Astronomiya

Bir ulduzun həyat dövrünün əvvəlindəki enerji (nüvə reaksiyalarından əvvəl) haradan qaynaqlanır?

Bir ulduzun həyat dövrünün əvvəlindəki enerji (nüvə reaksiyalarından əvvəl) haradan qaynaqlanır?

David Christian'ın Zaman Xəritələri, ilk ulduzların kainatı meydana gətirən dağınıq hidrogen və helium buludlarından meydana gəlməyə başladığı dövr haqqında bunları söylədi:

Öz çəkisi ilə hidrogen və helium buludları öz-özünə çökməyə başladı ... Cazibə qüvvəsi hər buludu daha da kiçik boşluqlara yığarkən mərkəzdə təzyiq artdı. Artan təzyiq, artan temperatur deməkdir və buna görə də azaldıqca hər qaz buludu istiləşməyə başladı (~ Kindle yeri 1469).

Anlama üzərində işlədiyim hissə "Təzyiqi artırmaq istiliyin artması deməkdir." Təzyiqin özü molekulların istiləşməsinə səbəb olurmu? Yoxsa cazibə qüvvəsi onları buludun mərkəzinə tərəf çəkəndə hissəciklərin topladığı kinetik enerjidir? Yoxsa buradakı fenomen vahid kütlə başına artan enerjidən başqa bir şeydir?

Əlbətdə ki, ulduzda nüvə zənciri reaksiyası başladıqdan sonra enerjinin haradan gəldiyini anlamaq çətin deyil. Bundan əvvəl danışıram.


Bu əsas termodinamikadır.

Bir qazı sıxarkən ona enerji vurursunuz. Velosipedinizdəki təkərləri şişirmək üçün istifadə etdiyiniz nasos barədə düşünün. Pistonu hərəkətə gətirmək üçün bir az güc lazımdır, elədir? Bu səy sərf olunmur, birbaşa nasosdakı havaya gedir. İndi havanın daha çox enerjisi var.

Bəs enerjini qoyduğunuzda qaza nə olur? Moleküllər daha sürətlə titrəyir. Yaxşı, daha sürətli titrəmə əsasən daha yüksək temperaturun tərifidir. Qaza daha çox enerji qoyaraq onun temperaturunu artırırsınız.

Əslində velosiped nasosunun tez və güclə pompalasanız istiləşdiyini söyləyə bilərsiniz - bu özünüzdə yaşaya biləcəyiniz bir şeydir.

Ulduzlarla eynidir - bütün ulduz "velosiped pompası" və cazibə qüvvəsi pistonu itələyəndir. Cazibə qüvvəsi altında sıxılma (büzülmə) sayəsində qaz getdikcə daha qızarır. Bir ulduzun bir çox Cazibə enerjisinə sahib olduğu ortaya çıxdı, buna görə qaz ÇOX isti ola bilər.

Bəli, bəli, molekulların ulduzun cazibə quyusuna düşmə sürətini artırması onları daha sürətli hərəkətə gətirir. Daha sürətli hərəkət edən molekullar = daha yüksək temperatur. Doğrudan da olduqca sadə bir fenomen.


Tarixən cazibə sıxılmasının, nüvə fizikasının kəşfindən əvvəl ulduzlar üçün əsas enerji mənbəyi olduğu düşünülürdü. Helmholtz və Lord Kelvin bu fərziyyəni 1800-cü illərdə təklif etdilər.

Hər hansı bir qazın təzyiq-istilik əlaqəsi əvvəlcə Gay-Lussak qanunu olaraq bilinirdi. İndi bilirik ki, təzyiq, temperatur, həcm və müxtəlif enerji növlərini birləşdirən daha ümumi fenomenlərin (ideal qaz qanunu) xüsusi bir vəziyyətidir.

P-T əlaqəsinin möhtəşəm bir tətbiqi, sadəcə bir pistonu həqiqətən güclü bir şəkildə vuraraq kiçik pambıq və ya kağız parçalarını alovlandıra bilən "atəş pistonu" və ya "atəş şprisi" dir (son dərəcə güclü sıxılma = böyük temperatur artımı). Bu kimi bəzi videoları Youtube-da axtarın:

https://www.youtube.com/watch?v=4qe1Ueifekg


"Düşünməyi" nümayiş etdirən maraqlı sual. Anlayışımla izah etməyə çalışaraq vuracağam.

Birinci hissə, müəyyən bir nöqtəyə qədər davam edəcək həqiqət üçün ideal qaz qanunlarını saxlayır. Ulduz buludu ideal qazların qanunlarına tabe olduqda qazın temperaturu aşağıdakı kimi təsvir edilə bilər: $$ PV = nRT = NkT $$

Budur $ P $ təzyiq, $ V $ həcm, $ T $ temperatur, $ N $ Avogadro nömrəsi və $ k $ Boltzmann sabitidir. ($ n $ molların sayı və $ R $ qaz sabitidir).

Bu əlaqə göstərir ki, bir ulduz buludu ağırlığı altında çökəndə həcm azalır və beləliklə təzyiq və / və ya temperatur artır. Bu əlaqə, bir çox atomun bir yerə yığıldığı, ancaq fiziki olaraq qarşılıqlı təsir bağışlamadığı statistik əlaqəyə əsaslanır. Artan temperatur və bu səbəbdən atomların artan kinetik enerjisi, həcm azaldıqda atomların bir-biri ilə daha tez-tez toqquşma şansının artması ilə əlaqədardır. İdeal qaz qanunu ilk temperatur artımını atomların kinetik enerjisinin artması ilə izah edir.

