Astronomiya

Niyə ara və yüksək kütləli ulduzdakı konvektiv nüvə azalır?

Niyə ara və yüksək kütləli ulduzdakı konvektiv nüvə azalır?

Aşağıdakı şəkil əsas ardıcıllıqla 5 günəş kütləsi ulduzu üçün hidrogen kütləsi fraksiya profilinin təkamülünü göstərir. Konvektiv nüvənin həcminin hidrogen birləşdirildiyi zaman təxminən sabit qalacağını və nüvə hidrogen tükənəndə son pilləyə bənzər bir profil əldə etməsini gözləyərdim. Bununla birlikdə, bütün ədəbiyyat və simulyasiyalar konvektiv nüvənin kiçilməsindən yaranan son pilləkən profildə açıq bir meyl göstərir.

Büzülmənin səbəbi barədə hər hansı bir fikir varmı?

(görüntünün mənbəyi: http://astro.if.ufrgs.br/evol/evolve/hansen/StellarEvolnDemo/m5z02evoln.html)


1 redaktə edin:

Aşağıda eyni ulduz üçün temperatur profilinin təkamülü verilmişdir. Şərh verməkdən çəkinməyin.

Şəxsən mən istilərin nə qədər az dəyişdiyini təəccübləndirirəm. Əsas nüvə reaksiyası CNO dövrü olduğundan miqyaslıdır $ ~ T ^ {16} $, Daha şiddətli bir dəyişiklik gözləyirdim. Bununla birlikdə, mərkəzi istilik bütün əsas ardıcıllıqla yalnız təxminən 30% artır. Maraqlıdır.

(Mənbə: http://astro.if.ufrgs.br/evol/evolve/hansen/StellarEvolnDemo/m5z02evoln.html)


2 redaktə edin:

Konveksiya üçün Ledoux meyarında gözəl bir izahın olacağını düşünürdüm. Bu meyar kimyəvi qradiyentlərin konveksiyaya qarşı stabilləşdirici təsirə malik olduğunu (yəni konveksiyaya mane olur) ifadə edir ki, bu da radiasiya və konvektiv zona arasındakı radiasiyada nəqliyyatın ələ keçiriləcəyi qənaətinə gələcəkdir. Bununla birlikdə, Ledoux meyarı ilə və onsuz təkamülü simulyasiya edirəm və hər iki vəziyyətdə də konvektiv nüvə azalır.


Konveksiyanın olub-olmaması daxili radiasiya temperatur qradiyentinin adiabatik temperatur qradiyentinə çatmasından asılıdır.

Daxili radiasiya temperatur qradenti qeyri-şəffaflıq və xarici enerji axını ilə mütənasibdir və tərs mütənasibdir $ T ^ 4 $. Ulduz əsas ardıcıllıqla inkişaf etdikcə mərkəzi istilik yüksəlir və qeyri-şəffaflıq (məsələn, Kramerin qeyri-şəffaflığı $ T ^ {- 7/2} $ aşağı enir. Thomson / Compton səpələnməsinin qeyri-şəffaflığını azaldan sərbəst elektronları (onları protonlarla birləşdirərək O əmələ gətirir) də çıxarırsınız. Bu, radiasiya temperatur qradiyentinin aşağı düşdüyünü və adiabatik qradiyentin altına düşə biləcəyini, yəni enerji nəqlinin şüalanmaya döndüyünü göstərir.

Konvektiv olaraq ən uzun müddət mərkəzdə qalır, çünki radiasiya temperatur qradiyenti hələ də ən böyükdür (CNO dövrü nüvə reaksiyalarının həddindən artıq istilik asılılığı və yüksək xarici enerji axını ilə idarə olunur).


Dəqiq deyil. Helium birləşməsi hidrogen bitmədən başlayır. Hidrogen helium olur. Helium nüvəyə düşür. Nüvədə kifayət qədər helyum olduqda, bu da birləşməyə başlayır. Helium füzyonu, hidrogen birləşməsindən daha çox enerji buraxır, buna görə də ulduz əlavə təzyiqdən şişir. Ulduz kifayət qədər böyükdürsə, daha ağır və daha ağır elementləri təbəqələrə birləşdirməyə davam edəcəkdir. Ulduzun cazibə qüvvəsi daha çox qaynaşma təzyiqini saxlayacaq qədər güclü olmadıqda, yenidən cırtdana çevrilir. Kifayət qədər böyükdürsə, dəmirlənənə qədər daha ağır və daha ağır elementlərlə birləşmə reaksiyalarını & quotigniting & quot; Füzyon dəmirə qədər enerji istehsal edir. Bundan sonra daha ağır elementlər yaratmaq üçün daha çox enerji tələb olunur (reaksiya onu istehsal etmək əvəzinə enerji sərf edir). Ulduz həqiqətən nəhəngdirsə, supernova çıxacaq və ayrılan enerji dəmiri ağırlaşdırmaq üçün o dəmiri bir yerə vuracaq. Bu ağır elementlər ümumiyyətlə dəmir olmağa qayıtmaq üçün parçalanmaya məruz qalmaq (və əlavə enerjini sərbəst buraxmaq) istəyən radioaktiv elementlər olacaqdır.

Hidrogen və helyumdan daha ağır hər element bir ulduzun içində meydana gəldi. Dəmirdən daha ağır hər bir element həqiqətən böyük bir ulduz partladığı zaman (və ya bir hissəcik sürətləndiricisindəki şeyləri çırpdığımızda) meydana gəldi.

Spoiler

Aralıq müddət 3 BYU127 Astronomiya

-Füzyon dayanarsa, son fotonların səthə çıxması milyonlarla il çəkərdi.

- günəşin solması üçün əlavə bir neçə milyard il çəkin

(Məsələn, yerin daxili istilik mənbəyi yoxdur, lakin soyudulur

-İlk iki proton birləşir və onlardan biri dərhal neytron əmələ gətirən deuteriuma çürüyür.

-Başqa bir proton ilə birləşir
helyum-3 və ikisini əmələ gətirən deuterium
helium-3 nüvələri birləşərək helium əmələ gətirir,
prosesdə iki proton çıxarmaq.

-Bir neçə inqilabdan sonra ekvator qütblərdən daha sürətli döndüyü üçün üfiqi olaraq şərq-qərb istiqamətində çəkilir.

- sahə yüksək enliklərdə güclənir, günəş ləkələri əvvəlcə bu yüksək enliklərdə görünür və sayı azdır

-Dövrə irəlilədikcə sonrakı günəş ləkələri ekvatora daha yaxın enliklərdə tapılır və onların sayı artır. Bu maksimum günəş ləkəsidir.

-Dövrə irəlilədikcə günəş ləkələri ekvatora daha yaxın görünür, lakin sayı azalır

-Nəhayət, maqnit sahəsi də yox olduğu üçün günəş ləkələri tamamilə yox olur.

