Yıldızların kaderini ne belirler? Yıldızların farklı aşamalardaki yakıt tüketim oranları nelerdir?
"İnsanlar, yanan küçük bir mum olsa bile ışığı severler." --- Georg C. Lichtenberg
Yıldız, evrenin evriminin en önemli parçasıdır, ışık ve sıcaklık yaratır, evrenin kompozisyonunu zenginleştirir ve aynı zamanda birçok kayalık gezegeni ve hatta bu gezegenlere hayat bile getirir.
Bugün konuşacağımız soru şu: Bir yıldızın yanma oranını ne belirler? Ve yıldızın ölümüne kadar yıldızın çekirdeğinin farklı katmanlarında farklı elementlerin nasıl adım adım birleştiği.
Bir yıldızın kaderini ne belirler
Bir yıldızın içinde ne olduğunu ve nasıl olduğunu bilmek istiyoruz, bir yıldızın yanmasından ömrünün sonuna kadar tüm süreci anlamamız gerekiyor.
İlk önce yeni bir yıldız bulmalıyız. Onları evrende bulmanın tek yeri büyük yıldız kümeleri!
Yukarıdaki resimde görülen NGC265 gibi genç bir yıldız kümesinde, en kütleli ve en sıcak o-sınıfı ve b-sınıfı yıldızlardan çeşitli yıldız türleri vardır ve kütleleri genellikle güneşin onlarca katı, hatta yüzlerce katıdır. Zamanlar, en düşük kütleli m sınıfı yıldıza, yani en kırmızı ve en karanlık yıldıza kadar. (Elbette birçok "başarısız yıldız", sözde kahverengi cüce vardır.)
Peki bu farklı yıldız türlerine benzersiz renklerini ve parlaklığını veren nedir?
Basit cevap "farklı yıldız kütleleri" dir, bu faktör bir yıldızın ömrünü belirleyen tek faktördür. Çünkü ne tür yıldızlar olursa olsun, başlangıç bileşimleri temelde aynıdır, büyük miktarda hidrojen ve az miktarda helyumdan oluşur.
Bu yıldızların parlamasının nedeni, çekirdeklerindeki nükleer füzyondur. Gaz bulutu yerçekimi etkisi altında biriktikten sonra, kütle en az 25.000 Dünya'nın kütlesine ulaşmalıdır.En düşük kütleli m-sınıfı yıldızlar bile ön yıldızlara dönüşecek, sıcaklık keskin bir şekilde artacak ve çekirdek yoğunluğu ve sıcaklık bir alanı tetiklemeye yetecektir. Kendi kendine devam eden nükleer füzyon reaksiyonu.
Proton-proton zinciri füzyon süreci.
Yıldızların hem mavi hem de parlak farklı renkleri olduğunu biliyoruz, çünkü kırmızı ve karanlık!
Öyleyse bir yıldızın kırmızı ve karanlık yerine bu kadar mavi ve parlak görünmesini sağlayan şey, ikisi arasındaki temel fark, yıldızın içindeki sıcaklıkla ilgilidir! Örneğin, güneşin içinde, çekirdek sıcaklığı yaklaşık 15 milyon Kelvin'dir ve nükleer füzyon en hızlı çekirdekte gerçekleşir.
Ancak yıldızın çekirdeğinden uzaklaştıkça, sıcaklık daha düşük olacak, ancak sıcaklık düştükçe nükleer füzyon hızı katlanarak azalacaktır! Güneşin çekirdeğini% 25 terk ettiğimizde, sıcaklık iki katından daha az düşer ve şu anda nükleer füzyon oranı çekirdeğin% 1'inden azdır!
Bu nedenle, kalite, çekirdeğin sıcaklığını ve yoğunluğunu belirler ve sıcaklık, çekirdeğin nükleer reaksiyon hızını belirler ve çok büyük bir etkiye sahiptir.
Bu nedenle, güneşin yarı sıcaklığına sahip bir yıldız, güneşin yaşının yüzlerce katı kadar daha uzun süre hayatta kalabilirken, çok büyük bir kütleye ve güneşin 260 katı kütleye sahip R136a1 gibi çok yüksek bir sıcaklığa sahip bir yıldız (aşağıdaki yıldız kümesi) Merkez), güneş yaşının% 0.1'inden daha az, çok kısa bir ömre sahiptir.
Yıldızların çekirdeğinde farklı elementler nasıl yanıyor
Bir yıldızın kütlesi doğduğunda mahkumdur, bu da onun kaderinin çoktan mahkum olduğu anlamına gelir. Hayatları boyunca yakıt yaktıklarında, harcanan yakıt alanı küçülmeye başlayacak ve yıldızın içindeki sıcaklık artacaktır! Bu, çekirdeğin daha geniş bir alanının yanan herhangi bir yakıtı kaynaştırabileceği ve füzyon oranının artacağı anlamına gelir.
Ayrıca bu, yıldızın yaşı büyüdükçe yıldızın sıcaklığının ve parlaklığının da giderek artacağı anlamına gelir.
