التي تتكون منها هذه النجوم.

في الغلاف الضوئي ، يمكننا ملاحظة الخصائص والعناصر والميزات الطيفية الموجودة في. [+] الطبقات الخارجية للشمس. ربما لم يكن للنجوم الأولى نفس العناصر التي تمتلكها شمسنا ، حيث لم يكن لديهم سوى الانفجار العظيم لإنشاء اللبنات الأساسية الخاصة بهم ، بدلاً من امتلاك أجيال سابقة من النجوم أيضًا.

مرصد ديناميات الطاقة الشمسية / GSFC التابع لوكالة ناسا

إذا نظرنا إلى نجم مثل شمسنا ، يمكننا العثور على دليل لمجموعة كاملة من العناصر التي تغطي الجدول الدوري. في الطبقات الخارجية للنجم ، يمكنك رؤية العناصر الموجودة من خلال ميزات الامتصاص الخاصة بها. عندما ترى الإلكترونات ، في الذرات ، عددًا كبيرًا من الفوتونات الواردة ، فإنها يمكن أن تتفاعل فقط مع تلك التي تحتوي على كمية معينة من الطاقة ، والتي تتوافق مع مستويات الطاقة التي تسبب انتقالات ذرية لهذا العنصر المحدد. في الشمس وحدها ، هناك الكثير من العناصر.

طيف الضوء المرئي للشمس ، والذي يساعدنا على فهم ليس فقط درجة حرارته و. [+] التأين ولكن بكثرة العناصر الموجودة. الخطوط الطويلة والسميكة هي الهيدروجين والهيليوم ، لكن كل سطر آخر هو من عنصر ثقيل يجب أن يكون قد تم إنشاؤه في نجم من الجيل السابق ، وليس الانفجار العظيم الساخن.

نايجل شارب ، NOAO / المرصد الوطني للطاقة الشمسية في Kitt Peak / AURA / NSF

ولكن بينما وُلِدت الشمس بحوالي 70٪ هيدروجين ، و 28٪ هيليوم ، و 1-2٪ من جميع العناصر الأثقل مجتمعة ، كان من المفترض أن تكون النجوم الأولى من الهيدروجين والهيليوم على وجه الحصر ، أفضل من مستوى 99.9999999٪. هذا لأن الطريقة الوحيدة التي نشكل بها تلك العناصر الثقيلة هي من خلال الاندماج النووي ، والذي يحدث إلى حد كبير بطريقتين في الكون:

  1. في الدقائق القليلة الأولى بعد الانفجار العظيم ، و
  2. في قلب النجوم وبقايا النجوم.

عندما شكل الكون البروتونات والنيوترونات لأول مرة ، قام بدمجها في عناصر أثقل: الهيدروجين ، والديوتيريوم ، والهيليوم -3 ، والهيليوم -4 ، وكمية ضئيلة جدًا من الليثيوم -7.

الوفرة المتوقعة من الهليوم 4 والديوتيريوم والهيليوم 3 والليثيوم 7 كما تنبأت الانفجار الكبير. [+] التركيب النووي ، مع الملاحظات الموضحة في الدوائر الحمراء. يتكون الكون من 75-76٪ هيدروجين ، 24-25٪ هيليوم ، قليل من الديوتيريوم والهيليوم -3 وكمية ضئيلة من الليثيوم. النجوم الأولى في الكون سوف تتكون من هذه المجموعة من العناصر لا أكثر.

كل شيء آخر؟ تم صنعه لاحقًا ، بعد عدة ملايين أو حتى مليارات السنين. هذا يعني أن النجوم الأولى لم يكن لديها عمليا أي عناصر ثقيلة على الإطلاق: فقط الهيدروجين والهيليوم وحدهما ، في حوالي 75٪ / 25٪ انقسام (بالكتلة).

بمرور الوقت ، نتوقع أن الوسط النجمي ، حيث ينشأ الغاز الذي يؤدي إلى ظهور النجوم ، يزداد إثراءً من خلال الأجيال الجديدة من النجوم التي تعيش وتموت ، مع احتضار النجوم ذات الكتلة الأثقل أولاً. تُعرف نسبة هذه العناصر الأثقل من الهيليوم إلى الهيدروجين النقي (أو الهيدروجين والهيليوم معًا ، اعتمادًا على من يقوم بالقياس) بالمعادن ، لأن علماء الفلك يطلقون على جميع العناصر التي ليست هيدروجين أو هيليوم "معادن". "

سديم النسر ، المشهور بتكوين نجمه المستمر ، يحتوي على عدد كبير من كريات بوك ، أو. [+] السدم المظلمة التي لم تتبخر بعد وتعمل على الانهيار وتشكيل نجوم جديدة قبل أن تختفي تمامًا. تتنافس النجوم التي تتشكل أولاً مع جميع كتل المادة الأخرى لتجميع المواد الغازية المكونة للنجوم قبل أن تتبخر بعيدًا.

