Dlaczego gwiazdy stają się czerwonymi gigantami?

Oświadczenie: Nie jestem astronomem zawodowym. Nie posiadam teleskopu. Nie mam referencji zawodowych. Ale uważam te rzeczy za fascynujące i zużywam wszystkie dokumenty astronomiczne, jakie mogę.

Oglądałem więc wiele dokumentów opisujących ewolucję gwiazd. Rozumiem, że poniżej pewnego progu śmierć gwiezdna nie obejmuje supernowych. Rozumiem, że powyżej tego progu supernowe mogą tworzyć gwiazdy neutronowe, magnetary lub (jeśli supernowa kwalifikuje się jako hipernowa) czarne dziury.

Jednak przez długi czas byłem ciekawy, dlaczego gwiazdy poniżej progu supernowej - podobnie jak nasze Słońce - stają się Czerwonymi Gigantami.

Z filmów dokumentalnych pouczono mnie, że (dla gwiazd poniżej progu supernowej), kiedy fuzja jądra gwiazdy nie może być kontynuowana… fuzja ustaje, a gwiazda zaczyna zapadać się pod wpływem grawitacji.

Kiedy grawitacja miażdży gwiazdę, rozumiem, że gwiazda rozgrzewa się, gdy grawitacja ją miażdży. W rezultacie, chociaż rdzeń gwiezdny pozostaje „martwy” (nie dochodzi do fuzji), „skorupa” gazu wokół rdzenia gwiezdnego staje się wystarczająco gorąca, aby rozpocząć stopienie helu. Ponieważ fuzja występuje jako „powłoka” wokół rdzenia gwiezdnego, pchnięcie na zewnątrz fuzji jest tym, co popycha zewnętrzne warstwy gwiazdy dalej. W rezultacie gwiazda rośnie w Czerwonego Olbrzyma.

Moje pytanie brzmi: dlaczego fuzja ustaje w rdzeniu ?! Wydaje mi się, że gdy grawitacja miażdży gwiazdę, fuzja gwiezdna zapali się w samym jądrze - a nie w kuli wokół jądra. Dlaczego jądro gwiezdne pozostaje „martwe”, podczas gdy jego „skorupa” zaczyna się łączyć ???

(Jest to nieco uproszczone, ale mam nadzieję, że uda się zrealizować ten pomysł.)

Reakcje zatrzymują się w rdzeniu, ponieważ kończy się na nim paliwo. Podczas głównej sekwencji gwiazda jest wspierana przez stopienie wodoru z helem. W końcu wodór wypływa w środku, więc synteza wodoru nie jest już tam możliwa.

Dlaczego nie zaczyna od razu stopić helu z węglem? To dlatego, że rdzeń nie jest jeszcze wystarczająco gorący lub gęsty. Różne reakcje zasadniczo polegają na obecności różnych stanów rezonansowych w jądrach, aw przypadku helu takiego stanu nie można osiągnąć wystarczająco często, dopóki temperatura rdzenia nie osiągnie około kelwinów.$10^8$

Aby było tak gorąco, rdzeń musi się kurczyć i nagrzewać. W końcu tak się dzieje (jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna), ale nie dzieje się to natychmiast. Pamiętaj, że gaz jest nadal gorący i pod wysokim ciśnieniem, które wywiera na siebie i swoje otoczenie.

Tymczasem na krawędzi rdzenia gwiazda (częściowo w wyniku wspomnianego skurczu) jest wystarczająco gorąca, aby zamienić wodór w hel, więc tak się dzieje. Jest to dokładnie powłoka nuklearna, która odróżnia wewnętrzną strukturę czerwonego olbrzyma.

Więc może pomyśl o tym w ten sposób. Wyobraź sobie gwiazdę na końcu głównej sekwencji. Gdzie jest wystarczająco gorąco, aby stopić wodór z helem? Wszędzie aż do krawędzi rdzenia! Czy łączy się w rdzeniu? Nie, ponieważ brakuje paliwa. Więc gdzie się łączy? Na skraju rdzenia, który rozpoznajemy jako powłokę.

Przeznaczenie gwiazdy zależy w zasadzie od jej masy. Różnorodność wszystkich działań zależy od jego masy. Jeśli jądro gwiazdy ma masę poniżej granicy Chandraseckhara ( ), to ma umrzeć jako biały karzeł (lub w rzeczywistości jako czarny karzeł na końcu). Kompozycja białego karła, zależy również od pierwotnej masy gwiazdy. Różne masy doprowadzą do różnych kompozycji. Dokładniej, im bardziej masywna jest gwiazda, tym cięższe są elementy tworzące ostateczny obiekt. Jest tak, ponieważ większa masa oznacza więcej energii potencjalnej grawitacji$M\sim1.4M_{sun}$

$dU = - \frac{GM(r)dm}{r}$

które z kolei można przekształcić w ciepło.