Zəncirvari reaksiya ilk dəfə ideal qaz qanunu tətbiq olunmayanda ortaya çıxır. Böyük bir ulduz buludunun daha da dağılması buludun mərkəzinin təzyiq səviyyələrinə çatmasına, atomların fiziki olaraq qarşılıqlı təsir göstərməsinə və qazın plazmaya çevrilməsinə səbəb olur. Əvvəlcə nüvə birləşməsi başlayacaq.

Bu sualınıza cavab verir.

Hörmətlə, MacUserT


Geri qayıtmaq Cümə axşamı: Ulduzlar Nə qədər Yanacaq tükənir?

Nə vaxtsa bir ulduzun özəyində yanacaq tükənir. Sonra nə?

"İnsan şirkəti sevir - yalnız kiçik bir yanan şamdan olsa belə."
–Ceorg C. Lichtenberg

Normalda ulduz təkamülünü, yanan ulduzları ani bir şey kimi düşünürsən. Bir an, Günəşimiz kimi bir ulduz var, hidrogenini helyuma yandırır, daha sonra daha ağır elementləri yandıran nəhəng bir ulduza sahib olursunuz və nəhayət, ulduzun ömrünün sonuna kimi fəlakətli vuruşlarını alırsınız. xarici təbəqələrini xaric edir və daxili nüvəsi, hansı ulduz növünə bağlı olaraq ya yığılır, ya da çökür.

Hər iki halda da, fərqli mərhələlərə sahibsiniz və aralarında bir çox keçid (görünən) yoxdur.

Həm baş verdiyini, həm də necə baş verdiyini anlamaq istəyiriksə, bir ulduzun yanmasının başlanğıcından sonuna qədər həyatının bütün hekayəsini izah edə bilərik.

Başlamaq üçün bizə yeni doğulmuş bir ulduz lazımdır. Yalnız bunlar öz-özünə olmur: onları tapmaq üçün yeganə yer nəhəng qruplardadır!

Gənc bir ulduz qrupunda (yuxarıdakı NGC 265 kimi), orada ən kütləvi, ən isti O-and-B sinif ulduzlarından on (və ya hətta yüzlərlə) dəfə çox olan ən müxtəlif kütlələrin ulduzları var. Günəşimiz, ən aşağı kütləyə, ən qırmızı və qaranlıq M sinif ulduzlarına qədər. (Orada da bir neçə dəfə daha çox "uğursuz ulduzlar" var, amma bu başqa bir dəfə bir hekayədir.)

Bu ulduzlara sahib olduqları rəng və parlaqlığı verən nədir?

Flippant cavab "onların kütləsi" olacaq, amma həqiqət bir az daha nüanslı və bir az daha aydındır.

Görürsən, bu ulduzların parıldamasının səbəbi bütün nüvələrində meydana gələn nüvə birləşməsi olduğu üçün. Ən kiçik kütlə M sinifindəki ulduzda da 25.000 Yerin ekvivalenti olan böyük kütlələrdən sonra protostarlara birləşərək böyük dərəcədə istiləşdikdən sonra nüvələrdəki sıxlıq və temperatur öz-özünə dayanıqlı bir nüvə sintezi reaksiyasını alovlandırmaq üçün kifayətdir. .

Ulduzu qırmızı və zəifdən fərqli olaraq bu qədər mavi və parlaq edən şey arasındakı əsas fərqlər içəridəki istiliklə hər şeylə əlaqəlidir! Məsələn Günəşin içərisində ən çox nüvədəki istilik 15 civarındadır milyon Kelvin və nüvə birləşməsi orada bir qədər sürətli olur.

Ancaq uzaqlaşdıqca, temperatur azalır, ancaq birləşmə nisbəti azalır dözərək temperaturla! Nə vaxt ki, Günəşdən 25% çıxırıq, temperatur iki dəfədən az düşmüşdür, amma birləşmə nisbəti 1% -dən az nəyin əsasını təşkil edir!

Bu səbəbdən istiliyi Günəşin yarısı qədər ola bilən bir ulduz yaşaya bilər yüzlərlə kimi uzun və inanılmaz dərəcədə isti bir ulduz - R136a1 kimi (aşağıdakı qrupun mərkəzində) 260 dəfə Günəş kütləsi - Günəşimiz olduğu müddətdə% 0,1-dən az yaşayacaq.

İndi, ilk doğulduqları zaman ulduzlar arasındakı fərq budur. Ancaq yaşadıqları və yanacaqları ilə yandıqca içərisində tükənmiş yanacaq olan bölgələr dağılmağa başlayır. Cisimlərin həcmini dəyişdirmək üçün bir sıra fərqli yollar var ki, çökmə adiabata olaraq baş verir, yəni entropiya sabit qalır, lakin temperatur yüksəlir ulduzun içində! Və bu həm deməkdir a daha böyüknüvənin ətrafındakı bölgə, o vaxt yanan hər hansı bir yanacağı birləşdirə bilər və eyni zamanda qaynaşma dərəcəsi yüksəlir.

Baş verən hər şeyə əlavə olaraq, bu, ulduzların temperaturu və parlaqlığının yaşlandıqca hamısının tədricən yüksələcəyi gözlənilir.

Zamanla baş verənlər, çıxması lazım olan müəyyən miqdarda radiasiya təzyiqinin olmasıdır bütün təbəqələr ulduzun cazibə çökməsinə qarşı dayanması üçün. Günəş sabit bir radiusdur, çünki xarici radiasiya təzyiqi səth (təxminən) daxili cazibə qüvvəsi ilə eynidir. Ancaq bir ulduzun nüvəsi olduqda - və bu doğrudur hər hansı ulduzdakı qat - yandığı yanacaqdan tükənir, radiasiya təzyiqi sürətlə azalır və cazibə qüvvəsinə qarşı itirməyə başlayır.