-Günəşdən gələn yüksək enerjili yüklənmiş hissəciklər günəş şüalarından axan və dünyanı vuran zaman yaradılırlar.

-1) çılpaq göz limitindən (m

10) üçün limitdən
dünyanın ən böyük teleskopu (m

-Ulduzları iki fərqli filtrdə təsvir etmək və bu filtrlərdə nisbi intensivliyi tapmaq (yəni B-V rəng indeksi) belə bir tədbirdir.

- B-V kimi bir rəng indeksi bizə bir ulduzun səthinin nə qədər isti olduğunu göstərir.

-Bu şeyləri bilməklə onu H-R diaqramına yerləşdirə və şaquli oxdan mütləq böyüklüyü oxuya bilərik.

-Qara dumanlıq içərisində protostar əmələ gətirən daha kiçik parçalara ayrılır. Bir protostarın enerji mənbəyi cazibə büzülməsidir. Enerji mənbəyi nüvə birləşməsinə çevrildikdə buna əsas ardıcıllıq ulduzu deyirik.

-Bir protostar əsas ardıcıllıq ulduzu olmaq üçün kiçildikcə, HR diaqramında təkamül yolu adlandırılan bir yolu izləyir. Əsas ardıcıllığa yerləşərkən, bipolyar bir axın olaraq çox miqdarda materialı yenidən kosmosa qaytarır.

-Güclü bir yığın meydana gətirmək üçün bir dəfə ulduzlar meydana gəldikdə, ətrafdakı qazı HII bölgəsinə çevirərək şüalandırırlar. Gənc ulduzlar qrupuna OB dərnəyi deyilir. Yaşlandıqca qazı itələyərək tozunu geridə qoyaraq əks dumanlıq meydana gətirir.


2 Cavablar 2

Aşağı kütləli M cırtdanlar yeganə ulduzdur tam konvektivdir, lakin əksər ulduzlar ya özəkdə, ya da xarici zərfdə ən azı bir konveksiyaya malikdir.

Konveksiya temperatur qradiyenti adiabatik temperatur qradiyentini aşdığına və konvektiv qeyri-sabitliyə həssas olmasına görə baş verir.

Bir ulduzun tam bir istilik gradyanı varsa bərabərdir adiabatik temperatur qradiyentinə, o zaman ətrafı ilə təzyiq tarazlığında yüksələn qazın bir hissəsi istiliyi ətrafı ilə eyni şəkildə dəyişdirəcək və həqiqətən heç bir şey olmur. Ətrafdakı (mənfi) temperatur qradiyentinin modulu daha yüksəkdirsə, bağlama artdıqca ətrafdakı qazdan daha isti olduğu üçün genişlənir. Bu onu daha cəlbedici edir və daha da yüksəlir.

Sualınızın açarı bir ulduzdakı temperatur gradyanının konveksiyanı tetikleyecek qədər böyük olduğu şərtləri araşdırmaqdır. Bunun baş verdiyi üç hal var.

Qazın şüalanmaya şəffaflığı böyük olur. Daha sonra eyni enerji axını keçirmək üçün temperatur qradenti daha böyük olmalıdır. Təxminən $ frac

propto kappa, $ burada $ kappa $ qazın şəffaflığıdır.

Adiabatik göstəricinin dəyişməsi səbəbindən adiabatik temperatur qradenti kiçik ola bilər - məsələn, qazın ionlaşma vəziyyətinin fotosfera yaxınlığında dəyişməsi.

Bir ulduzun nüvəsindəki istilik yaranması çox istiliyə həssasdırsa, bu, çox dik bir temperatur gradyanına səbəb olur. Əsas ardıcıllıq ulduzları Günəşdən daha böyük olan CNO dövrü boyunca pp zəncirindən daha çox temperatura həssas olan və buna görə konvektiv nüvələrə sahib olan enerji yaradır.

Kiçik kütləli M-cırtdanlarda işləyən mexanizm (1). Ulduzdakı qeyri-şəffaflıq Kramerin $ kappa propto rho T ^ <- 7/2> qeyri-şəffaflığı ilə qiymətləndirilir, burada $ rho $ sıxlıq və $ T $ temperaturdur.


Mühazirə 9: Ulduz konveksiyası

İndiyə qədər yalnız enerjinin ulduzdan radiasiya ilə nəqlini düşündük. Kiçik kütləli ulduzlar üçün konveksiya üçün başqa bir çox vacib mexanizm mövcuddur. Konveksiya qaz elementlərinin qalxması və düşməsi ilə istiliyin fiziki nəqlini əhatə edir. P təzyiqdə və sıxlığı r olan kiçik bir qaz damarını düşünün. Blob ulduzda bir az yüksəlirsə, ətrafdakı elementlərlə istilik mübadiləsini nəzərdən keçirməyə ehtiyac olmadığı üçün (yəni dəyişiklik baş verir) adiabatik olaraq, sonra

burada g sabit C təzyiqdə xüsusi istilik nisbətidirP sabit həcmə, CV

Dəyişiklik baş verərsə, qaz damarı özünü olduğu bir bölgədə tapar alıcılıq müsbətdir (yəni sıxlığı aşağı ətrafdakı qazın sıxlığından daha çox) sonra artmağa davam edəcəkdir. Blob, ulduzdakı r radiusundan, sıxlıq r və daxili təzyiq P ilə, ətrafdakı bir mühitdə, şəkil 9.1-də göstərildiyi kimi eyni sıxlıq və təzyiqdə başlasın. Blob bir az, radius r + dr-ə qalxır və yeni bir sıxlıq əldə edir r - dr və təzyiq P- d P. Ətraf mühit radiusla sıxlıq və təzyiqdə fərqli bir dəyişikliyə sahibdir - r - D r və P- DP (bax Şəkil 9.1). İndi, əgər

qaz blobu artmağa davam edəcək və bu da konveksiya ilə enerji ötürülməsinə səbəb olacaq (əks halda blok yalnız gəldiyi yerə qayıtmaq məcburiyyətində qalacaq və konveksiya olmayacaq).

Konvektiv qan damarları yerli səs sürətindən daha yavaş yüksəlir, beləliklə damla ilə ətrafdakı təzyiq fərqləri kiçik olacaq, yəni.

Eqn 9.1-dən beləliklə əldə edirik

Blobun hərəkətini radius qədər izləmək üçün təzyiqdən istifadə edə bilərik və damarla ətrafdakı təzyiq fərqi əhəmiyyətsiz sayıldığından, konveksiya şərtimiz yalnız


Problem 9.1 İdeal bir qaz üçün,

Konveksiya meyarının da yazıla biləcəyini göstərin

Xüsusi istiliklərin nisbəti g, konveksiyaya qarşı qeyri-sabitliyi təyin etmək üçün çox vacib bir parametrdir. İdeal bir qaz üçün g = 5/3.