في عالمنا الحديث ، عندما تتشكل النجوم الجديدة ، فإنها تتشكل بمجموعة متنوعة من الكتل: من حوالي 0.08٪ من كتلة الشمس إلى حوالي 260-300 ضعف كتلة الشمس. يتم تعيين الحد الأدنى من خلال العتبة حيث يمكنك إشعال الاندماج الحقيقي للهيدروجين ، لأنك تحتاج إلى كتلة كبيرة ودرجة حرارة تبلغ حوالي 4 ملايين كلفن لبدء دمج الهيدروجين في الهيليوم. لكن الحد الأعلى أصعب قليلاً.

بالتأكيد ، أنت بحاجة إلى الكثير من الكتلة والمواد الضخمة لبناء أكبر النجوم ، ولكن هناك الكثير من مناطق تشكل النجوم في الكون والتي تحتوي على كمية هائلة من الكتلة. فقط في سحابة ماجلان الكبيرة ، على سبيل المثال ، هنا في مجموعتنا المحلية ، لدينا منطقة تشكل النجوم 30 دورادوس في سديم الرتيلاء. يبلغ إجمالي كتلته حوالي 400000 شمس ، ويضم بعضًا من أضخم النجوم الفتية وأكثرها سخونة وزرقة في الكون المعروف.

منطقة تشكل النجوم 30 Doradus ، في سديم الرتيلاء في أحد الأقمار الصناعية لمجرة درب التبانة. [+] المجرات ، تحتوي على أكبر وأكبر النجوم التي عرفتها البشرية من حيث الكتلة. أكبرها ، R136a1 ، تبلغ كتلته حوالي 260 ضعف كتلة الشمس ، لكن الضوء من هذه النجوم الساخنة والجديدة الساطعة يغلب عليه اللون الأزرق.

وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وإي. سابي (ESA / STScI) شكر وتقدير: R. O’Connell (جامعة فيرجينيا) ولجنة الإشراف العلمي على الكاميرا ذات المجال الواسع 3

لكن حتى هذه القبعة تصل إلى حوالي 250-260 كتلة شمسية. والسبب في ذلك أن تكوين النجم هو سباق بين ثلاث عمليات متنافسة:

  1. Gravity ، التي تعمل على جذب كل شيء إلى أي منطقة زائدة موجودة ، مع نمو المناطق الأكثر كثافة في البداية بشكل أسرع.
  2. الضغط الإشعاعي ، الذي يأتي من المادة المنهارة ، والاندماج النووي ، والنجوم الموجودة ، والتي تعمل على تفجير المادة التي يمكن أن تستمر في السقوط.
  3. والتبريد الإشعاعي ، الذي يأتي من قدرة النجم الأولي على إشعاع هذه الطاقة بعيدًا ، مما يسمح للنجم بتبريد نفسه وتكوين كتلة أكبر في فترات زمنية أقصر.

النجوم لديها فقط مقدار محدود من الوقت لاكتساب الكتلة قبل أن تنفجر المادة المكونة للنجوم. لذا فإن مفتاح تكوين نجم فائق الكتلة هو أن تصبح ضخمة للغاية بأسرع ما يمكن.

تعرض منطقة تشكل النجوم NGC 2174 الضبابية والمادة المحايدة ووجودها. [+] عناصر خارجية أثناء تبخر الغاز.

ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وفريق هابل للتراث (STScI / AURA) وجيه هيستر

تعمل الجاذبية بنفس الطريقة في الكون الحديث كما فعلت في بدايات الكون. نفس الشيء مع الضغط الإشعاعي: أنت تشكل النجوم ، وتنهار المادة ، ويحدث الاندماج النووي ، وما إلى ذلك ، وهذا لا يعتمد كثيرًا على ما إذا كان لديك الكثير من العناصر الثقيلة أو لا شيء على الإطلاق.

لكن هذا المكون الثالث - قدرة النجم الأولي على تبريد نفسه - هو ما يختلف بالنسبة للنجوم الخالية من المعادن مقابل النجوم الغنية بالمعادن. الفرق الأساسي هو أن العناصر الأثقل ، مع وجود عدد أكبر من البروتونات والنيوترونات في نواتها ، يمكنها امتصاص وإشعاع وتحمل طاقة أكثر من العناصر الخفيفة وحدها. ببساطة ، المزيد من المعادن يعني المزيد من التبريد بمعدل أسرع.

رسم توضيحي للنجوم الأولى التي تدور في الكون. بدون معادن لتبريد. [+] النجوم ، يمكن فقط لأكبر التكتلات داخل سحابة كبيرة الكتلة أن تصبح نجومًا.