Burada iki seçim var: ya nüvə daha çox qaynaşma yandırmaq üçün kifayət qədər istiləşə bilər və istiləşə bilər - istər hidrogen, istər helyum, istərsə də ən kütləvi ulduzlar halında, karbon birləşməsi və digərləri - ya da təsirsiz qala bilər, çünki edə bilməz yanacağın növbəti mərhələsini yandırmaq üçün kifayət qədər qızdırın, bu vəziyyətdə ulduzun sonu yaxınlaşır.

Helyum nüvəsinin meydana gəlməsi çox vaxt aparır - hətta ən kütləvi ulduzlarda milyonlarla il - və helium yanması hidrogen yanmasının etdiyi vaxtın bəlkə də 10% -ni alır. Karbon yanmasına nail olan ulduzlarda, nüvədəki ilk karbon birləşməsindən dəmir daxili nüvəyə bir supernovaya səbəb olana qədər olan zaman ölçüsü min illər, və daha çox deyil. Hekayənin bu hissəsi sürətli!

Əslində, Günəşə bənzər bir ulduzun daxili nüvəsi mərkəzi bölgəsində hidrogen yanacağı bitdikdən sonra - 5-7 milyard il içində öz Günəşimizə gələcək bir şey - əvvəlcə subgiant bir ulduza çevriləcəkdir. helyumu alovlandırmadan və qırmızı nəhəng olandan əvvəl yüz milyonlarla il qalacaq. Ancaq tabe olmağın ilk addımı, əsas ardıcıllığı yaxşılığa tərk edəcəyi zamandır.

Bundan sonra, bütün digər addımlar nisbətən sürətlidir, çünki "əsas ardıcıllıq" buna görə adlandırılır: bütün ulduzların ömürlərinin əsas miqdarı.

Daha yüksək kütləli bir ulduzun içərisində temperatur hər şeydir və konveksiya elementləri kifayət qədər yaxşı qarışdırmaq üçün çox yavaşdır. Buna görə Günəşimizin özündə yaradan heliumun da milyardlarla ildən sonra birləşmə reaksiyalarının söndürülməsinə kömək edəcəkdir ki, bir ulduzun bütün nüvəsinin içində yeni elementlərin dövriyyəsi üçün yüz milyardlarla il lazım olacaqdır. (Bir şey edir baş verir, ancaq yalnız M sinifindəki ulduzlarda.)

Və həqiqətən də ulduzlu təkamül belə baş verir: çoxumuzun anladığından daha çox "birdən-birə" yaxın!


Ölməzdən əvvəl nəhəng bir ulduzun içinə baxın

Nəhəng bir ulduzun içəri əsməzdən əvvəl. Element təbəqələri hamısı bir-birinə yığılmış, hamısı birləşmiş, hamısı çılğındır. Kredit: R. J. Hall

Kainatdakı ən böyük ulduzlar, kosmosda məskunlaşmaq üçün ən cəlbedici bir sıra obyektlərdir. Həqiqətən də, nəhəng ulduzlar on illərdir, xüsusən ömrünün sonuna yaxınlaşdıqları zaman tam izahı rədd etdilər.

Ulduzlar özlərini nüvə qaynaşması ilə gücləndirir, daha yüngül elementlərin birləşməsindən ağır olanlarına. Bu proses geridə bir az əlavə enerji qoyur. Çox deyil, ancaq bu birləşmə reaksiyaları hər saniyədə milyonlarla və ya milyard dəfə baş verdikdə, bir ulduzun milyonlarla və ya milyardlarla il işlək vəziyyətdə qalması kifayətdir.

Atəşin altındakı küllər kimi, nüvə reaksiyalarından qalan qalıqlar da ulduzun özəyinə batır və bu bölgədə yeni reaksiyaların meydana gəlməsini və qarşısını alır, birləşmənin ətrafındakı bir qabıqda meydana gəlməsini məcbur edir.

Başlanğıcda ulduzlar, helyumun nüvədə yığılması və hidrogen birləşməsinin bir qabığa keçməsi ilə ən yüngül element olan hidrogeni helyuma birləşdirir. Ancaq temperatur və təzyiqlər kritik bir sıxlığa çatdıqda, ulduz helyumu yandıra bilər ki, bu da nüvədəki karbon və oksigenə çevrilir, onu əhatə edən helyum birləşməsi və onu əhatə edən bir hidrogen yanan təbəqə.

Ulduzları ömrünün sonlarına yaxın silikon, maqnezium, karbon, oksigen, helium və hidrogen birləşmələri ilə əhatə olunmuş nüvəli nəhəng bir plazma soğanını meydana gətirirlər.

Ulduzlar dəmiri enerjisini itirmədən daha ağır bir şeyə birləşdirə bilmirlər, buna görə qatar dayanır. Bir dəfə belə olduqda, ulduz həmin soğan təbəqəsini içəriyə çevirir və möhtəşəm bir supernova partlaması nəticəsində ölür.

Bu mürəkkəb soğan təbəqəsi vəziyyəti qısadır - milyonlarla illik həyatdan sonra bu quruluş yalnız təxminən 15 dəqiqə ərzində görünəcəkdir.


Ulduzlar niyə parlayır?

