Astronomiya

Niyə kütləvi ulduzlar helium işığına məruz qalmır?

Niyə kütləvi ulduzlar helium işığına məruz qalmır?

Başa düşürəm ki, az kütləli ulduzlar üçün helium parıltısı, degenerasiya olunmuş helium nüvələrinə görə baş verir. Beləliklə, bu sualın cavabı, ehtimal ki, daha kütləvi ulduzların degenerasiya edilmiş bir nüvəyə malik olmamasıdır, amma niyə etmədiklərini başa düşmürəm. Artan kütlə sayəsində mərkəzi təzyiqlərinin daha da yüksək olduğunu düşünürəm, şübhəsiz ki, nüvələri də degenerasiya olmalıdır?


H yanma bitdikdən sonra, He nüvəsinin he kütləsi, sıxlığı və temperaturu da tədricən artır.

Aşağı kütləli ulduzlar, alovlandığı bir temperatura çatdıqda daha sıx nüvələrə sahibdirlər. Sıxlıq, nüvədəki elektronların degenerasiya olması üçün kifayət qədər yüksəkdir. Belə şəraitdə nüvə reaksiyalarından gələn istilik demək olar ki, yalnız He ionlarının istiliyinin yüksəlməsinə gedir, lakin demək olar ki, heç biri çox aşağı istilik tutumuna sahib olan, lakin təzyiqə hakim olan degenerasiya olunan elektronlara getmir. Bu, nüvə birləşmə sürətində qaçaq bir artıma səbəb olur.

Daha yüksək kütləli ulduzlarda, He alovlanma temperaturuna çatdıqda nüvə daha az sıx olur. Bu temperatur, üçqat alfa reaksiyasının çox güclü istilik asılılığına görə aşağı kütlə ulduzları üçün alovlanma temperaturu ilə demək olar ki, eynidir. Degenerasiya səviyyəsi sıxlığın istiliyə nisbətindən asılıdır (birbaşa təzyiqdən asılı deyil).

Daha yüksək kütlə ulduzlarında daha az sıxlıqda O alovlandıqda elektronlar degenerasiya olunmur və elektron qazının istilik tutumu ionlardan daha yüksəkdir (çünki ionlardan daha çox elektron var). Bu vəziyyətdə nüvə reaksiyalarından gələn istilik təzyiqi təsirli şəkildə artıra bilər, nüvəni genişləndirən və nüvə reaksiya sürətini tənzimləyən bir iş görər.

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


Kütləvi ulduzlar helium flaşından keçmirlər, çünki helium nüvəsinin elektron-degenerasiya olmasının qarşısını almaq üçün kifayət qədər yüksək nüvə istiliyinə malikdirlər. Daha çox məlumat üçün buraya baxın.

Bu səbəbdən ulduz helium parıltısı yerinə heliumu hamar bir keçiddə yandıra bilər. Daha ətraflı məlumatda, kütləvi ulduzun nüvəsi, helium yanma ərəfəsindən keçərək ısınır və bir dejenere helium nüvəsinin meydana gəlməsinə mane olur. Ümid edirəm bu kömək edir.


Daha kütləvi ulduzlar həqiqətən daha yüksək təzyiqə sahibdir, amma əsas odur ki, daha yüksək temperaturlara sahibdirlər. Əsas ardıcıllığı tərk etdikdən sonra bir neçə dəfə əsas temperaturlara çatırlar $ sim10 ^ 8 $ Kelvin, sıxlıqları belə bir vəziyyətdə qalır $ sim10 ^ 4 $ g sm$^{-3}$ - yoxlaya biləcəyiniz qeyri-mülayim rejim içərisindədir. Bu səbəbdən, helyum birləşməsi günəşə bənzər ulduzların xarakterik olduğu partlayış helium parıltısı ilə deyil, nisbətən yumşaq bir şəkildə başlayır.

Mərkəzi sıxlıq artan kütlə ilə azalmağa meyllidir və mərkəzi temperatur artdıqca artmağa meyllidir. Təxminən təəccüblü deyil ki, ətrafda temperaturun açıqca qalib gəldiyi kütləvi bir kəsmə var $ 1.5M _ _ odot} $-iş; buna bənzər bir şəkildə bir ulduzun helyum birləşməsi üçün lazım olan əsas temperaturlara çatmayacağı bir kütləvi kəsilmənin olması təəccüblü deyil.


Niyə böyük ulduzlar ölür?

* Başlamadan əvvəl bəzi qeydlər:
Astronomiyada 'Kütləvi' sözü, mövzunun ümumi kütləsi ilə əlaqədardır. Beləliklə, bir ulduzun Kütləvi olduğu deyildikdə, ölçüyə deyil, onun kütləsinə istinad edilir. Kütlə və ölçü müəyyən dərəcədə əlaqəli olsa da.

Hər ulduz hidrogen ilk doğulduqda nüvəsindəki heliuma birləşir. Günəşimizə bənzər ulduzlar, Qırmızı Cırtdanlar adlanan Yupiterin böyüklüyündə olan ulduzlar və ümumiyyətlə günəşimizdən yüz qat daha böyük olan Supermassive ulduzlar nüvə reaksiyasının bu ilk mərhələsini keçirirlər.