Şəkil 9.1: Ulduzda r sıxlığı və təzyiqi P olan yüksələn bir qaz bloku r radiusundan r + d r radiusuna keçir. Damarın sıxlığı r - dr-ə və təzyiq P- d P-yə, ətraf mühit üçün isə sıxlıq r - D r-ə və təzyiq P- D P-ə qədər azalır. ətrafdakı orta sıxlıq, yüksəlməyə davam edəcək və konveksiya meydana gələcək.

9.2 Konveksiya nə vaxt baş verir?

Konveksiya baş verə bilər təzyiq qradiyenti kifayət qədər aşağı və ya temperatur qradiyenti kifayət qədər yüksəkdir.

Birinci halda, plazmanın temperatur artmadan enerjini özünə çəkə biləcəyi şərtləri axtarırıq (faz dəyişikliyində baş verir). Bu cür şərtlər H və O-nun kinetik enerjisini (temperaturunu) artırmaq əvəzinə enerji girişi ilə ionlaşdırıldığı yerlərdə mövcuddur. Nəticədə sabit həcmdə xüsusi istilik yüksək və g kiçikdir. Son mühazirədə gördüyümüz kimi, H ionlaşması təxminən 10.000 K, He ionlaşmaları təxminən 20.000 K və 50.000 K-də baş verir. Buna görə Günəşin xarici təbəqələrində konveksiya tapırıq.

İkinci vəziyyətdə, parlaqlığın ifadəsini, temperatur qradiyenti və qeyri-şəffaflığı baxımından xarici radiasiya enerjisi nəqliyyatı şəraitində istifadə edə bilərik:

Təzyiq gradyanı forma sahibliyini göstərə bilən hidrostatik tənliklə verilir

burada m orta atom çəkisi və R-dirg qaz sabitidir və g ulduzdakı yerli cazibə sürətlənməsidir. Buradan üçün bir ifadə əldə etmək olar rad

Bu əlaqə göstərir ki, müəyyən bir T temperaturunda F axını və ya qeyri-şəffaflıq böyük olarsa, konveksiya gözlənilə bilər ki, yüksək kütləli ulduzlarda olduğu kimi kifayət qədər enerji istehsal olunarsa, bu cür şərtlər ulduz nüvələrində baş verə bilər. Bu səbəb olur əsas konveksiyaüçün vacib nəticələri olan ulduz təkamülü (növbəti mühazirəyə baxın), çünki materialın başqa bir haldan daha böyük bir hissəsinin özəyi içində yandırılmasına imkan verir.

Konveksiya qeyri-şəffaflıq kifayət qədər yüksək olduqda baş verir. He və H ionlaşma təbəqələrindən (ionlaşma enerjisi, əvvəlki hissədə təsvir olunduğu kimi, Günəşin xarici təbəqələrində konveksiyaya səbəb olan) daha dərinlikdə, Günəş qarışığındakı az miqdarda metal hələ də elektronları qoruyub saxlayır qeyri-şəffaflıq. Bu tip istiliyin kifayət qədər istiliyin tutulması və konveksiyaya üstünlük verərək istiliyin xaricə ötürülməsi üçün bir neçə milyon dərəcə istiliyinə qədər şəffaflıq var. Günəş üçün bu, radiusun xarici 30% -ində baş verir (bax Şəkil 9.2).


Şəkil 9.2: Günəşin nüvəsini, radiasiya zonasını, konvektiv zonasını, fotosferasını və xromosferini göstərən daxili quruluşu. http://ircamera.as.arizona.edu/


Şəkil 9.3: Standart Günəş Modelinin fiziki xüsusiyyətləri, n = 3 polytropla müqayisədə. Konveksiyanın başlandığı xarici bölgələrdə polytropik model standart modeldən kənarlaşmağa başlayır.


Şəkil 9.4: Standart Günəş Modeli (SSM) üçün d ln (P) / d ln (T) və d ln (P) / d ln (r) şəkli. Yatay xətlər g = 5/3 (yuxarı paneldə) və g / (g -1) = 5/2 (alt paneldə) göstərir. Konvektiv bölgələrin təxminən 0.7 R-də birdən başladığı aydın görünürO.

Xülasə etmək üçün sərin ulduzlar dərin konvektiv zərflərə, daha isti ulduzlar isə daha incə konveksiya zonalarına və geniş radiasiya zonalarına sahibdirlər. Çox sərin M cırtdanlar ola bilər tam konvektivdiryəni konveksiya zonası mərkəzə qədər çatır (şəkil 9.5-ə baxın). Bundan əlavə, kütləvi ulduzların konvektiv nüvələri ola bilər, bu da onların təkamülü üçün vacib bir nəticədir. Konveksiya mürəkkəb bir mövzudur və xüsusən geniş bir ulduz xüsusiyyətləri və ulduz təkamülü üzərində əhəmiyyətli dərəcədə təsir göstərə biləcəyi üçün aktiv bir araşdırma sahəsini yenidən meydana gətirir. Yaxşı bir konveksiya nəzəriyyəsinin olmaması və konveksiya ilə ötürülə bilən enerji miqdarı hazırda ulduz quruluşu anlayışımızın bir məhdudiyyətidir.


Problem 9.2 Günəşin Eddington Standrad modeli deyiləndə, n = 3 polytropic index olan bir polytope istifadə olunur. Bu model rəqəm 9.3-də kəsikli xətt ilə göstərilir. Bu polytropik indeks g-nin hansı dəyərinə uyğundur? Eddington Standart Modelinin vəziyyətini hər iki paneldəki üfüqi xətlərlə 9.4-də qeyd edin. Niyə Eddington modeli polytroplarda konveksiya müalicəsinin tam olmaması üçün yaxşı bir uzlaşmadır?

İstinadlar

[] Bowers, R. and Deeming, T. 1984. Astrofizika I, Ulduzlar, Jones və Bartlett Publishers.


Subrahmanyan Chandrasekhar

1910-cu ildə Hindistanın Lahor şəhərində anadan olub, Subrahmanyan Chandrasekhar (dostları və həmkarları üçün Chandra olaraq bilinir) təqaüd və elmə marağı təşviq edən bir evdə böyüdü (şəkil 2). Əmisi C. V. Raman, 1930-cu il Nobel mükafatını alan bir fizik idi. Yarımçıq bir tələbə olan Chandra fizika və astronomiya ilə bağlı son fikirləri bacardığı qədər oxumağa çalışırdı, baxmayaraq ki, o zaman Hindistanda texniki kitablar əldə etmək asan deyildi. 19 yaşında kolleci bitirdi və İngiltərədə təhsil almaq üçün təqaüd qazandı. Aspiranturaya getmək üçün uzun qayıq səfəri zamanı ilk dəfə ağ cırtdan ulduzların quruluşu ilə bağlı hesablamalar aparmağa başladı.