[/ başlıq]
Qaranlıq bir gecədə çöldə baş çəkin və gecə səmasına baxın. Parlaq şəhər işıqlarından uzaq olsanız və açıq bir gecə olsanız, gecələr parlayan gözəl ulduzları görməlisiniz. Təsəvvür edin, bu ulduzlardan gələn işıq, işıq illərini kosmosdan keçərək gözlərinizə çatdı. Bəs ulduzlar niyə ümumiyyətlə parlayır? İşıq haradan gəlir?

Bütün ulduzlar və öz Günəşimiz yalnız bir nümunədir, öz cazibə qüvvələri ilə bir araya gələn isti parlaq plazma toplarıdır. Və bir ulduzun cazibəsi çox sıxdır. Ulduzlar davamlı olaraq özlərini içəri sındırırlar və bunun cazibə sürtünməsi içərilərin istiləşməsinə səbəb olur. Günəş kimi bir ulduz səthində sadəcə 5.800 Kelvindir, amma nüvəsində 15 milyon Kelvin ola bilər; indi çox isti!

Ulduzun nüvəsindəki sıx təzyiq və temperatur nüvə birləşmə reaksiyalarının baş verməsinə imkan verir. Hidrogen atomlarının helyum atomlarına birləşdirildiyi yerdir (bir neçə mərhələdən keçərək). Bu reaksiya qamma şüaları şəklində çox miqdarda enerji buraxır. Bu qamma şüaları ulduzun içərisində qalır və ulduzun cazibə büzülməsinə qarşı kənara itələyirlər. Bu səbəbdən ulduzların müəyyən bir ölçüyə sahib olduqları və müqavilə bağlamağa davam etmədikləri & # 8221; Qama şüaları ulduzun içərisinə tullanır, çıxmağa çalışır. Bir atom tərəfindən udulur və sonra yenidən yayılırlar. Bu saniyədə dəfələrlə baş verə bilər və tək bir fotonun ulduzun özəyindən səthinə çıxması 100.000 il çəkə bilər.

Fotonlar səthə çatdıqda enerjilərinin bir hissəsini itirdilər, göründükləri qamma şüaları deyil, görünən işıq fotonları oldular. Bu fotonlar Günəşin səthindən sıçrayır və düz bir şəkildə kosmosa çıxırlar. Heç bir şeylə qarşılaşmasalar sonsuza qədər səyahət edə bilərlər.

Təxminən 8 işıq ili məsafədə yerləşən Sirius kimi bir ulduza baxdığınızda, 8 il əvvəl ulduzun səthindən ayrılan və kosmosda gəzən fotonları görürsünüz. Fotonların qarşılaşdıqları ilk şey göz bəbəyinizdir.

Bəs ulduzlar niyə parlayır? Çünki nüvələrində çox miqdarda enerji yayan nəhəng füzyon reaktorları var.

Burada Universe Today-də ulduzlar haqqında bir çox məqalələr yazmışıq. Budur astronomların yaratdığı süni bir ulduz haqqında bir məqalə və bu yaxınlarda nüvə birləşməsini öz nüvəsində bağlayan bir ulduz haqqında bir məqalə & # 8217.

Ulduzlar haqqında Astronomiya Oyuncularının bir neçə hissəsini qeyd etdik. İşdə sizə faydalı ola biləcək ikisi var: Bölüm 12: Körpə Ulduzları haradan gəlir və Bölüm 13: Ulduzlar öləndə hara gedir?


Atom Enerjisi

- Nüvə parçalanması ilə bağlı ağlınıza gələn ilk şey nədir?

- Bu cür enerjinin praktik istifadəsini bilirsinizmi?

- Bu enerjiyə görə hər hansı bir risk hiss edirsiniz?

Videonu iki dəfə izləyin (saat 2'ye qədər: 30 "). Əvvəlcə bölünmə prosesinin əsas xüsusiyyətlərini anlamağa çalışın. İkinci dəfə görüşdüyünüz bütün yeni sözləri və ifadələri yazın.

Bu yazını oxuyun, açar sözlərin, uyğun ifadələrin və fərqli rənglərdə yeni konsepsiyaların altını çəkin.

1) Mətnin əvvəlində tapdığınız şəkli təsvir edin: nə göstərir?

2) Ümumiyyətlə parçalanmaya səbəb olan neytronlara "termal neytronlar" deyilir. Niyə?

3) 2-ci səhifənin başlanğıcında bir qrafik tapa bilərsiniz. Bu nə göstərir? Müvafiq xüsusiyyətləri hansılardır?

4) Nüvə bölünməsində nə qədər enerji ayrılır? Bunu yaradan proseslər hansılardır?

Nüvə reaktorları

Nüvə reaktorunun nə olduğunu bilirsinizmi?

Dünyanın hansı ölkələrini nüvə enerjisindən istifadə edərək ən çox enerji istehsal etdiyini bilirsinizmi?

Avropada nüvə enerjisinin əsas istehsalçıları kimlərdir?

İtaliyanın nüvə enerjisindən istifadə ilə bağlı mövqeyini bilirsinizmi?

Sizcə, nüvə enerjisinin əsas müsbət və mənfi cəhətləri nələrdir?

Nüvə reaktorunu araşdırın və aşağıdakı funksiyaların hər biri üçün yazın

Bu veb səhifədə tapdığınız ilk iki bölümü oxuyun, sonra aşağıdakı suallara cavab verin:

- Niyə uranı bir elektrik stansiyasında istifadə edə bilmək üçün zənginləşdirmək lazımdır?

- Reaktorlarda və ya silahlarda istifadə üçün nə qədər zənginləşdirmə lazımdır?

- Kritik kütlə 235U konsentrasiyasından necə asılıdır?

Videonu izləyin və diqqətlə dinləyin. Sonra aşağıdakı suallara cavab verin:

1) Reaktorun "kritik kütləsi" nədir?