Ulduz nə qədər kütləvi olsa, nüvəsi o qədər yüksək temperatura çatır və nüvə yanacağı ilə daha sürətli yanır.
Bir ulduzun birləşdirmək üçün hidrogen tədarükü bitdikdə, büzülməyə başlayır və temperatur artır. Ulduz kifayət qədər sıx və qızarsa, daha ağır elementləri birləşdirməyə başlayacaq.

Hidrogen yanması tamamlandıqdan sonra günəşə bənzər ulduzlar heliumu karbonla birləşdirəcək qədər isti və sıx olacaq, ancaq bu (günəş) ölçüyə çatacaq ən ulduz budur. Nüvə reaksiyasının növbəti mərhələsinə girmək üçün günəşimizdən səkkiz və ya daha çox kütləvi bir ulduz tələb olunur.

İndi Karbon Füzyonuna giririk
Günəşə bənzər ulduzlar xarici təbəqələrini planetar bir duman kimi xaric edər və ağ bir cırtdana çevrilirdi. Heç vaxt helium yandırmağı bacarmayan Qırmızı cırtdanlar da ağ bir cırtdana büzülürlər.
Ancaq daha böyük ulduzlar kataklizmik bir şou verir.

Tez-tez, xüsusən spektrin aşağı kütlə ucunda (

20 günəş kütləsi və altında), əsas temperatur davamlı olaraq yüksəlir və birləşmə daha ağır elementlərə keçir: Karbonu oksigenə və / və ya neona yandırmaq, daha sonra maqnezium, silikon və kükürd yandıraraq dəmir, kobalt nüvəsində zirvəyə çatır. və nikel.

Bu elementlərin qaynaşması istehsal etdiklərindən daha çox enerji sərf edəcəyi üçün, nüvə implodes və supernova formasına çökür. Supernovadan sonra iki qalıcı nəticədən biri baş verir. Ya yeni ölmüş supermassive ulduz neytron ulduzuna çevrilir, qara dəliyə çevrilir.


101 qaz buludu: Kütləvi ulduzlar harada başlayır?

Bu yazını Attribution 4.0 Beynəlxalq lisenziyası altında bölüşməkdə sərbəstsiniz.

Astronomiya tələbələri kütləvi ulduzların formalaşmasının ilk mərhələlərində ola biləcəkləri tapmaq üçün 101 qaz buludunu sıraladı.

Kütləvi ulduz əmələ gəldikdə astronomiyada hələ açıq bir sual var & # 8221, Arizona Universitetinin son məzunu Jenny Calahan deyir. & # 8220Bəs səkkiz günəş kütləsindən çox olan ulduzlar toz və qaz buludlarından necə yaranır? & # 8221

Astronomlar bu prosesi günəşimizin böyüklüyündə olan ulduzlar üçün başa düşürlər. Buluddakı hissəciklər bir-birinə çəkilir və bir-birinə yığışmağa başlayır. Cazibə qüvvəsi tutur və qazlar çökdükcə buludun mərkəzinə axır. Milyonlarla il ərzində qaz o qədər təzyiqə məruz qalır ki, yanmağa başlayır və nəhayət sıxılmış qazın nüvəsində nüvə birləşməsi başlayanda ulduz doğulur.

Günəşimiz kimi bir ulduz yaratmaq üçün nə qədər qaz və vaxt tələb olunduğuna dair nəzəriyyələr müşahidələr nəticəsində sübut edilə bilər, çünki günəşə bənzər bir ulduzun hər mərhələsi - qaz buludlarının ulduz qabağı nüvəyə çevrilməsindən ulduza qədər & # 8217-lərin qırmızı nəhəngə çevrilməsi və ağ cırtdana çevrilməsi - qalaktikada müşahidə olunur.

Ancaq astronomlar ulduzların günəş kütləsinin səkkiz qatından daha çox necə meydana gəldiyini anlamadılar. Bu boyda ulduzlar ömrünün sonunda qara dəliklər və ya neytron ulduzları qoyaraq supernovaya çevrilir.

İki nəzəriyyə

& # 8220Simulyasiyalarda işləyən kütləvi ulduz meydana gəlməsi üçün bir neçə nəzəriyyə var, amma bu ilkin şərtləri vəhşi kainatda görmədik & # 8221 Calahan deyir.

Astronomiya kafedrasının dosenti Yancy Shirley deyir ki, bir nəzəriyyə kütləvi nüvələrin meydana gəlməsidir. Kütləvi nüvələr, yaratdıqları ulduzdan bir neçə dəfə böyük yoğun qaz kolleksiyalarıdır. Kütləvi ulduzlar üçün nüvələr günəşimizin kütləsindən ən azı 30 dəfə çox olmalıdır.

& # 8220İnsanlar belə obyektləri tapmaqda çətinlik çəkirlər, & # 8221 Shirley deyir.

Digər nəzəriyyə qaz kütləsi içərisində çoxsaylı aşağı kütləli nüvələrin meydana gəlməsidir. Aşağı kütləli nüvələr yığındakı material üçün yarışdıqca böyüyür və nəhayət nüvələrdən biri kütləvi bir ulduz meydana gətirəcək qədər böyüyür.

& # 8220Bu mübahisə budur: bu iki şəkildən hansı daha doğrudur, yoxsa ikisinin birləşməsidir? & # 8221 Shirley deyir.