Chandra, aspirant kimi oxuduğu müddətdə və sonrasında fikirlərini inkişaf etdirdi, müzakirə etdiyimiz kimi - kütlələri Günəş kütləsinin 1,4 qatından çox olan ağ cırtdanların mövcud ola bilməyəcəyini və nəzəriyyənin başqa növ ulduz cəsədlərinin mövcudluğunu proqnozlaşdırdığını göstərdi. . Daha sonra bu dövrdə özünü çox utancaq və tənha hiss etdiyini, tələbələrdən təcrid olunduğunu, özünü təsdiqləməkdən qorxduğunu və bəzən Hindistanda oxuduğu bəzi məşhur professorlarla danışmaq üçün saatlarla gözlədiyini yazdı. Tezliklə hesablamaları onu Çandranın fikirlərini açıq şəkildə lağa qoyan Sir Arthur Eddington da daxil olmaqla, müəyyən tanınmış astronomlarla ziddiyyətə saldı. Bir sıra astronomların iclaslarında Henry Norris kimi sahədəki liderlər Russell Chandra'ya fikirlərini müdafiə etmək fürsəti verməkdən imtina etdi, eyni zamanda daha böyük tənqidçilərin onları tənqid etməsinə çox vaxt verdi.

Yenə də Chandra nəzəriyyələrini aydınlaşdıran kitablar və məqalələr yazmaqda səbir göstərdi, bu da yalnız doğru deyil, həm də ulduzların ölümü haqqında müasir anlayışımızın əsasını qoydu. 1983-cü ildə bu erkən işi üçün fizika üzrə Nobel mükafatı aldı.

1937-ci ildə Chandra ABŞ-a gəlir və Chicago Universitetinin fakültəsinə qoşulur və ömrünün sonuna qədər orada qalır. Orada özünü ulduzların Qalaktika üzərindəki hərəkətlərini başa düşməyimizdən qara dəliklər adlanan qəribə cisimlərin davranışına qədər bir çox astronomiya sahəsinə böyük töhfələr verərək tədqiqat və tədrisə həsr etdi (bax: Qara dəliklər və əyri boşluq). 1999-cu ildə NASA inkişaf etmiş orbitli rentgen teleskopunu (qismən bu ulduz cəsədlərini araşdırmaq üçün dizayn edilmiş) Chandra X-ray Rəsədxanası adlandırdı.

Şəkil 2: S. Chandrasekhar (1910-1995). Chandra'nın araşdırmaları, indi ulduz cəsədləri haqqında bildiklərimizin əsasını qoydu. (kredit: Amerika Fizika İnstitutu tərəfindən işin dəyişdirilməsi)

Chandra, aspirantları ilə çox vaxt keçirdi, həyatı boyunca 50-dən çox doktorantın araşdırmasına rəhbərlik etdi. Müəllimlik vəzifələrinə çox ciddi yanaşırdı: 1940-cı illərdə, Yerkes Rəsədxanasında dayanarkən, hər həftə yalnız bir neçə tələbədən ibarət bir dərs vermək üçün universitetə ​​100 mildən çox gəzintini həvəslə sürdü.

Chandra həm də musiqiyə, sənətə və fəlsəfəyə dərin bir sədaqət göstərmiş, humanitar elmlərlə əlaqələr haqqında məqalələr və kitablar yazmışdır. Bir dəfə yazmışdı ki, & # 8220 hər kəs bilikləri musiqidən və ya sənətdən zövq alaraq öyrənə bilər. . . . Heisenberqin ‘gözəlin qarşısında titrəməsi’ adlı ecazkar bir ifadəsi var idi. . . bu hiss etdiyim hissdir. & # 8221


Yüksək kütləvi ulduz

Yüksək kütləli ulduzlar başlanğıcda kiçik kütləli ulduzlara bənzər bir prosesi keçir, ancaq hamısı daha sürətli olur. Hidrogen birləşmə nüvəsinə sahibdirlər, lakin hidrogen birləşməsinin çox hissəsi CNO dövrü ilə baş verir. Hidrogen tükəndikdən sonra, aşağı kütləli ulduzlar kimi, hidrogen qabığı olan bir helium nüvəsi, sonra helium və hidrogen qabıqları olan bir karbon nüvəsi meydana gəlir. Sonra aşağı kütləli ulduzlardan fərqli olaraq, cazibə qüvvəsi ilə temperaturu yüksəldən nüvəni büzən və karbon neon, daha sonra neon oksigen, daha sonra oksigen silisium, daha sonra dəmir kimi birləşə bilər. Hər yanma mərhələsi əvvəlkindən daha qısa müddətə davam edir. Məsələn, 25 günəş kütləsi ulduzunda hidrogen yanma təqribən 7 × 10 6 il, helyum yanma 7 × 10 5 il, karbon yanma 600 il, neon yanma 1 il, oksigen yanma 6 ay və silikon bir gün yanacaq. Silisium dəmirə birləşdirildikdən sonra daha çox qaynaşma baş vermir, çünki dəmir birləşməsi sərbəst buraxıldığından daha çox enerji tələb edir. Bu səbəbdən nüvə süpernova adlanan bir partlayış nəticəsində çox böyük miqdarda enerji buraxır və sərbəst buraxır. Partlayışdan qalan dağıntıların mərkəzində inanılmaz sıx bir neytron ulduzu var. Ulduz kifayət qədər böyükdürsə, neytron ulduzu daha da çökəcək və qara dəlik əmələ gətirəcəkdir.


Mövzu: Ulduzların daxili quruluşu. konvektiv və radiasiya zonaları

tamam, əsas ardıcıllıqdakı ulduzların daxili quruluşunu daha yaxşı anlamağa çalışıram ki, onları uyğun şəkildə modelləşdirə bilim.

Anladığım budur ki, 3 əsas qat var:

1) Ulduz nüvə - ən ağır elementlər, birləşmə və / və ya cazibə büzülməsi yolu ilə enerji istehsal edir

2) Konvektiv qat - konveksiya ilə xaricə istilik ötürür

3) Radiativ təbəqə - istiliyi elektromaqnit şüalanma ilə xaricə ötürür


Sualım 2) və 3) arasındakı tarazlığa aiddir. Http://www.liebertonline.com/doi/pdf saytındakı əla astrobiologiya astarından. ast.2006.6.735, səhifə 11-də (79-dan) bir ulduzun daxili olaraq laylandığını öyrənirəm:

& lt 0.8 Günəş Kütlələri: əsas - & gt konvektiv təbəqə (radiasiya təbəqəsi yoxdur)

0,9 - 4,0 Günəş Kütlələri: əsas - & gt radiasiya təbəqəsi - & gt konvektiv təbəqə

& gt 4.0 Günəş Kütlələri: əsas - & gt konvektiv təbəqə - & gt radiasiya təbəqəsi


Sualım budur. niyə 4.0 günəş kütlələrində konvektiv və amp radiasiya qatının sırası dəyişir?