2) Yavaş / sürətli bir neytronun 235U nüvəsinə dəyməsi ilə baş vermə ehtimalı nədir?

3) "sürətli reaktor" ilə istilik reaktoru arasındakı əsas fərq nədir?

4) Suyun funksiyası nədir və istilik reaktorundakı kadmiyum nədir?

5) 238Pu nüvə reaktorunda necə istehsal olunur?

6) "Breeder reaktorları" nın İtalyan tərcüməsi "Reattori autofertilizzanti" dir. Bu adın səbəbini izah edə bilərsənmi?

Problemləri həll edin və qısaca hər biri üçün öz mülahizənizi yazın.

Videonu izləyin və müzakirə edin:

1) Bu videonun çatdırmaq istədiyi əsas fikir nədir?

2) Bu fikri təsdiqləmək üçün hansı dəlillər mövcuddur?

3) Nüvə enerjisi istehsalının burada qeyd olunmayan hər hansı bir cəhəti varmı?

Mətni oxuyun və aşağıdakı suallara cavab verin:

1) Hansı fəaliyyətlər radioaktiv tullantılar istehsal edir?

2) Nüvə tullantılarının saxlanması ilə bağlı əsas problem nədir?

3) Bu mətndə təsvir olunan radioaktiv tullantıların saxlanma üsulları hansılardır?

Fəaliyyət

Enerji istehlakı, nüvə elektrik stansiyası istehsalı, uran mədəni istehsalı ilə bağlı kəmiyyət və müasir məlumatları tapmaq üçün vebdə axtarın.

Diqqətinizi Avropaya yönəldə və ya dünyadakı ümumi vəziyyəti təqdim edə bilərsiniz

İstəsəniz, nüvə enerji istehsalına dair italyan mövqeyi ilə də məşğul ola bilərsiniz. Bu seçimlə razısınızmı?

İşinizin nəticəsini göstərən və şərh edən bir video hazırlayın (3-5 dəq).

Tədqiqatınız üçün istifadə olunan veb saytları qeyd edin və etibarlı mənbələrdən istifadə etməyə diqqət yetirin. Üzləşdiyiniz məsələdə şəxsi düşüncənizi ifadə edə bilsəniz yaxşı olar.

Nüvə birləşməsi

Bu yazını oxuyun, açar sözlərin, müvafiq ifadələrin və fərqli rənglərdə yeni konsepsiyaların altını çəkin, sonra aşağıdakı suallara cavab verin

1) Nüvə sintezinin əsas xüsusiyyətləri hansılardır?

2) Birləşmə reaksiyasının komponentləri reaksiyanı tetiklemek üçün yüksək sürətlə toqquşmalıdır. Niyə?

3) Nüvə məcburi enerji əyrisinin xüsusiyyətlərini təsvir edin. Nüvə birləşməsi ilə bağlı hansı məlumatları çıxara bilərik?


Ulduzlar necə doğulur?

Kainat tarixinin əvvəllərində, ulduzlar və planetlərin mövcudluğundan əvvəl nəhəng hidrogen və helyum buludları meydana gəlməyə başladı. Yavaş-yavaş bu buludlar öz çəkisi əmələ gəlməsi üçün kifayət qədər kütlə topladı. Bu, olduqca sıx qaz topları yaratdı. Başqa sözlə, ulduzlar meydana gətirdilər.

Yeni bir ulduz meydana gəldikdə, nüvəsi çox güclü bir şəkildə məruz qalır cazibə qüvvələri. Bu qüvvə o qədər böyükdür ki, ulduzun özünə çökmə təhlükəsi var. Xoşbəxtlikdən, nüvə birləşməsi ulduzun çökən nüvəyə qarşı geri itələməsi üçün lazım olan enerjini təmin edir. Nüvə füzyonu, iki və ya daha çox elementin nüvələrinin birləşərək daha ağır elementlərin nüvələrini istehsal etdiyi bir prosesdir. Nüvə sintezi də enerjini sərbəst buraxır.

Yeni yaranmış bir ulduzun özəyində hidrogen nüvələri helyuma birləşməyə başlayır. Yerdəki cazibə qüvvəsi və nüvə birləşməsinin xarici itələməsi nəticədə tarazlaşır. Bir müddət hidrogen birləşməsi ulduzun çökməsinin qarşısını alır.

Bilirdin?

Dünyaya ən yaxın olan ulduz Günəş, oxuduqca hidrogen atomlarını helyuma birləşdirir!

Gənc ulduz hidrogen bitdikdə nüvəsi bir daha dağılmağa başlayacaq. Nüvədəki həddindən artıq qüvvələr onun istiləşməsinə səbəb olur. Tezliklə, nüvə kifayət qədər isti olur ki, helyumu karbon və oksigenlə birləşdirməyə başlaya bilər. Nüvə birləşməsi bir daha ulduzun dağılmasının qarşısını almaq üçün cazibə qüvvəsinə qarşı itələyir. Ulduz bir-bir hər yeni elementi birləşdirir. Bu ardıcıl olaraq karbon, oksigen və neon kimi aşağı atom kütlələri olan elementlər istehsal edir. Nüvə birləşməsi ulduzları dağılmaqdan qoruyub saxlamır, həm də kainatdakı ilk ulduzlara əvvəllər mövcud olmayan yeni elementlər yaratmağa imkan verir! Böyüklüklərindən asılı olaraq ulduzlar birləşmə yolu ilə, atom miqdarı 26 olan dəmirə qədər elementlər yarada bilər.

Ancaq dövri sistemdə 118 element var. Bəs, atom nömrəsi dəmirdən yüksək olan bütün elementlər haradan qaynaqlanır? Ulduzların ölümündən.