فلماذا إذن ، يُسمح للنجوم الأقدم الخالية من المعادن بأن تكون أثقل من النجوم التي نشكلها اليوم؟ يبدو الأمر غير منطقي ، لكن السبب هو أن المعادن والعناصر الثقيلة أكثر كفاءة في تبريد وتشكيل مواقع تنوي الغبار. بدونها ، هناك طرق أقل لتبريد الغاز الذي يشكل هذه النجوم. بدلاً من التبريد الإشعاعي من مجموعة متنوعة من العناصر ، وكذلك من حبيبات الغبار ، لدينا فقط جزيئات الهيدروجين (H2) ، وهي نادرة بالفعل ، وتبريد إلكتروني.

لكي يبرد الغاز ويشكل النجوم ، تحتاج إلى أن يكون النطاق الزمني للتبريد أصغر من النطاق الزمني الديناميكي (الانهيار). هذا يعني أنك بحاجة إلى كتل أكبر للانهيار وتشكيل النجوم ، وكلاهما يمثل تقلبات نادرة في الكثافة ويعني أن المناطق الأصغر ، التي تنتج نجومًا ذات كتلة أقل ، لا يمكن أن تنهار على الإطلاق.

رسم توضيحي لـ CR7 ، أول مجرة ​​تم اكتشافها كان يُعتقد أنها تضم ​​نجوم المجتمع الثالث:. [+] تشكلت النجوم الأولى على الإطلاق في الكون. سيكشف JWST صورًا فعلية لهذه المجرة ومثيلاتها الأخرى.

في بدايات الكون ، كانت السحب الكبيرة جدًا من الغاز فقط هي التي يمكن أن تنهار لتشكل نجومًا على الإطلاق ، فقط هذه الكتل الضخمة للغاية لديها القدرة على فعل ذلك. ولكن كلما كانت الكتلة أكبر حجماً ، كان من الأسهل تكوين نجوم أكثر ضخامة ، وتراكم المزيد والمزيد من المادة. تشبه الجاذبية قطارًا هاربًا ، فكلما تراكمت كتلته مبكرًا ، زادت سرعة نموه لتراكم كتلة أكبر. بدون أعداد كبيرة من الكتل الصغيرة ، وعدد أقل من الكتل الكبيرة ، من المتوقع أن الكتلة النموذجية للنجوم ، بدلاً من 0.4 كتلة شمسية التي نراها اليوم ، ستكون أقرب إلى 10 كتل شمسية ، في المتوسط ​​، في المراحل الأولى.

تصور الفنان لما قد يبدو عليه الكون وهو يشكل النجوم لأول مرة. مثل . [+] تتألق وتندمج ، وسوف ينبعث الإشعاع ، سواء الكهرومغناطيسي أو الجاذبية.

NASA / ESA / ESO / Wolfram Freudling et al. (STECF)

بعبارة أخرى ، النجم الأول "المتوسط" أكبر بـ 25 مرة من النجم الجديد "المتوسط" الذي تشكل اليوم ، لأنه تشكل من كتل أكبر من الغاز سنراها في الكون الحديث!

نظرًا لوجود عدد أقل من النجوم ، ولكن لديها كتل أعلى في المتوسط ​​، نتوقع أن يتغير التوزيع الشامل بأكمله. حتى أن لدينا اسمًا مختلفًا له: التوزيعات الكتلية الحديثة تتبع توزيع كتلة سالبيتر ، ولكن يُعتقد أن النجوم الأولى تتبع ما يسمى دالة الكتلة الأولية الثقيلة.

ستكون النجوم والمجرات الأولى في الكون محاطة بذرات متعادلة (في الغالب). [+] غاز الهيدروجين الذي يمتص ضوء النجوم. بدون المعادن لتبريدها أو تشع الطاقة بعيدًا ، فقط الكتل الكبيرة في المناطق ذات الكتلة الأثقل يمكن أن تشكل النجوم.

نيكول راجر فولر / مؤسسة العلوم الوطنية

كلما كبرت منطقة تشكل النجوم لديك ، كلما احتُجزت كتلة أكبر في نجوم أثقل وأعلى كتلة. بدون المعادن الثقيلة ، ليس لديك غبار لتبريد التكتلات ، مما يعني أن الكتل الصغيرة تتلاشى ولا تتشكل. إنها فقط الكتل الأكبر في أكبر العناقيد التي لديها فرصة ، وهذا يؤدي إلى النجوم فائقة الكتلة التي لديها منافسة أقل لتراكم الكتلة من حتى النجوم الأكثر ضخامة اليوم. ليس مجرد وجود أو عدم وجود عناصر ثقيلة هو الذي يؤدي إلى المزيد من النجوم الضخمة بشكل مباشر ، ولكن حقيقة أن النجوم الخالية من المعادن لا يمكن أن تتشكل إلا في مناطق ضخمة للغاية على الإطلاق ، وأن تلك المناطق ستهيمن عليها الأضخم ، الكتل الأسرع نموًا بداخلها.