0.8-dən 4.0 kütlələrə qədər daxili radiasiya qatının pct olaraq böyüdüyündən və nəticədə xarici konvektiv təbəqəni sıxışdırdığından şübhələnirəm. Ancaq sonra 4.0 kütləsində bəzi yüksək temperaturlu fizikaya əsaslanan yeni konvektiv təbəqə əmələ gəlir.

Bu dinamikaya dair hər hansı bir fikir qiymətləndiriləcəkdir!

Scholarpedia-dan bu məqaləyə baxın: Ulduz konveksiya simulyasiyaları

Yeri gəlmişkən, atmosfer modelləriniz necə inkişaf edir?

Scholarpedia-dan bu məqaləyə baxın: Ulduz konveksiya simulyasiyaları

Yeri gəlmişkən, atmosfer modelləriniz necə inkişaf edir?

Bağlantı üçün təşəkkürlər, yoxlayacağam.

Əvvəlcə digər komponentlərin yerinə yetirilməsinə ehtiyac tapdığım üçün atmosfer modellərim kənara qoyuldu. Xahiş etdiyiniz üçün təşəkkür edirik! HITRAN məlumatlarını istifadə edərək udma spektrlərinin modelləşdirilməsində çox irəliləmişəm (bu ipucu üçün təşəkkür edirəm). Bununla birlikdə, tonlarla birləşmə (əksərən atmosfer) üçün dövlət tənliklərini modelləşdirən dovşan çuxurunu yudum, amma bu da çox yaxşı oldu. İndi onlayn tapmaq çox çətin olan onlarla birləşmə üçün kifayət qədər dəqiq faz diaqramlarını modelləşdirə bilərəm.

İndi həqiqətən müxtəlif kütləvi cisimlərin quruluşlarını modelləşdirmək istəyirik və ilk növbədə ən sadə halda - yəni əsas ardıcıllıq ulduzları ilə başlamağa qərar verdim. Bu cisimləri tənzimləyən daxili fizika, onları ayrı-ayrı kateqoriyalara ayırmağı olduqca asanlaşdırır ki, mənə yalnız birincil xüsusiyyətlər (kütlə) verilirsə, bir çox ikinci dərəcəli xüsusiyyətlərini (radius, temp və s.) Qiymətləndirə bilərəm.

GUI çərçivəsini ulduzlar üçün hazırladıqdan sonra, onu planetlər kimi daha mürəkkəb bir şey üçün istifadə etmək çox az səy göstərməlidir.

Ancaq əslində ən böyük problem bu səylərin hamısını real işimlə indiki oyun bağımlılığım arasında çalışmaqdır: P

Düzgün xatırlayıramsa, konveksiyaya sahib olmaq üçün, enerji axınının sıxlığa nisbəti müəyyən olmalıdır. Kiçik ulduzlarda sıxlıq olduqca azdır, buna görə konveksiya baş verir, ancaq böyüdükcə nüvə konvekt üçün çox sıx olur. Dediyiniz kimi, ulduz böyüdükcə radiasiya zonası konvektiv zonanı sıxışdırır. Böyük ulduzlara çatmağa başladığınız zaman enerji axını sıxlıqdan daha sürətli artmağa başlayır və daxili konveksiya zonasının yaranmasına səbəb olur.

Baxmadığımdan bəri uzun müddətdir, buna görə çox səhv ola bilərdim. Təəssüf ki, astrofizika mətnim bu dəqiqə doludur, yoxsa axtardım.

Bu yeniləmə üçün təşəkkür edirik. Buna davam et!

Düzgün xatırlayıramsa, konveksiyaya sahib olmaq üçün, enerji axınının sıxlığa nisbəti müəyyən olmalıdır. Kiçik ulduzlarda sıxlıq olduqca azdır, buna görə konveksiya baş verir, ancaq böyüdükcə nüvə konvekt üçün çox sıx olur. Dediyiniz kimi, ulduz böyüdükcə radiasiya zonası konvektiv zonanı sıxışdırır. Böyük ulduzlara çatmağa başladığınız zaman enerji axını sıxlıqdan daha sürətli artmağa başlayır və daxili konveksiya zonasının yaranmasına səbəb olur.

Baxmadığımdan bəri uzun müddətdir, buna görə çox səhv ola bilərdim. Təəssüf ki, astrofizika mətnim bu dəqiqə doludur, yoxsa axtardım.

Sıxlıq barədə səhv etdiyinizi düşünürəm. Əsas ardıcıllıq mərhələsində daha kütləvi ulduzlar daha az sıxdır. Daha az sıxlıq, radiasiyanın daha asanlıqla qaçması deməkdir və nəticədə nisbətdə daha böyük bir radiasiya zonası var. Kiçik K və M ulduzlarının içərisindəki daha çox sıxlıq onları radiasiya yayılmasına qarşı daha davamlı edir, buna görə də konveksiya ulduz boyunca davam edir. Konveksiya əks halda şişelenmiş qalacaq bir çox istiliyi hərəkətə gətirir.

Astrofizikada bir çox əks fikir var. Bir neçə il əvvəl Ken G və başqalarının müvafiq fizikanı qırdıqları və müxtəlif veb saytlarda və bəzi dərsliklərdə çoxlu səhv məlumatlara qarşı çıxdıqları bu mövzuya baxın.

Etiraf edəcəm ki, oturub qüvvələri bəzi ilkin hesablamalarla diqqətlə təhlil edənə qədər bu mövzuda olan bəzi açıqlamalar məni çaşdırdı.

Sıxlıq barədə səhv etdiyinizi düşünürəm. Əsas ardıcıllıq mərhələsində daha kütləvi ulduzlar daha az sıxdır. Daha az sıxlıq, radiasiyanın daha asanlıqla qaçması deməkdir və nəticədə nisbətdə daha böyük bir radiasiya zonası var. Kiçik K və M ulduzlarının içərisindəki daha çox sıxlıq onları radiasiya yayılmasına qarşı daha davamlı edir, buna görə də konveksiya ulduz boyunca davam edir. Konveksiya əks halda şişelenmiş qalacaq bir çox istiliyi hərəkətə gətirir.

Astrofizikada bir çox əks fikir var. Bir neçə il əvvəl Ken G və başqalarının müvafiq fizikanı qırdıqları və müxtəlif veb saytlarda və bəzi dərsliklərdə çoxlu səhv məlumatlara qarşı çıxdıqları bu mövzuya baxın.

Etiraf edəcəm ki, oturub qüvvələri bəzi ilkin hesablamalarla diqqətlə təhlil edənə qədər bu mövzuda olan bəzi açıqlamalar məni çaşdırdı.