Wodór rozpoczyna syntezy jądrowej dla reakcji protonów (który jest dominującym procesem Sun jak gwiazdy) w temperaturze około . Jest to wartość, która pozwala cząsteczkom pokonać barierę kulombowską (tj. Stopić się ). Po fuzji wodoru, kiedy większość rdzenia składa się z helu, to oczywiście fuzja wodoru nie może już mieć miejsca. Rdzeń zaczyna się zapadać i sam się nagrzewa. W przypadku gwiazdy podobnej do Słońca masa jest wystarczająca do skompresowania się do poziomu, który ogrzeje jądro na tyle, aby rozpocząć spalanie. Ale to wszystko. Kiedy również hel przekształca się w węgiel, gwiazda nie ma wystarczającej masy do ponownego skompresowania się do poziomu, który rozpoczyna kolejną reakcję syntezy jądrowej. Właśnie dlatego zatrzymują się podstawowe reakcje jądrowe( 1 ) ( 2 $10^7 K$. W przypadku pytania o spalanie powłoki ważne jest, aby zrozumieć dwie rzeczy: struktura powłoki gwiazdy jest jedynie przybliżeniem, i występuje gradient temperatury w gwiazdach podobnych do Słońca, co oznacza, że ​​(oprócz korona) temperatura wzrasta, gdy przejdziesz z zewnątrz do rdzenia. Teraz, jeśli rdzeń jest ściśnięty i stał się tak gorący, aby spalić hel, skorupa „na zewnątrz” rdzenia (która w schemacie podobnym do cebuli znajdowała się w promieniu poprzedniego rdzenia spalającego wodór), jest nadal wystarczająco gorąca, aby spalić wodór. Wielkość rdzenia hel spalania jest mniejszy niż rdzeń spalanie wodoru (to kompresji z definicji$(1)$$(2)$). Powłoka ma wciąż wystarczającą ilość wodoru, a współczesna jest wystarczająco głęboko w gwieździe (co oznacza wysoką temperaturę), aby umożliwić syntezę jądrową wodoru. Gdyby gwiazda była bardziej masywna, mogłoby się zdarzyć więcej rzeczy, na przykład połączenie cięższych pierwiastków i coraz więcej płonących pocisków.

Spójrz na te: Ref 1 , Ref 2 .

Odnośnie 3 również dla niektórych liczb.

Dla bardziej fundamentalnego zrozumienia pomocne jest uświadomienie sobie trudności stopienia He-4 z C-12. Nazywa się to procesem Triple-Alpha.

Gdy dwa jądra He-4 (cząstki alfa) mają energię wystarczającą do pokonania bariery kulombowskiej i wyrównania ich przekrojów, powstaje Be-8. Jądro Be-8 jest tak niestabilne (ze względu na to, że jest sprzyjające energetycznie dla przedmiotowych nukleonów w dwóch cząsteczkach alfa), że jego okres półtrwania wynosi około 10 ^ -17 sekund, co jest niezwykle krótkie. Dlatego, aby wytworzyć C-12, trzy cząstki alfa muszą się spotkać prawie natychmiast, dwie wytwarzają Be-8 iw tym progu półtrwania trzecia oddziałuje.

Zastanów się przez chwilę, jak ekstremalne muszą być warunki rdzenia, aby umożliwić prawdopodobieństwo, że trzy cząstki alfa zejdą się i odniosą sukces niemal natychmiastowo, i aby wydarzyło się to wystarczająco długo, aby wytworzyć energię potrzebną do wyprowadzenia rdzenia ze zwyrodnienia . Fuzja helu trwa około 100 milionów K, w przeciwieństwie do 15 milionów K rdzenia Słońca (przechodzącego łańcuch proton-proton przez około 99% reakcji) w chwili obecnej. Temperaturę tę zapewnia zarówno niewiarygodne ciśnienie zdegenerowanego rdzenia, jak i dodatkowa energia dostarczana przez powłokę.

Fuzja skorupy rozpoczyna się przed procesem potrójnej alfa, ponieważ gdy rdzeń kurczy się i ulega degeneracji, z jądra promieniuje tyle energii, że ogrzewa on bezpośrednio otaczające go warstwy do punktu, w którym może zacząć stapiać H-He-He, w rzeczywistości jest tak gorąco, że stopienie powłoki odbywa się w cyklu CNO.

Zewnętrzne warstwy gwiazdy rozszerzają się gwałtownie, ponieważ z tej powłoki wypromieniowana jest ogromna ilość energii, która topi się w temperaturze znacznie gorętszej niż obecnie.

Myślę, że jesteś podobny do mnie i potrzebujesz więcej odpowiedzi laika. Jeśli chcesz dobrego, łatwego do zrozumienia wyjaśnienia tego, co się dzieje, zobacz „Formowanie i ewolucja Układu Słonecznego” w Wikipedii, a następnie kliknij 5.3 (Słońce i środowiska planetarne). Słońce faktycznie rozszerzy się dwukrotnie: raz, gdy rdzeń nagrzeje się w wyniku przyspieszonej syntezy wodoru (gdy jądro staje się gorętsze, wodór pali się szybciej), że wodór w skorupie wokół rdzenia zaczyna się topić (ta fuzja wodoru w skorupie jest co wypycha zewnętrzne warstwy do około 1AU). Potem po około 2 miliardach lat. Rdzeń osiąga krytyczną gęstość / temperaturę (ze względu na zwiększoną ilość helu), którą hel zaczyna topić w węgiel. W tym momencie pojawia się „flash” helu a słońce kurczy się do około 11 razy w stosunku do swojego pierwotnego rozmiaru. Hel w rdzeniu topi się z węglem przez około 100 milionów lat, aż do momentu, gdy stanie się to samo (z tym razem wodór i hel w skorupie wokół rdzenia zaczynają się topić, powodując ponowne rozszerzanie się warstw zewnętrznych. To jest po tym, jak hel zaczyna się zużywać. w górę (lub „zanieczyszczony” węglem w stopniu wystarczającym do zatrzymania procesu fuzji) i nie ma wystarczającej masy, aby rozpocząć syntezę węgla, aby mgławica planetarna została wyrzucona, a gwiazda zaczęła „umierać”.