لهذا السبب نعتقد أنه من بين النجوم الأولى ، ربما وصلوا أو تجاوزوا 1000 كتلة شمسية في أقصى الحدود. إذا تساءلت يومًا كيف حصلنا على مثل هذه الثقوب السوداء الضخمة الهائلة بهذه السرعة ، فقد تكون الأجيال الأولى من النجوم الخالية من المعادن هي الحل لهذا اللغز أيضًا!


لماذا لا تخضع النجوم الضخمة لوميض الهيليوم - علم الفلك

تم إنشاء كل الهيليوم في الكون من خلال اندماج نوى الهيدروجين ، إما في الكون المبكر (بعد دقيقة واحدة من الانفجار العظيم) أو في النجوم.

ماذا يحدث للهليوم؟ تخضع معظم النجوم لتغير داخلي بعد تحويل جزء كبير من الهيدروجين إلى هيليوم. ينهار اللب الداخلي ، وتسخن ، حتى يصبح ساخنًا بدرجة كافية لدمج الهيليوم في ذرات أكبر ، على سبيل المثال ، عن طريق دمج ثلاث ذرات هيليوم في الكربون. في نفس الوقت ، سوف يندمج بعض الهيليوم مع هذا الكربون لإنتاج الأكسجين. خارج القلب ، في ما يسمى بالمغلف ، لا يزال هناك ما يكفي من الهيدروجين للاندماج في المزيد من الهيليوم. لكن اللب يبدأ في دمج نوى أثقل. هذا ، بالمناسبة ، هو الانتقال من نجم "عادي" مثل شمسنا إلى عملاق أحمر.

بعد مرحلة العملاق الأحمر ، ستفقد الشمس طبقاتها الخارجية تاركة وراءها نواة غنية بالهيليوم (تسمى القزم الأبيض) ، والتي ستبرد تدريجيًا على مدار عمر الكون. في النجوم أكثر كتلة من الشمس ، بعد مرحلة العملاق الأحمر. يصبح أساسًا مجانيًا للجميع لتكوين ذرات أثقل وأثقل. بمجرد نفاد الهيليوم في القلب ، ينهار النجم مرة أخرى ، مع ارتفاع درجات الحرارة ، ويبدأ في دمج الكربون والأكسجين في ذرات أكبر. إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فسيظل هذا يحدث حتى يندمج الحديد. عند هذه النقطة ، لا يزال اللب الأكثر سخونة لا يؤدي إلى الاندماج. ينهار النجم ويصبح غير مستقر وأسير الحرب. ينفجر مكونًا مستعرًا أعظم ونجمًا نيوترونيًا (أو ثقبًا أسود).

عن المؤلف

ديفيد بيرنات

حصل ديفيد على الدكتوراه في الفيزياء عام 2011. وهو يدرس الكواكب خارج المجموعة الشمسية والأقزام البنية وعلم الكونيات النظري.


تم حل مشكلة عمرها 40 عامًا في الفيزياء الفلكية أخيرًا.

كما يعلم الكثير منا أن النجوم - وشملت الشمس لدينا - تحتوي في الغالب على الهيدروجين والهيليوم. والنجوم تخلق الطاقة عن طريق الاندماج النووي - تندمج ذرات الهيدروجين معًا عند درجة حرارة وضغط مرتفعين - بينما منتج آخر هو الهيليوم أيضًا.

نظيران مختلفان للهيدروجين ، الديوتيريوم - الهيدروجين مع بروتون واحد ونيوترون واحد - والتريتيوم - هيدروجين ببروتون واحد ونيوترونان - الخضوع للاندماج النووي على حرارة عالية - 15.7 مليون كلفن - والضغط - 25.33 تريليون كيلو باسكال - وإطلاق كميات هائلة من الطاقة -17.58 ميغا إلكترون فولت - مع ذرة هيليوم ونيوترون.

إذا تم استهلاك طن واحد من الديوتيريوم من خلال تفاعل الاندماج مع التريتيوم ، فإن الطاقة المنبعثة ستكون 8.4 × 10² جول. يمكن مقارنة ذلك بمحتوى الطاقة لطن واحد من الفحم - أي 2.9 × 10 جول. بمعنى آخر ، طن واحد من الديوتيريوم له طاقة مكافئة تقريبًا 29 مليار طن من الفحم.

تحدث أيضًا مجموعة متنوعة من تفاعلات الاندماج النووي الأخرى مثل تفاعلات الهيدروجين والهيدروجين ، وكذلك تحدث تفاعلات اندماج الديوتيريوم والديوتيريوم. الآن نتساءل هل سيخضع الهيليوم والهيدروجين للاندماج النووي لإنتاج الليثيوم في النجم؟

F منذ سنوات قليلة وجدت آن ميرشانت بوسجارد واحدة من أولى النجوم الغنية بالليثيوم. كان النجم يحتوي على المزيد من الليثيوم مقارنة بالنجوم والنيازك الأخرى.