Doğru & # 8216küməkləri tapın

Sualı cavablandırmaq üçün ilk addım ulduz meydana gəlməsinin ən erkən mərhələsini müəyyənləşdirməkdir, buna görə Calahan, Shirley rəhbərliyi ilə, çökən qaz hərəkətinin əlamətlərini göstərən və "82infinflow" adlanan yığınları tapmaq üçün yola çıxdı. & # 8221

Calahan, ulduzsuz yığın namizədləri və ya SCC adlanan 2000-dən çox nəhəng, soyuq və zahirən ulduzsuz qaz buludlarının siyahısından 101 subyekt seçdi.

Astronomlar keçmişdə SCC-ləri araşdırsalar da, bir çoxu ən parlaq və ən kütləvi obyektlərə yönəldilmişdir. Calahan & # 8217s tədqiqatı, kor anket olması ilə unikal idi.

Boyumuz günəşin kütləsindən bir neçə yüz qatdan bir neçə min günəş kütləsinə qədər dəyişən Calahan seçilən SCC-lər, kütləvi ulduzlar yaratmaq potensialına sahib olan bütün qaz buludlarının təmsilçi nümunəsidir.

Universitetdəki Arizona Radio Rəsədxanası və Kitt zirvəsindəki Steward Rəsədxanasındakı 12 metrlik radio teleskopundan istifadə edərək Calahan, müəyyən bir radio dalğa boyu yayan molekulyar qaz oksometilinin (HCO +) yaydığı radio dalğalarını aşkarladı və izlədi.

Şirli və tələbələr teleskopu yıxılan DGK kimi xüsusi obyektləri müəyyənləşdirdikdə, daha sonra qaza daha dərindən baxa bilən və ulduzları və ya 12 metrlə görülə bilməyən digər obyektləri tapa bilən ALMA-dan istifadə edərək maraq qruplarını araşdırırlar. teleskop.

Kosmosda daha çox rast gəlinən ion molekullarından biri olan Oxomethylium, Dünyamızdakı atmosferdə sağ qalmayacaq dərəcədə reaktiv bir iondur. Oxomethylium bir müşahidəçiyə doğru hərəkət etdikdə, qaz bir müşahidəçidən uzaqlaşdıqda dalğa uzunluqları sıxılır.

Kosmik küləklər ulduzların meydana gəlməsini necə dayandırır

Dalğa uzunluqlarını təhlil edərək Calahan, danışma çökmə əlamətləri göstərən altı SCC müəyyən etdi və qazın çökməsinin sürətlə baş verdiyini, kütləvi ulduzların əmələ gəlməsi prosesinin yalnız 6 faizini təşkil etdiyini iddia etdi.

& # 8220Bir tərəf bizdən uzaqlaşır və bir tərəf bizə doğru düşür, & # 8221 Calahan deyir.

& # 8220Hazırda istifadə etdiyimiz yol yol tapan kimidir, & # 8221 Shirley deyir. O və magistrantlar, 12 metrlik teleskopu yıxılan SCC kimi xüsusi maraq kəsb edən obyektləri təyin edən tədqiqatlar aparmaq üçün istifadə edirlər. Bu maraq qrupları daha sonra qazın altına baxa bilən və 12 metrlik teleskopla görülə bilməyən ulduzları və ya digər əşyaları tapa bilən ALMA istifadə edilərək daha da öyrənilir.


Ethan-a soruşun: Niyə ilk ulduzlar bu günün ən böyüklərindən daha böyük idi?

Kainatın ilk dəfə ulduzlar meydana gətirdiyi zaman necə görünə biləcəyi barədə bir sənətkarın konsepsiyası. . [+] Ulduzlar yüzlərlə, hətta min günəş kütləsinə çata bilər və ən erkən kvazarların sahib olduğu bilinən kütlənin qara dəliyinin nisbətən sürətli meydana gəlməsinə səbəb ola bilər.

Bir yerə kifayət qədər kütlə yerləşdirin, yer çəkmək və çökmək üçün kifayət qədər yer çəkin və nəticədə bir ulduz alacaqsınız. Birlikdə kifayət qədər böyük bir maddə buludunu əldə edin və onlara çoxlu müxtəlif kütlələr, rənglər və temperatur ilə yeni bir ulduz dəsti əldə edəcəksiniz. Yenə də ilk dövrlərə baxsaq, o dövrdəki ən böyük ulduzların bugünkü tapdığımızdan daha böyük və ağır olduğunu tamamilə gözləyirik. Niyə belədir? Steve Harvey bilmək istəyir:

Bir ulduzun metallığının ölçüsünə niyə təsir etdiyini anlamıram. Niyə? Bunu soruşuram, çünki məqalələrinizdən birində kainatın başlanğıcında, demək olar ki, günəş kütləsindən təxminən 1000 [qat] kütləsi olan ulduzların, demək olar ki, 100% hidrogen və helium olduğundan mövcud olduğunu söyləyirdiniz.

Udmaq çətin bir həbdir, çünki o vaxtdan bu günə qədər nəzərəçarpacaq dərəcədə dəyişən yeganə şey bu ulduzları təşkil edən elementlərdir.

Fotosferdə, mövcud xüsusiyyətləri, elementləri və spektral xüsusiyyətləri müşahidə edə bilərik. [+] Günəşin ən kənar təbəqələri. İlk ulduzlarda, əvvəlki nəsil ulduzlara sahib olmaqdansa, öz bloklarını yaratmaq üçün yalnız Böyük Partlayışa sahib olduqları kimi, Günəşimizdəki kimi eyni elementlər olmaya bilər.