Bir yıldızın ömrü boyunca, belirli bir miktarda radyasyon basıncı üretilir.Bu yüksek enerjili radyasyonun (esas olarak gama ışınları) yıldızın kütleçekimsel çökmeye direnmesini desteklemek için yıldızın tüm katmanlarından salınması gerekir. Güneşin yarıçapı şu anda sabittir, çünkü güneşin yüzeyindeki dışa doğru radyasyon basıncı kabaca içe doğru yerçekimi ile aynıdır. Bununla birlikte, yıldızın çekirdeğinde (yıldızın herhangi bir katmanı aynıdır) yanan yakıt bittiğinde, radyasyon basıncı keskin bir şekilde düşer ve yerçekimi etkisi altında küçülmeye başlar.
İki seçenek vardır: Ya çekirdek, hidrojen, helyum veya en büyük yıldızlarda veya diğer daha ağır elementlerde karbon füzyonu olsun, daha fazla füzyonu ateşlemek için tamamen büzülüp ısıtılabilir; veya yıldızlar Çekirdek hareketsiz kalmaya başlar.Yıldızın kütlesinin düşük olması nedeniyle büzüşüp bir sonraki yakıt aşamasını yakacak kadar ısınamaz.Bu durumda yıldızın ömrü sona ermek üzeredir.
Yukarıdaki resimde görebileceğiniz gibi, yıldız çekirdek hidrojenden helyuma başlar ve çekirdekte helyum birikir. Çekirdek hidrojen yakıldıktan sonra çekirdek büzülmeye ve ısınmaya başlar ve çekirdeğin dış tabakası hidrojen helyum içermeye devam ederken helyumun karbona kaynaşması başlar. Ancak çekirdek helyumu çok hızlı yakar, çekirdek tekrar helyum bittiğinde tekrar yanmaya başlar.Füzyon katman katman devam eder ve çekirdek demir çekirdekler halinde birikir ve nükleer füzyon durur.
Bir yıldız helyum çekirdeğinin oluşumu uzun zaman alır, en büyük yıldızlar bile milyonlarca yıl sürebilir ve helyumdan karbon yanmasına kadar geçen süre hidrojen yanma süresinin yaklaşık% 10'u kadardır. Karbon yakmaya başlayan yıldızlarda, çekirdekteki ilk karbon füzyonundan çekirdek demir çekirdekteki nükleer füzyonun sonuna kadar olan zaman ölçeği yaklaşık bin yıldır, yani yıldızın çekirdekteki hidrojeni bittiğinde, Ölümden uzak değil.
Aslında, güneş benzeri bir yıldızın çekirdeğinin merkez bölgesinde hidrojen yakıtı tükendikten sonra (güneşimiz 5 ila 7 milyar yıl içinde çekirdek yakıtı tükenecek), ilk önce güneş benzeri bir yıldızda helyum füzyonunu ateşleyerek subjiyant bir yıldıza genişleyecektir. Gerçek bir kırmızı dev haline gelmeden önce, alt dev aşaması yaklaşık 100 milyon yıl sürecektir. Ancak subjektif bir yıldız olduğu sürece, bir yıldızın ana diziden sonsuza kadar ayrıldığı anlamına gelir.
Kalan tüm füzyon aşamaları nispeten hızlı gerçekleşecektir, çünkü "ana dizi" bir nedenden ötürü "ana dizi" olarak adlandırılır: bu, tüm yıldızların yaşamındaki en önemli zamandır. Tıpkı bir insanın genç ve orta yaşlı dönemi gibi insanın hayatındaki en önemli aşamasıdır.Bu aşamayı geçtiğinizde hızla ölene kadar yaşlanacaksınız.
Daha büyük bir yıldızın içinde sıcaklık her şeydir ve reaksiyon hızı son derece hızlıdır ve elementler arasındaki konveksiyon çok yavaş gerçekleşir ve yeni yakıt füzyon reaksiyonu için çekirdeğe hızlı bir şekilde taşınamaz. Başka bir deyişle, güneşimizin çekirdeği milyarlarca yıl sonra füzyonu durdursa bile, çekirdek etrafında hala büyük miktarda helyum olacaktır, çünkü bu helyum elementleri çekirdeğe etkili bir şekilde batamaz ve çekirdeğin füzyonunu koruyamaz.
Bir yıldızın tüm çekirdeğinin yeni elementler içinde dönmesi yüz milyarlarca yıl alır.
Öte yandan, m sınıfı yıldızların çekirdekte daha yavaş reaksiyon hızı ve yumuşak nükleer füzyonu vardır, bu da daha fazla yeni elementin yanma için çekirdeğe yerleşmesine izin verir.Bu nedenle, bu tür yıldızların ömürleri trilyonlarca yıllık ömürleri ile özellikle uzun.
Bu, çekirdeğinde hidrojen yakıtı bittiği sürece, normalde düşündüğümüzden çok daha hızlı bir yıldızın evrimidir. Bir yıldız yaşlanmaya başlar.