النجوم ، وفقًا لآلية التطور المعروفة ، تدمر فعليًا الليثيوم أثناء تطورها إلى عملاق أحمر. إنهم يدمرون الليثيوم عن طريق حرق نووي بدرجة حرارة منخفضة.

كانت هناك العديد من النظريات التي وضعت نظريات حول سبب ثراء النجوم بالليثيوم. إحدى النظريات الشائعة كانت نظرية كوكب الابتلاع. على سبيل المثال ، قد يزيد كوكب شبيه بالأرض من محتوى الليثيوم في النجم عندما يغرق في الغلاف الجوي للنجم عندما يصبح النجم عملاقًا أحمر.

من المعروف أن الكواكب تحتوي على الليثيوم أكثر من نجومها ، على سبيل المثال ، لنأخذ الشمس والأرض. تحتوي الأرض على كمية من الليثيوم أكثر من الشمس.

لكن تم العثور على دليل يتعارض مع هذا. تم العثور على بعض النجوم غني بالليثيوم. فيما يلي بعض الأوراق حول مراقبة مثل هذه النجوم:


لماذا لا تخضع النجوم الضخمة لوميض الهيليوم - علم الفلك

يتم التمييز بين النجوم والكواكب تقليديًا بناءً على خاصيتين:

(ط) ما إذا كانت قد خضعت لتفاعلات نووية أم لا تحرق الهيدروجين في قلبها. النجوم تفعل هذه الكواكب لا تفعل ذلك. من أجل الحصول على درجات حرارة عالية بما يكفي في اللب لحرق الهيدروجين ، يحتاج الجسم إلى كتلة لا تقل عن 75 ضعف كتلة المشتري. أي شيء أكبر من ذلك يعتبر نجمًا تلقائيًا.

(2) الطريقة التي يتشكلون بها. تتشكل النجوم عندما تنهار سحابة من الغاز ، في سديم أو منطقة أخرى من الفضاء بين النجوم ، تحت تأثير الجاذبية. من ناحية أخرى ، تتشكل الكواكب عندما تبدأ مادة في القرص حول نجم موجود مسبقًا بالتكثف حول لب الصخور / الجليد. يمكن أن يكون لديك مواقف يكون فيها الكوكب بأكمله تقريبًا عبارة عن صخرة / جليد / ماء (مثل الأرض) ، أو مواقف يتم فيها جذب كمية كبيرة من الغاز لاحقًا إلى الصخور / قلب الجليد (مثل كوكب المشتري ، وزحل ، وما إلى ذلك) .

هناك في الواقع بعض الغموض في التعريفات المذكورة أعلاه ، ويرجع ذلك أساسًا إلى وجود أشياء تسمى "الأقزام البنية". الأقزام البنية أصغر من أن تحرق الهيدروجين ، لذلك لا يمكن اعتبارها نجومًا ، ولكن يبدو أن معظمها يتشكل بالطريقة نفسها التي تتشكل بها النجوم ، وغالبًا ما تخرج من تلقاء نفسها في سحابة من الغاز بين النجوم ، لذا فهي لا تستطيع حقًا تعتبر كواكب أيضًا. يصبح السؤال إذن ، أين الحد الفاصل بين كوكب وقزم بني؟ ماذا لو كان لديك جسم ، على سبيل المثال ، كتلة كوكب المشتري ثلاثين مرة ولكنه يقع بالقرب من نجم؟ هل هو كوكب أم قزم بني؟ لا يعرف علماء الفلك بشكل عام آلية التكوين في هذه الحالة ، سواء كان الجسم قد تشكل مع النجم من تكثيف الغاز أو ما إذا كان يحتوي على صخور / نواة جليدية في مركزه مثل كوكب.

بسبب هذه المشكلة ، دعا الكثير من الناس في السنوات الأخيرة إلى تمييز جديد أبسط بين الكواكب والأقزام البنية والنجوم والذي لا يتضمن عملية التكوين فيه. في ظل هذا السيناريو ، لا تزال الحدود بين الأقزام البنية والنجوم تساوي حوالي 75 ضعف كتلة كوكب المشتري ، كما هو مذكور أعلاه ، ولكن الحد الفاصل بين الأقزام البنية والكواكب تم تحديده بحوالي 13 ضعف كتلة كوكب المشتري ، حيث أن هذه هي الكتلة التي تصل الأجسام إلى درجات حرارة مركزية عالية بما يكفي لحرق الديوتيريوم (نظير الهيدروجين الذي يخضع للاحتراق النووي في درجات حرارة أقل من الهيدروجين العادي).

تم تحديث هذه الصفحة في 18 يوليو 2015.