NASA-nın Günəş Dinamikası Rəsədxanası / GSFC

Günəşimiz kimi bir ulduza baxsaq, dövri cədvəli əhatə edən bütün element elementlərinə dair dəlil tapa bilərik. Bir ulduzun xarici təbəqələrində udma xüsusiyyətləri ilə hansı elementlərin olduğunu görə bilərsiniz. Elektronlar, atomlarda bir sıra gələn fotonları gördükdə, yalnız bu element üçün atom keçişlərinə səbəb olan enerji səviyyələrinə uyğun olaraq, müəyyən bir miqdarda enerjiyə sahib olanlarla qarşılıqlı əlaqə qura bilərlər. Yalnız Günəşdə çox sayda element var.

Günəşin görünən işıq spektri, bizə nəinki onun temperaturunu və. [+] ionlaşma, lakin mövcud elementlərin bolluğu. Uzun, qalın cizgilər hidrogen və helyumdur, lakin digər hər sətir isti Big Bang-dən çox, əvvəlki nəsil bir ulduzda yaradılmış olması lazım olan ağır bir elementdəndir.

Nigel Sharp, NOAO / Kitt Peak’də Milli Günəş Rəsədxanası / AURA / NSF

Ancaq Günəş təxminən% 70 hidrogen,% 28 helium və bütün daha ağır elementlərin% 1-2 hissəsi ilə doğulduğu halda, ilk ulduzlar yalnız 99.9999999 səviyyəsindən daha yaxşı hidrogen və helium olmalı idi. Çünki bu ağır elementləri yaratmağımızın yeganə yolu Kainatda yalnız iki şəkildə baş verən nüvə birləşməsidir:

  1. Big Bang-i izləyən ilk dəqiqələrdə və
  2. Ulduzların və ulduz qalıqlarının nüvələrində.

Kainat ilk dəfə protonları və neytronları meydana gətirəndə onları daha ağır elementlərə birləşdirdi: hidrogen, deuterium, helium-3, helium-4 və lityum-7-nin az miqdarı.

Big Bang tərəfindən proqnozlaşdırıldığı kimi helium-4, deuterium, helium-3 və lityum-7 bolluğu proqnozlaşdırıldı. [+] Qırmızı dairələrdə göstərilən müşahidələrlə nükleosentez. Kainat% 75-76 hidrogen,% 24-25 helium, az miqdarda deyerium və helium-3 və az miqdarda lityumdur. Kainatdakı ilk ulduzlar bu elementlərin birləşməsindən başqa bir şey edilməyəcəkdir.

Qalan hər şey? Sonradan, milyonlarla, hətta milyardlarla il sonra hazırlandı. Bu o deməkdir ki, ilk ulduzların demək olar ki, heç bir ağır elementi olmazdı: yalnız hidrogen və helium, təxminən 75% / 25% (kütlə olaraq) bölünərək.

Zaman keçdikcə ulduzlar yaradan qazın yarandığı Ulduzlararası mühitin, əvvəlcə ən ağır kütlələrin ölməsiylə birlikdə yaşayan və ölən yeni nəsil ulduzlar tərəfindən daha da zənginləşəcəyini gözləyirik. Helyumdan daha ağır olan bu elementlərin saf hidrogenə nisbəti (və ya kimin ölçməsindən asılı olaraq hidrogen-və-helyum birləşir) metalik olaraq bilinir, çünki astronomlar hidrogen və ya helyum olmayan bütün elementləri metal adlandırırlar. "

Davam edən ulduz əmələ gəlməsi ilə məşhur olan Qartal Bulutsusu, çox sayda Bok kürəsi və ya ehtiva edir. [+] hələ buxarlanmamış və tamamilə yox olmaqdan əvvəl çökmək və yeni ulduzlar yaratmaq üçün çalışan qaranlıq dumanlıqlar. Əvvəlcə əmələ gələn ulduzlar, ulduz əmələ gətirən qazlı maddəni buxarlanmadan əvvəl birləşdirmək üçün bütün digər maddə yığınları ilə rəqabət aparır.

Müasir Kainatımızda yeni ulduzlar meydana gəldikdə, müxtəlif kütlələrlə əmələ gəlir: Günəş kütləsinin təqribən% 0.08-dən Günəş kütləsindən təqribən 260-300 dəfə. Alt sərhəd həqiqi hidrogen birləşməsini alovlandıracağınız eşiklə təyin olunur, çünki hidrogenin helyuma birləşdirilməsinə başlamaq üçün bu qədər kütlə və təxminən 4 milyon K temperatur lazımdır. Ancaq yuxarı sərhəd biraz hiyləgərdir.

Əlbəttə ki, ən böyük ulduzları yaratmaq üçün çox kütləvi və kütləvi materiala ehtiyacınız var, lakin Kainatın çox sayda kütləsi olan ulduz yaradan bölgələri var. Məsələn, Böyük Magellan Buludunda, məsələn, yerli qrupumuzda, Tarantula Bulutsusu'nda 30 Doradus ulduz meydana gətirən bölgəmiz var. Cəmi 400.000 Günəş kütləsi ilə bilinən Kainatın ən kütləvi, ən isti, mavi cavan ulduzlarına ev sahibliyi edir.

Ulduz meydana gətirən bölgə 30 Doradus, Süd Yolunun peyklərindən birində Tarantula Dumanlığı. [+] qalaktikalar, insanlığa məlum olan ən böyük, ən kütləvi ulduzları ehtiva edir. Ən böyük R136a1 isə Günəş kütləsindən təxminən 260 dəfə çoxdur, lakin bu isti, yeni, parlaq ulduzların işığı əsasən mavi rəngdədir.