Bütün bunlar parıldayır

Bəzi ulduzlar digərlərindən daha parlaq parlayır. Onların parlaqlığı, parlaqlıq olaraq bilinən nə qədər enerji söndürdükləri və Yerdən nə qədər uzaq olduqlarının bir amilidir. Rəng də ulduzdan ulduza dəyişə bilər, çünki istilikləri eyni deyil. İsti ulduzlar ağ və ya mavi, daha soyuq ulduzlarda narıncı və ya qırmızı rənglər olduğu görünür.

Bu və digər dəyişənləri Hertzsprung-Russell diaqramı adlanan bir qrafik üzərində quraraq astronomlar ulduzları qruplara təsnif edə bilərlər. Əsas ardıcıllıqla və ağ cırtdan ulduzlarla yanaşı, digər qruplara cırtdanlar, nəhənglər və superiqantlar daxildir. Supergiantların radiusları öz günəşimizdən min qat daha böyük ola bilər.

Ulduzlar həyatlarının 90 faizini əsas ardıcıllıq mərhələsində keçirirlər. İndi təxminən 4.6 milyard yaşında olan Dünya günəşi orta ölçülü sarı cırtdan bir ulduz sayılır və astronomlar bunun bir neçə milyard il daha əsas ardıcıllıq mərhələsində qalacağını təxmin edirlər.

Ulduzlar ömrünün sonlarına doğru irəlilədikdə, hidrogenlərinin çox hissəsi helyuma çevrildi. Helium ulduzun özəyinə batır və ulduzun temperaturunu artırır - isti qazların xarici qabığının genişlənməsinə səbəb olur. Bu böyük, şişən ulduzlar qırmızı nəhənglər kimi tanınır. Ancaq bir ulduzun həyatının sona çatmasının müxtəlif yolları var və taleyi ulduzun nə qədər böyük olmasından asılıdır.

Qırmızı nəhəng faz, əslində xarici təbəqələrini tökən və ağ cırtdan adlanan kiçik, sıx bir bədənə çevrilən bir ulduzun müqəddiməsidir. Ağ cırtdanlar milyardlarla il sərinləyir. Bəziləri, ikili bir ulduz sisteminin bir hissəsi olaraq mövcud olduqları təqdirdə, səthləri partlayana qədər yoldaş ulduzlarından artıq maddə toplayaraq parlaq bir novaya səbəb ola bilər. Nəticədə bütün ağ cırtdanlar qaralır və enerji istehsalını dayandırır. Alimlərin hələ müşahidə etmədikləri bu nöqtədə qara cırtdanlar kimi tanınırlar.


Günəşin həyat dövrü

TƏLİMATLAR:

  1. Aşağıdakı diaqram Günəşimizin həyatını göstərir. Günəş orta ölçülü və kütləli bir ulduz növüdür.
  2. Günəşimizin zamanla təkamülünü ümumiləşdirən boşluqları dolduraraq cümlələri tamamlayın.

Günəş hazırda __________ ulduz kimi ömrünün təxminən yarısında. Təxminən 4,5 milyard il müddətində Günəş böyüyərək Yer kürəsini bürüyən __________ bir ulduz meydana gətirəcək.

Günəş hazırda bir il ömrünün təxminən yarısında əsas ardıcıllıq ulduz. Təxminən 4,5 milyard il ərzində Günəş böyüyərək a əmələ gətirəcəkdir qırmızı nəhəng ulduz bu şəkildə Yer kürəsini bürüyür.

Günəş qırmızı bir nəhəng halına gəldikdən sonra, nəticədə qeyri-sabit olacaq və xarici təbəqələrini gözəl bir __________ əmələ gətirəcəkdir. Günəşin mərkəzi nüvəsi planet dumanlığının mərkəzində açıq qalacaq.

Günəş qırmızı bir nəhəng halına gəldikdən sonra, nəticədə qeyri-sabit olacaq və xarici təbəqələrini gözəl bir şəkildə meydana gətirəcəkdir planetar nebula. Günəşin mərkəzi nüvəsi planet dumanlığının mərkəzində açıq qalacaq.

Yanacaq Günəşin özündə bitdikdən sonra nüvə reaksiyalar __________ olacaqdır. Günəş daha sonra planet dumanlığının mərkəzində geridə qalan isti bir __________ ulduzuna çevriləcəkdir.

Yanacaq Günəşin nüvəsində bitdikdən sonra nüvə reaksiya verəcəkdir dur. Günəş daha sonra isti olacaq ağ cırtdan ulduz, planet dumanlığının mərkəzində geridə qaldı.

Davam edən nüvə reaksiyaları olmadığı üçün, ağ cırtdan parladığı üçün yavaşca soyuyur və nəticədə __________ bir cırtdan əmələ gətirir.

Davam edən nüvə reaksiyaları olmadığı üçün, ağ cırtdan parladığı üçün yavaşca soyuyur və nəticədə a əmələ gətirəcəkdir qara cırtdan.


Bölünmə fenomenologiyası

Ağır bir nüvənin parçalanmasına məruz qaldıqda, fraqmentlər arasındakı neytron və proton paylanmasından asılı olaraq müxtəlif fraqment cütləri əmələ gələ bilər. Bu fraqmentlər üçün həm kütlə, həm də nüvə yükünün ehtimal paylanmasına gətirib çıxarır. Müəyyən bir fraqmentin əmələ gəlmə ehtimalı onun ayrılma verimi adlanır və ona gətirib çıxaran parçalanma faizi ilə ifadə olunur.