Sugeruję przeczytanie tego artykułu na stronie http://www.space.com/ .

Cytując z tego:

Większość gwiazd we wszechświecie to gwiazdy o głównej sekwencji - te przekształcające wodór w hel za pomocą fuzji jądrowej. Gwiazda o głównej sekwencji może mieć masę od trzeciej do ośmiu razy większą od Słońca i ostatecznie spalić wodór w swoim rdzeniu. W ciągu swojego życia zewnętrzne ciśnienie syntezy jądrowej równoważyło się z wewnętrznym ciśnieniem grawitacyjnym. Gdy fuzja ustaje, grawitacja przejmuje prowadzenie i ściska gwiazdę mniejszą i ciaśniejszą.

Temperatury rosną wraz ze skurczem, osiągając ostatecznie poziomy, w których hel może się stopić z węglem. W zależności od masy gwiazdy spalanie helu może być stopniowe lub może rozpocząć się od wybuchowego błysku. Energia wytwarzana przez fuzję helu powoduje, że gwiazda rozszerza się na zewnątrz do wielokrotności swojego pierwotnego rozmiaru.

EDYCJA: Wikipedia zapewnia więcej informacji:

Kiedy gwiazda wyczerpuje paliwo wodorowe w swoim rdzeniu, reakcje jądrowe nie mogą już być kontynuowane, więc rdzeń zaczyna się kurczyć z powodu swojej własnej grawitacji. Daje to dodatkowy wodór do strefy, w której temperatura i ciśnienie są wystarczające, aby wznowić stapianie w powłoce wokół rdzenia. Wyższe temperatury prowadzą do zwiększenia szybkości reakcji, wystarczającej do zwiększenia jasności gwiazdy o współczynnik 1000–10 000. Zewnętrzne warstwy gwiazdy następnie rozszerzają się znacznie, rozpoczynając w ten sposób fazę olbrzyma czerwonego w życiu gwiazdy.

Moje pytanie brzmi: dlaczego fuzja ustaje w rdzeniu ?! Wydaje mi się, że gdy grawitacja miażdży gwiazdę, fuzja gwiezdna zapali się w samym jądrze - a nie w kuli wokół jądra. Dlaczego jądro gwiezdne pozostaje „martwe”, a jego „skorupa” zaczyna się łączyć ???

Nasze słońce znajduje się mniej więcej w połowie swojej „głównej sekwencji” lub etapu stopienia wodoru. Fuzja w jądrze gwiazdy jest częścią jego dynamicznej równowagi .

• Pole grawitacyjne gwiazdy (wytwarzane przez jej masę) ma tendencję do ściskania swojej masy w kierunku rdzenia. Im bardziej ściśnięta jest materia, tym staje się cieplejsza.

• Uwolnienie energii wytwarzanej przez stapianie elementów w rdzeniu ma tendencję do rozpraszania materii z jądra. Dyspersja materii z rdzenia ma tendencję do obniżania jej temperatury.

Rozmiar gwiazdy wynika zatem, przynajmniej częściowo, z równowagi dynamicznej utworzonej, przy której siły ściskające grawitacyjne są równe siłom ekspansywnym wytwarzanym przez fuzję. Nazywa się to równowagą hydrostatyczną gwiazdy .

Ilość energii uwalnianej w przeliczeniu na masę maleje w miarę stapiania się cięższych pierwiastków. Najwięcej energii jest uwalniane do stopienia wodoru, mniej jest uwalniane przez stopienie helu i tak dalej. W końcu osiągany jest punkt (fuzja żelaza), w którym ilość energii potrzebnej do stopienia pierwiastków jest większa niż energia uwolniona w reakcji fuzji. Uważa się, że żelazny rdzeń takich gwiazd jest „nie stopiony”, ponieważ gdyby rdzeń został podgrzany do temperatury umożliwiającej stopienie żelaza, z reakcji uwolniłaby się niewystarczająca energia do utrzymania temperatury.

W tym momencie gwiazda staje się coraz bardziej niezdolna do utrzymania równowagi hydrostatycznej, nawet gdy jej masa ulega kondensacji. To, co stanie się potem, zależy od tego, jak masywna jest gwiazda i czy jej pole grawitacyjne jest wystarczająco silne, aby przekroczyć ciśnienie degeneracji elektronów w jej masie.