NASA, ESA və E. Sabbi (ESA / STScI) Təşəkkür: R. O'Connell (Virginia Universiteti) və Geniş Sahə Kamera 3 Elm Nəzarət Komitəsi

Ancaq bunlar da təqribən 250-260 günəş kütləsindədir. Bunun səbəbi bir ulduz meydana gətirməyin üç rəqib proses arasındakı bir yarış olmasıdır:

  1. Əvvəlcə ən sıx bölgələr ən sürətli böyüyən bölgələrdə mövcud olan hər şeyi cəlb etmək üçün çalışan cazibə qüvvəsi.
  2. Çökən maddədən, nüvə birləşməsindən və düşməyə davam edə bilən maddəni uçurmağa çalışan mövcud ulduzlardan gələn radiasiya təzyiqi.
  3. Və proto-ulduzun bu enerjini yayma qabiliyyətindən qaynaqlanan və ulduzun özünü soyumasına və daha qısa müddətdə daha çox kütlə yığmasına imkan verən radiasiya ilə soyutma.

Ulduz əmələ gətirən material sovurulmadan əvvəl ulduzlar yalnız kütlə qazanmaq üçün məhdud bir müddətə sahibdirlər. Beləliklə, super-kütləvi bir ulduz meydana gətirməyin açarı mümkün qədər sürətli dərəcədə kütləvi olur.

Ulduz əmələ gətirən bölgə NGC 2174, dumanlıq, neytral maddə və varlığını nümayiş etdirir. [+] qaz buxarlandıqca xarici elementlər.

NASA, ESA və Hubble Heritage Team (STScI / AURA) və J. Hester

Cazibə qüvvəsi müasir Kainatda əvvəlki Kainatda olduğu kimi işləyir. Radiasiya təzyiqi ilə eyni: ulduzlar meydana gətirirsiniz, maddə çökür, nüvə birləşməsi baş verir və s. Bu çox ağır elementlərinizin olub olmamasından çox asılı deyil.

Ancaq bu üçüncü komponent - bir proto-ulduzun özünü soyumaq qabiliyyəti - metalsız zəngin olanlara nisbətən metalsız ulduzlar üçün fərqlidir. Əsas fərq odur ki, nüvələrində daha çox proton və neytron olan daha ağır elementlər təkcə işıq elementlərindən daha çox enerjini mənimsəyə, parlaya və daşıyır. Sadə dillə desək, daha çox metal daha sürətli sürətlə daha çox soyutma deməkdir.

Kainatda dönən ilk ulduzların təsviri. Metallar olmadan soyumaq. [+] ulduzlar, yalnız kütləvi bir buludun içindəki ən böyük yığınlar ulduz ola bilər.

Bəs onda niyə ilk metalsız ulduzların bu gün meydana gətirdiyimiz ulduzlardan daha ağır olmasına icazə veriləcəkdi? Əksinə görünür, amma bunun səbəbi metalların və ağır elementlərin soyutma və toz nüvəsi sahələrini meydana gətirməsində daha təsirli olmasıdır. Bunlar olmadan, bu ulduzları əmələ gətirən qazı soyutmanın daha az yolu var. Çox müxtəlif elementlərdən və eləcə də toz dənələrindən radiasiya ilə soyutma əvəzinə, onsuz da olduqca nadir olan hidrogen molekullarına (H2) və elektron soyumasına sahibik.

Qazın soyuması və ulduzlar əmələ gətirməsi üçün soyutma zaman cədvəlinin dinamik (çökmə) zaman şkalasından kiçik olması lazımdır. Yəni çökmək və ulduzlar yaratmaq üçün daha böyük kütlələrə ehtiyacınız var və bunların hər ikisi daha nadir sıxlıq dalğalanmalarını təmsil edir və daha kiçik kütləli ulduzlar yaradan kiçik bölgələrin heç çökə bilməyəcəyi deməkdir.

Əhalinin III ulduzlarının yerləşdiyi düşünülən ilk qalaktika olan CR7-nin bir təsviri. [+] Kainatda yaranan ilk ulduzlar. JWST bu qalaktikanın və onun kimi digərlərinin həqiqi görüntülərini ortaya qoyacaqdır.

Kainatın başlanğıcında, ulduz yaratmaq üçün çökə bilən yalnız çox böyük qaz buludları, yalnız bu son dərəcə böyük kütlələrin bunu edə bilmə qabiliyyətinə sahibdir. Dəstiniz nə qədər kütləvi olsa, daha kütləvi ulduzlar yaratmaq və daha çox maddə toplamaq o qədər asandır. Cazibə, qaçaq bir qatar kimidir, burada daha çox kütlə toplandıqca daha da kütlə yığmaq üçün daha sürətli böyüyür. Çox sayda kiçik dəstə və daha az sayda böyük yığın olmadan, bu gün gördüyümüz 0,4 günəş kütləsi deyil, tipik ulduz kütləsinin, ilk mərhələlərdə ortalama 10 günəş kütləsinə bənzəyəcəyi gözlənilir.

Kainatın ilk dəfə ulduzlar meydana gətirdiyi zaman necə görünə biləcəyi barədə bir sənətkarın konsepsiyası. Kimi. [+] parıldayır və birləşirlər, həm elektromaqnit, həm də cazibə qüvvəsi olan şüa çıxacaq.