Ayrılan fraqmentlər nüvə yüklərinə görə böyük bir Coulomb itələyir və parçalanma yükləri ilə təyin olunan kinetik enerjilərlə və bölünmə anındakı yükləmə mərkəzləri arasındakı məsafədən bir-birlərindən geri çəkilirlər. Bu parametrlərdəki dəyişikliklər, eyni kütlə bölünməsi üçün də kinetik enerjilərin paylanmasına səbəb olur.

Geri çəkilən parçaların başlanğıc sürətləri parçalanan atomun xarici (atomik) elektronlarının tempini saxlaya bilməməsi üçün çox sürətlidir və bir çoxu soyulur. Beləliklə, fraqmentin nüvə yükü atom elektronları tərəfindən tam təsirsiz hala gətirilmir və parçalanma fraqmentləri yüksək yüklü atomlar kimi uçur. Parçanın nüvəsi deformasiyaya uğramış şəklindən daha sabit bir konfiqurasiyaya keçdikdə, deformasiya enerjisi (yəni onu deformasiya etmək üçün lazım olan enerji) bərpa olunur və daxili həyəcan enerjisinə çevrilir və neytronlar və dərhal qamma şüaları (enerjili bir forma parçalanma hadisəsi ilə üst-üstə düşən elektromaqnit şüalanma) hərəkət edən fraqmentdən buxarlana bilər. Sürətli hərəkət edən, yüksək dərəcədə yüklənmiş atom hərəkət etdiyi mühitin atomları ilə toqquşur və kinetik enerjisi yavaşladıqca və istirahətə gəldikdə mühitin ionlaşmasına və istiləşməsinə keçir. Havadakı parçalanma parçalarının aralığı yalnız bir neçə santimetrdir.

Yavaşlama prosesi əsnasında yüklənmiş atom elektronları mühitdən alır və dayandıqda neytral olur. Hadisələr ardıcıllığının bu mərhələsində, istehsal olunan atomu, qarışıqda əmələ gələn ilk bölünmə parçasından ayırmaq üçün bölünmə məhsulu adlanır. Bölünmə parçasından parçalanma məhsuluna keçid zamanı bir neçə neytron itirilmiş ola bildiyindən, ikisi eyni kütlə sayına sahib ola bilməz. Bölünmə məhsulu hələ də sabit bir növ deyil, lakin radioaktivdir və nəhayət, bir neçə beta çürüməsindən keçərək sabitliyə çatır ki, bu da saniyədən uzun illərə qədər olan fraksiyaların zaman şkalasında dəyişə bilər. Beta emissiyası tez-tez qamma şüaları və rentgen şüaları ilə müşayiət olunan elektron və antineutrinodan ibarətdir.

Parçaların kütlə, yük və kinetik enerjisindəki paylanmaların bölünmə növlərinə və bölünmə hərəkətinin baş verdiyi həyəcan enerjisinə bağlı olduğu təsbit edildi. Ayrışmanın bir çox digər tərəfləri müşahidə edildi və bu, prosesin geniş fenomenologiyasına əlavə etdi və şərh üçün maraqlı bir sıra problemlər yaratdı. Bunlara bölünmə kəsişmələrinin sistematikası (bölünmənin baş vermə ehtimalı ölçüsü), istilənən neytronların sayının dəyişməsi (aşağıya baxın) bölünən növlərin funksiyası olaraq yayılan və xüsusi parçalanan kütlə parçalanma əmələ gətirən hissəciklər şüasının istiqamətinə görə parçaların açısal paylanmasını parçalayır, spontan parçalanma sistematikası yarı ömürlər, spontan parçalanma izomerlərinin meydana gəlməsi (həyəcanlı vəziyyətlər) nüvənin) bəzi parçalanma hadisələrində kiçik, lakin əhəmiyyətli sayda işıq hissəciklərinin (hidrogen-3, helium-3, helium-4 və s.) yayılması, parçalanma məhsulları arasında gecikmiş neytron yayanların olması zaman şkalası prosesin müxtəlif mərhələləri baş verir və parçalanmada enerji sərbəstliyinin istehsal olunan hissəciklər və radiasiyalar arasında paylanması.

Bütün bu bölünmə cəbhələrinin və məlumatların necə əldə edildiyi barədə ətraflı bir müzakirə aparmaq mümkün deyil, lakin bunlardan bir neçəsinə bu tədqiqat sahəsi haqqında bir az məlumat vermək və cazibədarlığının dadını vermək üçün baxılır.


NASA Blueshift

Hər il təxminən 50 dəfə ömrünün sonuna yaxın olan bir ulduz yaxın bir yoldaş ulduzdan çox maddə yığır və şiddətli bir işıqda püskürür - xarici səthini tökür və şok dalğalarını qalaktikamıza sürükləyir - yalnız özünə gəlmək və tüstülənmək üçün əvvəllər etdi. Bu hadisəyə ‘nova’ deyilir.

Bu "yenidən işləmə" qabiliyyəti əsrdə cəmi bir neçə dəfə baş verən və daha da böyük bir səma partlaması altında özünü məhv edən nadir supernova həmkarlarından fərqlənir. Yenə də kainatımızla əlaqəli zəruri sualların cavabını ala bilən daha yaygın yenilərdir.