عن المؤلف

ديف روثستين

ديف هو طالب دراسات عليا سابق وباحث ما بعد الدكتوراه في جامعة كورنيل ، استخدم ملاحظات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية ونماذج الكمبيوتر النظرية لدراسة الثقوب السوداء المتصاعدة في مجرتنا. كما قام بمعظم عمليات التطوير للإصدار السابق من الموقع.


كيف تعمل النجوم

كما ذكرنا من قبل ، النجوم هي كرات كبيرة من الغازات. تتكون النجوم الجديدة من سحب كبيرة باردة (10 درجات كلفن) من الغبار والغاز (معظمها من الهيدروجين) والتي تقع بين النجوم الموجودة في المجرة.

  1. عادة ، بعض أنواع ملفات يحدث اضطراب الجاذبية إلى السحابة مثل مرور نجم قريب أو موجة صدمة من انفجار مستعر أعظم.
  2. ال يسبب الاضطراب كتل لتشكل داخل السحابة.
  3. ال كتل تنهار إلى الداخل سحب الغاز إلى الداخل عن طريق الجاذبية.
  4. الانهيار تكتل الكمادات وتسخن.
  5. الانهيار يبدأ التكتل بالدوران والتسطيح في قرص.
  6. ال يستمر القرص في الدوران بشكل أسرع ، وسحب المزيد من الغاز والغبار إلى الداخل ، وتسخينه.
  7. بعد حوالي مليون سنة أو نحو ذلك ، صغيرة ، ساخنة (1500 درجة كلفن) ، كثيفة الأشكال الأساسية في مركز القرص يسمى ب بروتستار.
  8. مع استمرار سقوط الغازات والغبار إلى الداخل في القرص ، فإنها تتخلى عن الطاقة لـ بروتستار، الذي يسخن أكثر
  9. عندما تصل درجة حرارة النجم الأولي إلى حوالي 7 مليون درجة كلفن ، يبدأ الهيدروجينفتيللصنع الهيليوم وإطلاق الطاقة.
  10. تستمر المادة في السقوط في النجم الشاب لملايين السنين لأن الانهيار بسبب الجاذبية أكبر من الضغط الخارجي الذي يمارسه الاندماج النووي. لذلك ، فإن تزداد درجة الحرارة الداخلية للنجم الأولي.
  11. إذا انهارت كتلة كافية (0.1 كتلة شمسية أو أكثر) في النجم الأولي وأصبحت درجة الحرارة ساخنة بدرجة كافية للاندماج المستمر ، فعندئذٍ لدى النجم الأولي إطلاق هائل للغاز على شكل طائرة يسمى ب تدفق ثنائي القطب. إذا كانت الكتلة غير كافية ، فلن يتشكل النجم ، ولكن بدلاً من ذلك يصبح a قزم بني.
  12. ال يزيل التدفق ثنائي القطب الغاز والغبار من النجم الشاب. قد يتجمع بعض هذا الغاز والغبار لاحقًا لتكوين كواكب.

أصبح النجم الشاب الآن مستقرًا لأن الضغط الخارجي من اندماج الهيدروجين يوازن الجاذبية الداخلية. النجم يدخل في التسلسل الرئيسي حيث يقع على التسلسل الرئيسي ويعتمد على كتلته.

الآن وقد أصبح النجم مستقرًا ، فلديه نفس أجزاء شمسنا:

  • النواة - مكان حدوث تفاعلات الاندماج النووي
  • المنطقة الإشعاعية - حيث تحمل الفوتونات الطاقة بعيدًا عن القلب
  • منطقة الحمل الحراري - حيث تحمل التيارات الحرارية الطاقة نحو السطح

ومع ذلك ، قد يختلف التصميم الداخلي فيما يتعلق بموقع الطبقات. النجوم مثل الشمس وتلك الأقل كتلة من الشمس لها طبقات بالترتيب الموصوف أعلاه. النجوم التي تكون كتلتها أكبر بعدة مرات من الشمس لها طبقات حمل عميقة في قلبها وطبقاتها الخارجية الإشعاعية. في المقابل ، قد يكون للنجوم التي تقع في الوسط بين الشمس والنجوم الأكثر ضخامة طبقة إشعاعية فقط.

الحياة في التسلسل الرئيسي

النجوم في التسلسل الرئيسي تحترق عن طريق دمج الهيدروجين في الهيليوم. تميل النجوم الكبيرة إلى الحصول على درجات حرارة أساسية أعلى من النجوم الأصغر. Therefore, large stars burn the hydrogen fuel in the core quickly, whereas, small stars burn it more slowly. The length of time that they spend on the main sequence depends upon how quickly the hydrogen gets used up. Therefore, massive stars have shorter lifetimes (the sun will burn for approximately 10 billion years). What happens once the hydrogen in the core is gone depends upon the mass of the star.