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

Başqa sözlə, "orta" ilk ulduz bu gün meydana gələn "orta" yeni ulduzdan 25 qat daha böyükdür, çünki müasir Kainatda gördüyümüz daha böyük qaz yığınlarından meydana gəldi!

Kiçik sayda ulduz olduğu, lakin orta hesabla daha yüksək kütlələrə sahib olduğu üçün bütün kütlə paylanmasının dəyişdirilməsini gözləyirik. Bunun üçün fərqli bir adımız var: müasir kütlə paylamaları Salpeter kütlə bölgüsünü izləyir, ancaq ilk ulduzların ən ağır başlanğıc kütlə funksiyası deyilənləri izlədiyi düşünülür.

Kainatdakı ilk ulduzlar və qalaktikalar neytral atomlarla əhatə olunacaqdır (əsasən). [+] ulduz işığını udan hidrogen qazı. Onları sərinləmək və ya enerjini yaymaq üçün metal olmadan, ən ağır kütlələrdə bölgələrdə yalnız böyük kütlə yığınları ulduz yarada bilər.

Nicole Rager Fuller / Milli Elm Fondu

Ulduz əmələ gətirən bölgəniz nə qədər böyükdürsə, kütlə o qədər ağır, daha kütləli ulduzlarda kilidlənir. Ağır metal olmadan, yığınlarınızı soyutmaq üçün tozunuz yoxdur, yəni daha kiçik yığınlar yuyulur və əmələ gəlmir. Şansa sahib olan ən böyük kümelerdeki yalnız ən böyük yığınlardır və bu, kütlə yığmaq üçün günümüzdəki ən böyük ulduzlardan daha az rəqabətə sahib olan ultra-kütləvi ulduzlara səbəb olur. Doğrudan daha kütləvi ulduzlara yol açan ağır elementlərin olması və ya olmaması deyil, metalsız ulduzların yalnız son dərəcə kütləvi bölgələrdə meydana gələ bilməsi və bu bölgələrdə ən kütləvi hissələrin hakim olacağı, içərisində ən sürətli böyüyən yığınlar.

Bu səbəbdən ilk ulduzlar arasında, həddən artıq 1000 günəş kütləsinə çatdığını və ya aşdığını düşünürük. Heç belə böyük, çox böyük qara dəlikləri necə bu qədər sürətli aldığımızı düşünürsənsə, ulduzun ilk metalsız nəsilləri də bu tapmacanın cavabı ola bilər!


Niyə kütləvi ulduzlar helium işığına məruz qalmır - Astronomiya

Kainatdakı bütün helyum, ya ilk Kainatda (Böyük Partlayışdan bir dəqiqə sonra) ya da ulduzlarda hidrogen nüvələrinin birləşməsi ilə yaradıldı.

Helium nə olur? Əksər ulduzlar, hidrogenlərinin əhəmiyyətli bir hissəsini helyuma çevirdikdən sonra daxili bir dəyişikliyə məruz qalırlar. Daxili nüvə çökür və istilənir, helyumu daha böyük atomlara birləşdirmək üçün kifayət qədər isti olana qədər, məsələn, üç helium atomunu karbon halına gətirərək. Eyni zamanda, bəzi helium oksigen istehsal etmək üçün həmin karbonla birləşəcəkdir. Nüvənin xaricində, zərf adlanan yerdə daha çox helyuma birləşmək üçün hələ kifayət qədər hidrogen var. Lakin nüvə daha ağır nüvələri birləşdirməyə başlayır. Yeri gəlmişkən, bu, Günəşimiz kimi 'normal' bir ulduzdan Qırmızı Nəhəngə keçiddir.

Qırmızı nəhəng fazadan sonra Günəş Kainatın ömrü boyu tədricən soyuyacaq olan helyumla zəngin nüvəsini (ağ cırtdan adlanır) geridə qoyaraq xarici təbəqələrini itirəcəkdir. Qırmızı nəhəng fazadan sonra Günəşdən daha böyük olan ulduzlarda. daha ağır və daha ağır atomlar yaratmaq üçün əslində hər şey üçün pulsuz olur. Nüvədəki helium bitən kimi ulduz yenidən çökür, isinir və karbon və oksigeni daha böyük atomlara birləşdirməyə başlayır. Ulduz kifayət qədər böyükdürsə, bu, dəmir əridilənə qədər baş verir. Hansı nöqtədə daha isti bir nüvə hələ birləşməyə səbəb olmayacaq. Ulduz çökür, qeyri-sabit olur və əsir götürülür. Bir supernova və neytron ulduzu (və ya qara dəlik) meydana gətirərək partlayır.

Müəllif haqqında

David Bernat

David 2011-ci ildə Fizika üzrə doktorluq dissertasiyasını almışdır. O, xarici planetləri, qəhvəyi cırtdanları və nəzəri kosmologiyanı öyrənir.


Astrofizikada 40 illik bir problem nəhayət həll edildi.

Bir çoxumuz bildiyimiz kimi Ulduzlar - Günəşimiz daxildir - əsasən hidrogen və helium ehtiva edir. Ulduzlar nüvə birləşməsi ilə enerji yaradır - Hidrogen atomları yüksək temperatur və təzyiqdə birləşir - başqa bir məhsul da Helyumdur.