Bu yeni illüstrasiyada göstərildiyi kimi, ağ bir cırtdan yoldaşı ulduzundan çox miqdarda material yığdıqda, iki bölgə küləyində material atır. İki külək toqquşarkən şok dalğaları meydana gəlir və qamma şüaları (magenta) əmələ gətirir. Araşdırmalar bunun görünən işığın da əsas mənbəyi ola biləcəyini göstərir. Kredit: NASA & # 8217s Goddard Space Uçuş Mərkəzi / S. Wiessinger

Bu hadisələrin ümumiyyətlə minlərlə işıq ili məsafədə baş verdiyini nəzərə alaraq, əhəmiyyətini daha iki əlçatan mənbəylə müzakirə etməyə getdim: Laura Chomiuk və Michigan Dövlət Universitetindən Kwan Lok Li. Hər iki elm adamı da bu yaxınlarda Columbia Universiteti və ulduzların həyat dövrü ilə təməlində dayanan əsas prosesləri çözmək ümidi ilə ASAS-SN (Chomiuk-un əsas üzvü olan) layihəsi ilə ittifaq etdi.

Diqqətlərini xüsusilə Oxatan bürcünün “oxatan” bürcündə yerləşən ASASSN-16ma adlı bir klassik novaya yönəltdilər. Bu yaxınlarda Nature Astronomy-də dərc olunmuş məqalələrində, yeni kosmik partlayışlara dair fikir verərək novanın partlayış sonrası parıltısı üçün yeni bir qaynaq təklif olunur.

Müəlliflər, ASASSN-16ma'nın, Fermi Böyük Bölgəsi Teleskopu tərəfindən təsbit edilən ən parlaq yenilərdən biri olduğunu - kosmik hadisələri müşahidə etmək üçün qurulmuş bir peyk aləti olduğunu, qamma şüaları adlanan yüksək enerjili bir işıq formasını izah etdi. NASA-nın Goddard Space Uçuş Mərkəzinin rəhbərlik etdiyi Fermi Missiyası, 2010-cu ildə yenilərin bu yüksək enerjili şüaları yaratdığını da kəşf etdi.

Qamma şüaları, ulduzdan iki fərqli küləkdə və ya “axışda” material çıxdıqda yayılır. Yavaş bir partlayışın ardından daha sürətli birinin ardından birinciyə çırpılır və bir şok dalğası meydana gəlir. Görünən işıq eyni partlayışdan da yayılır, baxmayaraq ki, indiyə qədər əksər elm adamları ulduzun səthindəki nüvə reaksiyalarından qaynaqlandığına inanırdılar.

Ancaq ənənəvi izahatda bir şey doğru deyildi. Novae qamma şüaları istehsal etmək üçün kifayət qədər gücə sahib olmamalı və hesablanmış parlaqlıq həddi verdikləri qədər görünən işıq buraxmamalıdır.

This inherent contradiction confounded astrophysicists and theorists alike, until last year when Chomiuk requested that Fermi focus on ASASSN-16ma for an extended duration to collect more sensitive data. As luck would have it, Fermi was already observing another nova in the same neighborhood, so Goddard’s team was more than happy to oblige, tilting their telescope slightly. When scientists began to sift through the data transmitted from the cosmos to Earth, one specific trend became abundantly clear.

“Our results were telling us our previous assumption that all the luminosity comes from the surface of the star was flawed,” Chomiuk explained to me from her office in East Lansing. “A lot of it actually comes from the same place as the gamma rays,” she continued. That is, the colliding shock waves.

Seeking an outsider’s perspective, I made my way to the second floor of Goddard’s astrophysics building to chat with one of the center’s Fermi aficionados, David Thompson. Eager to lend guidance, Thompson presented his miniature replica of the spacecraft, and indicated the boxy Large Area Telescope seated atop the winged satellite. “We’ve been seeing similar novae for years, but this was unexpected,” he said. “The authors have enough detail in their data to challenge the conventional wisdom about what makes novae bright.”

But I soon learned these ideas weren’t entirely unprecedented. During every interview I conducted, one name kept coming up: collaborator and lead theorist, Brian Metzger of Columbia University. Metzger had been crunching the numbers on novae for several years, but lacked substantive data to bolster his hypotheses. That is, until now.

“Novae have been observed by the naked eye since well before the modern era,” Metzger told me, “and yet our view of what is producing these bright outbursts continues to change.”

The Fermi LAT 60-month image, constructed from front-converting gamma rays with energies greater than 1 GeV. The most prominent feature is the bright band of diffuse glow along the map’s center, which marks the central plane of our Milky Way galaxy. Image credit: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration

Fermi’s Deputy Project Scientist, Elizabeth Hays, said Metzger’s paradigm had already garnered some buzz throughout the scientific community, although at the time the universe had yet to reveal an event that clearly reflected his calculations. Now, thanks to ASASSN-16ma, she affirmed his conjectures may expose what powers these nova outbursts — processes which might also extend to other kinds of stellar explosions, like dazzling supernovae as well as star mergers.

“We’ve been ignoring this whole piece of the puzzle,” she said. “When we come across high-energy processes like these novae, it becomes clear just how much more work we have left to do.”

Understanding novae shock and gamma ray production could also explain certain properties of accelerating particles traveling close to the speed of light, as well as the subsequent magnetic fields.

When I asked Li what was next, he said he plans to continue using Fermi data to monitor nearby novae. Ultimately, he hopes to pinpoint similarly strong correlations between gamma ray and visible light emissions within additional novae. “We’re always looking for new sources to test our model, and ensure it truly and accurately describes gamma-ray phenomena in classical novae,” he added.

Back at Goddard, Thompson repositioned his Fermi model on the shelf among his books, and agreed a single example alone does not constitute proof. But it’s certainly a good place to start. “These results prompt us to think about things in a new way,” he said, “and that’s what science is about.”


Videoya baxın: Elkhan u0026 Jonny - Tək Gozlerinde nagillar yaranir audio (Sentyabr 2021).