Why do massive stars not undergo a helium flash - Astronomy

The short answer is that because changes (whether gradual shrinking or contraction) in a star's core where fusion is occuring (or perhaps no longer occuring!) must result in changes throughout the rest of the star, including its surface.

A little more information.

So what's happening in the hydrogen fusing core of a main sequence star?

Well, 4 hydrogen nuclei are being fused into a single helium nucleus many times per second (emphasis on many), releasing energy that ends up replacing that energy lost at the surface of star we call star light - luckily, there are a lot of hydrogen nuclei available for fusion. But what impact does that have? There are two that we've discussed.

1) Gas pressure depends upon number density of gas particles exerting the pressure and the temperature of the gas. If every time a helium nucleus is formed, 4 hydrogen nuclei (and additionally 2 electrons) disappear, then gradually the number density of gas particles will drop and unless something happens gas pressure within the core will fall out of equilibrium with gravity.

2) Over substantial fractions of the main sequence life span, the "fuel" hydrogen is being converted to helium within the star's core, and helium doesn't (yet) contribute any energy from fusion to the star. i.e., the fuel tank will eventually run dry. When that occurs, relatively rapid changes will ensue.

So what's a star's core to do?

First things, first - the star's core يجب deal with the pressure-gravity problem. Gravity gets a slight advantage as the number of particles there drops due to fusion, and very gradually the core shrinks*. That is, gravity does work on the core, heating it - gravitational potential energy is converted into thermal energy of the gas as it shrinks. Another way to think of it is this: the smaller the core becomes, the stronger gravity becomes (masses are closer together), and so to get back into pressure-gravity equilibrium the core's gas pressure exerted must be even higher than before. With a (slightly) higher temperature (recall that Pgas is proportional to n x T, where n is the number density of gas particles and T is the temperature), the greater pressure is again able to balance the stronger gravity. But the process of fusion continually albeit gradually reduces the number of particles within the core, and so this very gradual core shrinkage is inevitable.

But wait a minute, higher temperatures in the core mean that more energy is released from hydrogen fusion. Generally speaking, that extra energy generated by the core translates into (1) making the star's envelope larger and cooler and (2) raising the star's surface luminosity (other subtle effects may play a role and can alter the outcome in detail, but we won't pay any attention to these). Why does (1) occur? Because when you dump energy into a normal gas (in this case the star's envelope), the pressure that gas exerts increases. In very small, gradual steps gas pressure in the envelope exceeds gravity, and so the envelope expands very gradually - reacting to the gradual increase in energy dumped into it from the core below. By doing work against gravity, the envelope (and so the surface) ultimately cools to re-establish pressure-gravity balance. But keep in mind that these changes are relatively minor while the star is on the main sequence much larger changes are in store as its core runs out of hydrogen "fuel".

A general rule of thumb is that as the core becomes smaller and hotter, the envelope becomes larger and cooler (and vice versa!), for reasons just discussed. And so generally speaking, stars evolve from the main sequence over toward the upper right quadrant of the H-R diagram, eventually becoming giant or supergiant stars. As stars age away from the main sequence, their cores continue to fuse lighter elements into heavier ones (releasing energy), first within a central core, then in a shell surrounding that central core. The "ashes" of one fusion stage become the "fuel" for the next stage, assuming a sufficiently high temperature is attained to allow fusion to occur (recall that heavier elements have more protons and so are more repulsive to each other due to the electromagnetic force). While the central core is contracting, because it hasn't yet reached a sufficiently high temperature to begin the next stage of fusion, the resulting changes are relatively rapid. But after fusion begins again in the central core, the changes are much more subtle and over relatively longer spans of time. Each successive stage of central core fusion has a shorter duration than the previous one, mainly because the net energy released per full reaction becomes less and less as the heavier elements are fused.

Here are the major stages of central core fusion, with their major products, their "ignition temperatures", and the approximate minimum mass star that will go through that stage of fusion:
4H --> He about 10 million K 0.08Msun
3He --> Carbon (C), then He + C --> O (oxygen) 100 million K 0.5Msun or so
Carbon fusion: Neon, Magnesium 600 million K or so about 6Msun
Oxygen fusion: Silicon, Sulfur 1 billion K or so 8Msun
Silicon fusion: Iron 3 billion K 10Msun

What determines whether or not the ever-heavier elements that are produced in one stage will fuse in next stage? It is a race between density and temperature in a core that becomes ever smaller under the force of gravity. For if gravity can compress the core to become sufficiently hot to fuse that next element, it will do so and that next stage of fusion will occur. But if the core becomes too dense before the "ignition" temperature for that element is reached, another source of pressure will step in and halt the core's contraction. In that event, the core can become no hotter, and so the next stage in fusion cannot occur, signaling the end of the star's life. What is this source of pressure that occurs at very high densities?