İki müxtəlif hidrogen izotopu, Deyterium - Bir proton və bir neytron olan hidrogen - və Tritium - Bir proton və iki neytron olan hidrogen - yüksək istilikdə nüvə birləşməsinə məruz qalmaq - 15,7 milyon kelvin - və təzyiq - 25,33 trilyon KiloPascal - və böyük miqdarda enerji buraxın -17.58 MeV - helium atomu və neytronla.

Tritium ilə qaynaşma reaksiyası nəticəsində bir ton deuterium tükənsəydi, sərbəst buraxılan enerji 8.4 × 10²⁰ joule olardı. Bunu bir ton kömürün enerji tərkibi ilə müqayisə etmək olar - yəni 2.9 × 10¹⁰ cul. Başqa sözlə, bir ton deuteriumun təxminən enerji ekvivalenti var 29 milyard ton kömür.

Digər nüvə birləşmə reaksiyaları da baş verir, belə ki, hidrogen-hidrojen var, həmçinin deuterium-deuterium birləşmə reaksiyaları da baş verir. İndi Helium və Hidrogenin Ulduzda Lityum istehsal etmək üçün nüvə birləşməsinə məruz qalacağını düşünürük?

F qırx il əvvəl Ann Merchant Boesgaard ilk litium zəngin ulduzlarından birini tapdı. Ulduzun içərisində digər ulduzlar və meteoritlərlə müqayisədə daha çox litium var idi.

Ulduzlar, məlum təkamül mexanizminə görə, Lityumu Qırmızı Nəhəng halına gəldikdə məhv edirlər. Lityumu məhv edirlər aşağı temperaturda Nüvə Yanması.

Ulduzların litiumla zəngin olmasının yollarını nəzəriyyə edən çoxsaylı nəzəriyyələr var idi. Məşhur bir nəzəriyyə Planet Engulfment nəzəriyyəsi idi. Məsələn, Yerə bənzər bir planet, Ulduz Qırmızı Nəhəng olduqda ulduz atmosferinə düşəndə ​​ulduzun lityum tərkibini artıra bilər.

Planetlərin ulduzlarından daha çox litiuma sahib olduğu bilinir, məsələn Günəşimizi və Yerimizi götürək. Yer kürəsində Günəşdən daha çox litium var.

Amma bununla ziddiyyət təşkil edən dəlil tapıldı. Bəzi ulduzların olduğu təsbit edildi Litiumla zəngindir. Budur bu cür ulduzların müşahidəsi ilə bağlı bir neçə sənəd:


Niyə kütləvi ulduzlar helium işığına məruz qalmır - Astronomiya

Ulduzlar və planetlər ənənəvi olaraq iki xüsusiyyətə görə fərqləndirilir:

(i) Nüvələrində hidrogen yandıran nüvə reaksiyalarının olub-olmamasına. Ulduzlar bu planetləri etmir. Nüvədə hidrogen yandırmaq üçün kifayət qədər yüksək istiliyin olması üçün bir cisimin Yupiterin ən az 75 və ya daha çox qatına sahib olması lazımdır. Bundan daha böyük bir şey avtomatik olaraq bir ulduz sayılır.

(ii) formalaşma tərzi. Ulduzlar bir dumanlıqda və ya başqa bir ulduzlararası məkanın bölgəsində olan bir qaz buludunun cazibə qüvvəsinin təsiri altında çökdüyü zaman meydana gəlir. Planetlər isə əvvəlcədən mövcud olan bir ulduzun ətrafındakı diskdəki maddənin qaya / buz nüvələri ətrafında sıxlaşmağa başladığı zaman meydana gəlir. Bütün planetin demək olar ki, tamamilə qaya / buz / su (Yer kimi) olduğu vəziyyətlərə və ya sonradan çox miqdarda qazın qaya / buz nüvəsinə çəkildiyi vəziyyətlərə (Yupiter, Saturn və s.) Sahib ola bilərsiniz. .

Yuxarıda göstərilən təriflərdə, əsasən "qəhvəyi cırtdanlar" adlanan obyektlərin mövcudluğu səbəbindən birmənalılıq yoxdur. Qəhvəyi cırtdanlar hidrogen yandırmaq üçün çox kiçikdirlər, buna görə də onları ulduz hesab etmək olmur, amma əksəriyyəti ulduzlar yaratdığı kimi görünür, çox vaxt ulduzlararası qaz buludunda öz-özünə çıxır, buna görə də edə bilmirlər. həqiqətən də planet sayılır. O zaman sual yaranır ki, bir planetlə qəhvəyi bir cırtdan arasında sərhəd haradadır? Yəni Yupiterin kütləsindən otuz qat çox olan, ancaq bir ulduzun yanında yerləşən bir cisiminiz varsa? Bir planetdir, yoxsa qəhvəyi bir cırtdan? Astronomlar ümumiyyətlə bu vəziyyətdə meydana gəlmə mexanizmini, ulduzla birlikdə yoğunlaşan qazdan yaranan cismin olub olmadığını və ya mərkəzində bir planet kimi bir qaya / buz nüvəsinin olub olmadığını bilmirlər.