İndi məni vikidə axtarmağa məcbur etdin

Wiki, konveksiyaya imkan verən böyük bir istilik gradiyanı olduğunu söyləyir. İsti qazın soyumasından daha tez yüksəldiyiniz təqdirdə, həmişə ətrafından daha isti olarsa, kütləvi bir axın verərək yüksəlməyə davam edəcəkdir.

Görəsən nəyi düşünürdüm?

Günəş üçün ulduz konveksiyası üçün yaxşı bir əlaqə:

Aşağıya yaxınlaşın, şəkil 9.4.

Burada Günəşin istilik keçiriciliyinin konveksiya deyil, keçiriciliyi təmin etmək üçün zəruri olan minimum keçiriciliklə müqayisə etdiyini görə bilərsiniz.

Aşağı temperaturda metallar şüalanmanı güclü şəkildə absorbe edir, buna görə istilik keçiriciliyi zəifdir və istilik yalnız adiabatik konveksiya ilə çıxa bilər.

Temperatur artdıqca, metallar tamamilə ionlaşır və ağır metal nüvələri qalaraq sərbəst elektronlardan səpələnməklə yalnız zəif udma əmələ gətirir. Beləliklə, Günəşdə təqribən 2 milyon kelvin temperaturunda taxoklin var.

Günəş üçün ulduz konveksiyası üçün yaxşı bir əlaqə:

Bu əla bir əlaqədir. Sualımın mərkəzində duran yüksək kütləli ulduzlarda nüvə konveksiyasının səbəbini müzakirə edir.

İndi oxumalı və öyrənməliyəm!

Bu əla bir əlaqədir. Sualımın mərkəzində duran yüksək kütləli ulduzlarda nüvə konveksiyasının səbəbini müzakirə edir.

İndi oxumalı və öyrənməliyəm!

0,8 günəş kütləsi və radiasiya nüvəsi üçün 4,0 günəş kütləsi təxminlərinin hər ikisinin kobud səhv olduğunu düşünməliyəm. 0,25 günəş kütləsi və 1,2 günəş kütləsi kimi rəqəmləri daha çox görmüşəm.

Həqiqətən, Günəş üçün d ln (P) / d ln (T) cədvəlini nəzərdən keçirin.

Günəşin içərisinə yaxınlaşdıqda, takoklindəki nisbət 2,5-dən (adiabatik konveksiyanın keçiriciliyi keçdiyi yerdən) yüksəlməyə başlayır və dik şəkildə təxminən 5-ə yüksəlir. Ancaq sonra yenidən düşür və mərkəzdə 3-ə çatır.

Düşmənin bir səbəbi metalların daha çox ionlaşdırılmasından sonra sərbəst elektronlardan çıxan zəif səpələnmənin əlavə temperatur artımı ilə yatırılmamasıdır. Füzyonun baş verdiyi Günəşin içərisindən güclü, cəmlənmiş bir istilik axını var, buna görə də istilik istiliyi ötürməkdə çətinlik çəkir.

Günəşdən biraz daha kütləvi və daha isti bir ulduz üçün mərkəzin yaxınlığında cəmlənmiş istilik axını, kondtonun maksimum sürətlə baş verdiyi d ln (P) / d ln (T) nisbətini 3 ilə 2,5 arasında qiymətləndirmək üçün kifayətdir. və konveksiya ilə tutulur. Bu kütlə üçün təxmin 1,2 günəşdir.

Bu yeniləmə üçün təşəkkür edirik. Buna davam et!

Gui ilə bir əyləncəli məşq, təxmin edilə bilən və ya ölçülə bilən ikinci dərəcəli dəyərləri idarə etməkdir. Məsələn, bir ulduz üçün radius, səth temperaturu və amp parlaqlığı birbaşa ölçülə bilər və ya digər ölçmələrdən (kütlə kimi) qiymətləndirilə bilər. İkincil dəyərlərin necə qiymətləndirildiyi (ölçülməzsə) söz mövzusu obyektin sinfindən çox asılıdır. Bir cismin radiusunu kütlədən qiymətləndirmək üçün düsturlar, yer üzündə bir planet, qaz nəhəngi, qəhvəyi cırtdan, ulduz və s. Haqqında danışdığınıza görə çox fərqlidir.

Beləliklə, çətinlik, sahib olduğunuz dəyərləri daxil etməyinizə imkan verir və sonra qalan hissəni sözügedən bədən növünə görə hesablayır.

Nəticədə standart müşahidə məlumatlarını daxil edə bilmək və daha sonra avtomatik olaraq daha ətraflı məlumat əldə etmək istərdim. Misal üçün:

1) ulduzun parlaqlığı = kütlə, radius, temperatur, əsas ardıcıllıq ömrü

2) planetin radiusu & amp; orbital dövrü = yarım böyük ox, effektiv temperatur və bütün ümumi birləşmələrin gözlənilən fiziki vəziyyətləri

3) # 2 üstəgəl planet kütləsi = planetin ümumi tərkibi (əsas və mantiya ilə su)

Nəticədə standart müşahidə məlumatlarını daxil edə bilmək və daha sonra avtomatik olaraq daha ətraflı məlumat əldə etmək istərdim. Misal üçün:

1) ulduzun parlaqlığı = kütlə, radius, temperatur, əsas ardıcıllıq ömrü

Buradakı degenerasiya sayəsində. Hertzsprung-Russell diaqramı iki ölçüyə malikdir və parlaqlıq birdir. Bəli, əksər ulduzlar (sayına görə) əsas ardıcıllıqdadır - lakin əsas ardıcıllıq cırtdanlar nəhənglərlə eyni parlaqlığa malikdirlər (kütləsi azdır).

Buradakı degenerasiya sayəsində. Hertzsprung-Russell diaqramı iki ölçüyə malikdir və parlaqlıq birdir. Bəli, əksər ulduzlar (sayına görə) əsas ardıcıllıqdadır - lakin əsas ardıcıllıq cırtdanlar nəhənglərlə eyni parlaqlığa malikdirlər (kütləsi azdır).

Radiasiya temperatur qradiyenti (fotonların enerjini temperatur təpəsindən aşağı daşımasına icazə vermək üçün lazım olan) belə görünür:

burada A sabitdir və A miqdarı */ T ^ 3 & quotradiative keçiricilik & quot və məhsul kimi qəbul edilə bilər dır,-dir,-dur,-dür tərs foton sərbəst yol deməkdir. Bu tələb olunan temperatur qradiyenti adiabatik temperatur qradiyentindən bir qədər də dik olursa, səmərəsiz radiasiya ötürülməsi konveksiya yolu ilə (ümumiyyətlə) yüksək effektiv ötürülməyə keçir.