Electron Degeneracy Pressure. This exotic form of pressure generated by the free electrons will begin to dominate over normal gas pressure in stellar interiors when the densities exceed 1 10,000 g/cm 3 (recall that water has a density of 1 in these units). This pressure has nothing to do with the fact that electrons have like charges, but rather it becomes important when electrons are confined to lie very near to one another and yet are compelled to avoid one another (this same property explains why/how electrons that are bound to atoms arrange themselves in "orbital" shells). Electron degeneracy pressure depends on the electron number density (as n 5/3 ), and does not depend on the temperature of the gas. Once established, this pressure will eventually halt any gravitational contraction 2 . لماذا هذا مهم؟ Because إذا the electrons in a star's core become degenerate before the "ignition" temperature of the next stage of fusion is reached, that next stage of fusion will never begin, and the star will soon die, ultimately ejecting its envelope in a planetary nebula with the core (supported by electron degeneracy pressure) becoming a white dwarf. It is also this pressure that sets in to keep objects less massive than 8% of the Sun's mass from ever becoming stars, since their cores will then never become hot enough to sustain full hydrogen fusion.

Finally , consider stars with masses exceeding 10 times the mass of our Sun. They are able to fuse elements all the way up through iron, with a series of successive shells (or zones) of lighter element fusion surrounding an iron core (like layers in an onion). Once an iron core forms, catastrophic doom awaits that star - for fusion involving iron removes energy from the environment. What happens next can be summed up in this way. The above fact combined with the extreme conditions of temperature (billions Kelvin) and density ultimately result in a complete gravitational collapse of the iron core. For a variety of reasons 3 , the increasing temperature and density actually push pressure further away from its required equilibrium with gravity to prevent a collapse. The net result is that in a fraction of 1 second of time, an iron core about the size of the Earth and a bit over 1 solar mass collapses to a ball of neutrons about the size of Kalamazoo. The rest of the core (fusing the lighter elements in successive shells) also begins falling inward, although the star's envelope remains totally oblivious to what's happening inside. Neutron degeneracy pressure 4 suddenly halts the collapse of the innermost neutron core, which then rebounds a bit like a suddenly released compressed rubber ball, sending out a shock wave that plows through the surrounding zones where fusion is still occuring. The shock wave compresses and heats these zones, the energy released from fusion becomes explosive and the star suddenly explodes as a supernova - the star's envelope is driven away at thousands of km/s (how this happens in detail is an active area of research). At peak luminosity, a supernova emits several to 10 billion solar luminosities of light, and then slowly fades with time. Ultimately, the luminous and the kinetic energies of the exploding star, plus the energy carried away by the zillions of neutrinos formed in the explosive fusion reactions is paid by the gravitational potential energy released in the collapse of the iron core. What remains of the collapsed core is expected to be a neutron star, as long as its mass lies below 2-3 solar masses. Neutron stars are indeed observed in the centers of violently expanding supernova gas shells.

*This shrinking of the star's core converting hydrogen into helium is much more gradual than gravitational contraction, the latter eventually taking place when hydrogen is exhausted in the central-most region of the core composed of helium.
1
More precisely, this critical density depends upon the temperature of the gas, proportional to (T/10 8 ) 3/2 .
2 More precisely, this pressure can support at most about 1.4 solar masses of material, depending on its composition and other details, called the حد Chandrasekhar. More massive objects initially supported by this pressure must collapse under gravity.
3 Details, details. As the temperature exceeds several billion Kelvin, Wien's law of thermal radiators (blackbodies) tell us that energetic gamma rays are numerous, and some of these have sufficient energies to break apart the iron nuclei all the way back down to protons. This process removes energy from the core (it's essentially fusion run in reverse!), robbing the iron core of pressure needed to support itself. Soon thereafter the extreme densities and temperatures now present allow the free electrons to begin combining with protons to create neutrons, robbing the iron core of virtually all remaining pressure support. Very rapid ("free fall") collapse ensues - with the matter reaching infall velocities of up to 70,000 km/s! As usual, don't worry about the details.
4 Neutron degeneracy pressure is similar in nature to electron degeneracy pressure, except it involves the much more massive neutron and so is much more powerful. It too has a limiting mass it can support, lying somewhere between 2-3 solar masses. The reason for the uncertainty is because inside a neutron star the densities soar to such high values (greater than 100 million - 1 billion tons per cm 3 ) that the neutrons themselves "fall apart" (or rather this matter changes phase, as ice melts to liquid water), and we don't yet understand the nature of this form of matter. Neutron stars more massive than this limit must collapse, and the result is probably a black hole - something so dense that light cannot escape from it.


Kirk Korista
Professor of Astronomy
Department of Physics
Western Michigan University


شاهد الفيديو: ارسلت كاميرا للفضاء عبر بالونات الهيليوم. تجربة غير متوقعه!!! (شهر نوفمبر 2022).