Bu problemdən ötəri, son illərdə bir çox insan planetlərdə, qəhvəyi cırtdanlarda və içərisində meydana gəlmə müddətini əhatə etməyən ulduzlar arasında yeni, daha sadə bir fərq qoymağı müdafiə etdilər. Bu ssenariyə əsasən, qəhvəyi cırtdanlar və ulduzlar arasındakı sərhəd yuxarıdakı kimi Yupiterin kütləsindən təxminən 75 dəfə çoxdur, lakin qəhvəyi cırtdanlar və planetlər arasındakı sərhəd Yupiterin kütləsindən 13 qat çoxdur, çünki bu kütlədir. obyektlər deuterium yandırmaq üçün kifayət qədər mərkəzi temperaturlara çatır (müntəzəm hidrogendən daha aşağı temperaturda nüvə yanmasına məruz qalan hidrogen izotopu).

Bu səhifə 18 İyul 2015 tarixində yeniləndi.

Müəllif haqqında

Dave Rothstein

Dave, Galaktikamızdakı qara dəliklərin toplanmasını öyrənmək üçün infraqırmızı və rentgen müşahidələrindən və nəzəri kompüter modellərindən istifadə edən Cornell-in keçmiş aspirantı və doktorantura tədqiqatçısı. Saytın əvvəlki versiyası üçün də inkişafın böyük bir hissəsini etdi.


Ulduzlar necə işləyir

Daha əvvəl də qeyd etdiyimiz kimi, ulduzlar böyük qaz toplarıdır. Yeni ulduzlar, qalaktikadakı mövcud ulduzlar arasında yerləşən iri, soyuq (10 dərəcə Kelvin) toz və qaz buludlarından (əsasən hidrogen) əmələ gəlir.

  1. Ümumiyyətlə, bir növ cazibə pozğunluğu olur yaxınlıqdakı bir ulduzun keçməsi və ya partlayan bir supernovadan gələn şok dalğası kimi buluta.
  2. The narahatlıq qruplaşmalara səbəb olur buludun içində formalaşmaq.
  3. The yığınlar içəriyə çökür cazibə qüvvəsi ilə qazı içəri çəkmək.
  4. Çökür yığın sıxır və qızdırır.
  5. Çökür yığın dönməyə və düzəlməyə başlayır diskin içinə.
  6. The disk daha sürətli fırlanmağa, daha çox qaz və toz çəkməyə və istiləşməyə davam edir.
  7. Təxminən bir milyon il sonra, kiçik, isti (1500 dərəcə Kelvin), sıx diskin mərkəzindəki əsas formalar adlanır protostar.
  8. Qaz və toz disk içərisinə düşməyə davam etdikcə enerjidən imtina edirlər protostar, hansı isinir daha çox
  9. Protostarın temperaturu Kelvin təxminən 7 milyon dərəcəyə çatdıqda, hidrogen başlayırqoruyucuhelium etmək və enerjini buraxın.
  10. Maddə, milyonlarla ildir gənc ulduza düşməyə davam edir, çünki cazibə qüvvəsi səbəbindən çökmə nüvə qaynaşmasının göstərdiyi xarici təzyiqdən daha böyükdür. Buna görə də protostarın daxili temperaturu artır.
  11. Əgər kifayət qədər kütlə (0,1 günəş kütləsi və ya daha böyük) protostara çökərsə və temperatur davamlı birləşmə üçün kifayət qədər isti olarsa, o zaman protostar bir jet şəklində kütləvi bir qaz sərbəst buraxır adlanır bipolar axın. Kütlə yetərli deyilsə, ulduz əmələ gəlməz, əksinə a olar qəhvəyi cırtdan.
  12. The bipolar axın qazı və tozu təmizləyir gənc ulduzdan. Bu qazın və tozun bir hissəsi sonradan planetlər yaratmaq üçün toplana bilər.

Gənc ulduz indi sabitdir ki, hidrogen birləşməsindən xarici təzyiq daxili cazibə qüvvəsini tarazlaşdırır. Ulduz əsas ardıcıllıqda yerləşdiyi əsas ardıcıllığa, kütləsindən asılıdır.

İndi ulduz sabit olduğundan günəşimizlə eyni hissələrə sahibdir:

  • əsas - nüvə birləşmə reaksiyalarının baş verdiyi yer
  • radiasiya zonası - fotonların enerjini nüvədən uzaqlaşdırdığı yer
  • konvektiv zona - konveksiya cərəyanlarının səthə doğru enerji daşıdığı yer

Bununla birlikdə, daxili təbəqələrin yerləşməsinə görə dəyişə bilər. Günəş kimi ulduzlar və günəşdən daha az kütlələr yuxarıda göstərilən qaydada qatlara malikdirlər. Günəşdən bir neçə dəfə daha böyük olan ulduzlar nüvələrinin dərinliyində konvektiv təbəqələrə və radiasiya xarici qatlarına malikdirlər. Əksinə, günəşlə ən kütləvi ulduzlar arasında aralıq olan ulduzlar yalnız radiasiya təbəqəsinə sahib ola bilər.

Əsas ardıcıllıqla həyat

Əsas ardıcıllıqdakı ulduzlar hidrogeni helyuma birləşdirərək yanır. Böyük ulduzlar kiçik ulduzlara nisbətən daha yüksək nüvəli temperaturlara sahibdirlər. 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 olmalıdır 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 Pqaz 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 əvvəl 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 . Why is this important? Çünki əgər the electrons in a star's core become degenerate əvvəl 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 planetar dumanlıq 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 Chandrasekhar limit. 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


Videoya baxın: KAİNAT HAQQINDA 7 HEYRƏTAMİZ BİLGİ (Dekabr 2021).