Əgər nisbəti (sıxlıq / T ^ 3) ulduzda çox dəyişməyən bir kəmiyyət olaraq kənara qoysaq (hər ikisi də ulduzun mərkəzinə doğru böyüdükləri üçün), onda şüalanma qradiyentinin təyin olunmasında ən vacib iki kəmiyyət qeyri-şəffaflıq (sıxlıq * T ^ <- 3.5> ilə mütənasib) və tələb olunan radiasiya axını. Hər ikisi də böyük olarsa, nəticədə tələb olunan radiasiya temperaturu gradyanı adiabatik olanın üstünə itələyəcək və konveksiya vəziyyət olduğu müddətdə nəticə verəcəkdir.

Kiçik kütləli əsas ardıcıllıq (MS) ulduzlarında sıxlıq yüksək və temperatur nisbətən aşağıdır, bu da böyük radiasiya şəffaflığına üstünlük verir (və yüksək kütləli MS ulduzlarında bunun əksinə). Orta və yüksək kütləli MS ulduzlarında hidrogen birləşməsində CNO dövrü üstünlük təşkil edir ki, çox yüksək temperatur həssaslığı səbəbindən ulduzun nüvəsində böyük bir radiasiya axını əmələ gətirir (M & lt 1.25 günəş kütləsi üçün hidrogen birləşməsi PP zənciri üstünlük təşkil edir. daha kiçik bir temperatur həssaslığına malikdir və bu səbəbdən nüvələrində o qədər də böyük radiasiya axını tələb olunmur).

Beləliklə, M & lt 0.3 Msun ulduzlarındakı PP zənciri ilə hidrogeni birləşdirən tam konvektiv ulduzlardan, qaz şəffaflığı azaldıqca artan kütlə ilə (mərkəzdən kənara) daim böyüyən radiasiya nəqliyyat zonası olan daha yüksək kütləli ulduzlara gedirik. (çünki kütlə artdıqca sıxlıqlar daha az və temperatur daha yüksəkdir). Günəşimiz hidrogenləri PP zənciri ilə birləşdirir (L-nin% 98-i) və mərkəzindən radiusunun% 71-ə qədər uzanan radiasiya zonasına malikdir. Sonra təqribən 1.25 günəş kütləsində mərkəzi temperatur kifayət qədər böyükdür ki, CNO dövrü ulduzun parlaqlığını əvəzləmək üçün PP zənciri ilə rəqabət edir və beləliklə mərkəzi bir konveksiya zonası meydana gəlir. Xarici radiasiya zonası artan kütlə ilə xaricə doğru hərəkət etməyə davam edir (çünki daha kütləvi ulduzlardakı qaz şəffaflığı azalır) və kütlələri 1,5-2 günəş kütləsindən yuxarı olan ulduzlar səthlərinə qədər şüalanma yolu ilə enerji nəql edirlər. Kütlə ilə eyni aralıqda hidrogen birləşmə mexanizmi yüksək radiasiya axını tələbləri ilə CNO dövrünə keçir və beləliklə nüvə konvektiv olur.

Adiabatik temperatur qradiyentinə, eləcə də qaz tərkibindəki dəyişikliklərə və digər detallara aid təsirlər mövcuddur, hansılar ki, ulduzlarda enerjini hansı mexanizmə daşıdığını müəyyənləşdirirlər, lakin yuxarıda göstərilənlər kifayətdir.

Sərbəst elektronun orta sərbəst yolları, fotonun orta sərbəst yollarından daha kiçik olduğu üçün əksər ulduzlarda keçiricilik vacib deyildir.

Spaceman Spiff, bu ətraflı cavab üçün çox təşəkkür edirəm!

Son bir neçə gündə müxtəlif saytlarda ulduz dinamikasına qapıldım, bəziləri sadə, bəziləri daha mürəkkəb və CNO dövrü ilə əlaqəli bir şeyi daha sadə şəkildə izah etmək xoşdur.

İkinci keçid şəffaflığın radiasiya təzyiqindəki rolundan bəhs edir və Opal Şəffaflıq cədvəllərindən dəyərləri interpolasiya etməyin vacibliyini müzakirə edir.

Həm də PP və CNO reaksiyalarının enerji qatqılarını qiymətləndirmək üçün tənliklər təmin edir.

Bu materialın çoxu hal-hazırda başımın üstündədir və çoxu yəqin ki, orada qalacaq, amma problemi məqsədlərim üçün nə qədər modelləşdirməli olduğumu müəyyənləşdirmək üçün kifayət qədər yaxşı başa düşməyə çalışıram.

Güman edirəm ki, ulduzun içindəki r radiusunun fərqli dəyərlərindəki adiabatik və radiasiya təzyiqinin tarazlığını daha yaxşı hesablaya bilmək üçün bir MS ulduzunun temperaturu və amp təzyiq qradiyentinin yaxşı bir modelinə ehtiyacım olacaq.

Xüsusilə, daha ətraflı linkdə deyilir:
& # 8711ad & lt & # 8711rad konveksiyanın baş verməyəcəyi sabitliyi nəzərdə tutur

I hope you don't mind if I revisit this thread with more related questions as I get a firmer grasp on the subject.


Why does the convective core in an intermediate to high mass star shrink? - Astronomiya

When the core hydrogen is used up and no more nuclear fusion occurs, the star’s outer stellar layers expand and the core shrinks. At this point, the star becomes a Subgiant Star . The star’s outer layers continue to expand and the star brightens. The star then becomes a Red Giant Star . In about one billion years, the Sun will begin its Red Giant phase.

So how does the star expand and get brighter if it has ceased to fuse hydrogen in its collapsing core? Helium is left in the star’s core and gravity continues to shrink the core and the surrounding layers. These surrounding layers contain hydrogen the surrounding shell of hydrogen begins to fuse, called Hydrogen Shell Burning . The now red giant star is now larger than out to the orbit of Mars.

Next, helium fusion begins, for which very high temperatures are required.

This occurs when three helium nuclei are fused into one carbon.

The star begins to dim and shrink in size. Now the cycle reverses hydrogen and helium are fused at a tremendous rate. This process takes a few million years. Now the star’s outer layers flow outward from the star, with the star’s core is mostly composed of carbon (from the fusion of the remaining helium into carbon).


Why does the convective core in an intermediate to high mass star shrink? - Astronomiya

The Sun produces a lot of light every second and it has been doing that for billions of years. How does it or any other star produce so much energy for so long? This section will cover how stars produce their energy. Astronomers have known for a long time that the Sun produces a tremendous amount of energy. The first part of this section will try to give you an idea of how much energy it produces. Do not feel bad if you have trouble grasping the amount. It is mind-boggling! There are several ways to generate the amount of energy coming from the Sun. What distinguishes the correct explanation from the other models is how long it can power the Sun.

Solar Luminosity---huge energy output!

Possible Sources of Energy

To find out how long the Sun would last, you need to find out how much energy the Sun has stored in its account and know how fast it makes withdrawals on its account. The amount of time it would last is the amount of energy stored divided by the rate of withdrawal: lifetime = energy stored/consumption rate = E stored/Luminosity. Makes sense, yes? If the Sun could use all of its hydrogen to make water, the chemical reactions would only power the Sun for about 18,000 years. However, the amount of oxygen is much less than the hydrogen, so the chemical reactions can power the Sun for only 30 years.

We need a reaction with a higher efficiency. How about the ultimate in efficiency---a complete matter to energy conversion with 100% efficiency. Such a reaction could power the Sun for 10 13 years. Unfortunately, there are problems with this because the number of heavy particles (protons + neutrons) in the Sun must stay the same and protons are extremely stable---they do not spontaneously change into energy (photons).

Gravitational Contraction Doesn't Power the Sun Long Enough

Until the beginning of this century, this was the idea physicists strongly argued for. This gravitational energy (with an efficiency of 1/10000 of one percent) could power the sun for 30 million years---a nice long time except for the nagging but ever louder criticism of the biologists who needed more time for evolution to occur and the geologists who preferred the idea of an unlimited age for the Earth but would stomach something like a few billion years for the age of the Earth. A good article on the age-of-the-Earth debate is in Elmi Amerika August 1989 pages 90 to 96. Eventually, physicists had to change their minds about the age of the Sun (and Earth) as radioactive dating indicated a 4.6 milyard year age for the solar system and, therefore, the Sun. It was the fact that the Sun could not last long enough being powered by gravitational contraction that motivated the search for nuclear power sources.

Nuclear Fusion Needs Extreme Temperatures and Densities

To get the positively-charged nuclei to fuse together, their electrical repulsion must be overcome (remember that like charges repel and opposite charges attract---something that rarely happens in human interactions). Once the positively-charged nuclei are close enough together (within several 10 -13 centimeters of each other), another fundamental force of nature called the strong nuclear force takes over. It is much more powerful than the electric force and makes the nuclei stick together.

To get those nuclei close enough together requires high temperatures high densities. At high temperatures the nuclei move fast enough to be driven close enough together for them to fuse. The high densities ensure that there are enough nuclei within in a small volume for the collisions to take place at all. The only place these extreme conditions occur naturally is in the cores of stars.

The temperatures in the cores of stars are above the approximately 8 million K needed to fuse hydrogen nuclei together. The amount of repulsion is larger for nuclei with more positive charge so the fusion of elements with greater positive charge requires greater temperatures and densities than that needed for fusing elements with small positive charge. This is why stars fuse hydrogen nuclei before they fuse other nuclei. For example, the fusion of helium nuclei requires temperatures above 100 million K and heavier nuclei require even higher temperatures. You will see in the next chapter that these ultra-extreme conditions occur in the final stages of a star's life cycle after the main sequence stage.

Some Mass is Converted to Energy in Fusion Reactions

In the cores of main sequence stars, four hydrogen nuclei, each with the mass of one proton, are fused together to form a single helium nucleus (two protons and two neutrons) that has a mass of 3.97 times the mass of one proton. An amount of mass equal to 0.03 times the mass of one proton was given up and converted to energy equal to 0.03 × (mass one proton) × c 2 . The efficiency of this reaction is about 4/5 of one percent. The Sun could last for about 10 billion years on hydrogen fusion in its core. This is plenty long enough to satisfy the modern geologists.

Why Stars Use a Complicated Chain Reaction


Three step nuclear reaction chain. Selecting the image will bring up a single frame that summarizes the chain reaction in another window.

Why does nature use a long complicated chain reaction process to fuse four protons into one helium nucleus? Would it not be much simpler if four protons would collide simultaneously to make one helium nucleus? Simpler, but not very likely is the answer. Getting four objects to collide simultaneously each with high enough energy is very hard to do---the chances of this happening are very, very small (as one from a family of 8 boys I can attest to the difficulty of getting just half of us together for a mini-family reunion!). The chances of this type of collision are too small to power the Sun, so nature has found a cleverer scheme. The chances of two particles colliding and fusing is much higher, so nature slowly builds up the helium nucleus.

Nuclear fusion is something of a holy grail for utility companies because it produces no nasty waste products and has the potential of getting more energy out of it than you put in---free energy! Fusion power would use hydrogen (protons) which we have in great abundance and we could in principle supply enough power for every person on the planet (and billions more) to have access to the same amount of power as the average U.S. resident. Unfortunately, the conditions to get fusion to happen are very extreme by our standards. A major problem is containing the very hot gas for extended periods of time to provide a sustained energy source. We have been able to tap the energy of the fusion process with the Hydrogen bomb, but that is a one shot deal. The Hydrogen bomb still needs an atomic bomb trigger to create the extreme temperatures needed for the fusion process. We have also achieved fusion using many extremely high-energy lasers focused on a capsule of hydrogen smaller than your pinky nail (the National Ignition Facility uses 192 lasers to blast a capsule with a 4 million joule burst of energy in a microsecond). At least you can get the waste product of the Sun's fusion process for free with solar power collectors. The Sun can have a controlled fusion process and not blow up all at once because of the hydrostatic equilibrium ``thermostat''.

Hydrostatic Equilibrium Controls the Reaction Rates

Now suppose the nuclear fusion rate speeds up for some reason. Then the following sequence of events would happen: 1) the thermal pressure would increase causing the star to expand 2) the star would expand to a new point where gravity would balance the thermal pressure 3) but the expansion would lower the temperature in the core---the nuclear fusion rate would slow down 4) the thermal pressure would then drop and the star would shrink 5) the temperature would rise again and the nuclear fusion rate would increase. Stability would be re-established between the nuclear reaction rates and the gravity compression.

A similar type of scheme would occur if the nuclear fusion rate were to slow down for some reason. The fusion rate stays approximately constant for stars that are fusing hydrogen to make helium + energy in the core. Once the hydrogen fuel in the core has been used up, hydrostatic equilibrium can no longer stabilize the star. What happens next will have to wait until I talk about stellar evolution.

Xülasə

B. To overcome the mutual electrical repulsion of positively-charged nuclei, a star needs extremely high temperatures and densities. These conditions are found only in the core of a star. Under these extreme conditions, particles move fast enough to get close enough for strong nuclear force to overcome electrical repulsion. Repulsive force increases with more positive charges. Hydrogen is fused first because it requires less extreme conditions, than the fusion of more massive nuclei.

C. Stars use a chain process to fuse four hydrogen nuclei to create one helium nucleus. A chain process is much more probable than a process that fuses four hydrogen nuclei simultaneously. Most stars use a proton-proton chain that is described in the animation above. Stars with enough mass will also use the ``Carbon-Nitrogen-Oxygen chain'' process. The net process is the fusion of four hydrogen nuclei to make one helium nucleus plus some energy.

D. The balance between gravity compression and outward thermal pressure controls the rate of the nuclear fusion reactions. The star does not blow up like a bomb.