Güneşimizin evrim süreci ile büyük yıldızların arasındaki fark nedir?
Teşekkürler davet. Büyük yıldızların evrim süreci temelde güneşin evrim sürecinin erken aşamasına benzer ve yaşam döngüsü ve yaşamın sonraki son süreci oldukça farklıdır ve sonuçlar farklıdır.
Büyük bir moleküler buluttan kaynaklanan yıldızların oluşumu, büyüklüğünden bağımsızdır. Moleküler bulutun yerçekimi, dağınık halden merkeze doğru kademeli olarak kümelenmeye neden olacaktır.Süpernova patlamaları, göksel çarpışmalar ve diğer yerçekimi dalgaları gibi göksel olaylardan rahatsız olursa, bu kümelenme hızlanacaktır.
Daralma sıkılaştıkça, merkezdeki basınç artacak, sıcaklık yükselecek ve merkezdeki yerçekimi kuvveti giderek artacak ve çökme hızı büyüklük sırasına göre hızlanacaktır.Son olarak, sıcaklık ve basınç kritik noktaya ulaşarak tetikleyici Bu tutam, devasa moleküler bulutun merkezindeki hidrojen nükleer füzyonuyla gittikçe daha yoğun bir şekilde küçülür ve bir yıldız embriyo doğar.
Bu merkezi nükleer füzyonun genişleme gerilimi muazzam yerçekimi basıncıyla mücadele edecek.Bir çekme süreci olacak.Sonunda yıldızın içindeki nükleer füzyon eşdeğeri yıldızın kütle basıncı ile dengelenecek ve yıldızın ana dizi fazı oluşacaktır. .
Tüm yıldızların oluşumu kabaca aynıdır. Bir yıldızın ana dizi aşaması, yıldızın yaşam süresinin yaklaşık% 90'ını oluşturan en uzundur.
Yıldız oluşumunun belirli bir kütle sınırı vardır, çok büyük veya çok küçük kütlelerin yıldızları oluşturmak zordur. Yıldız yaşamı da kütle ile yakından ilgilidir.
Bir yıldızın kütlesi belli bir aralık içinde, yıldız olamayacak kadar büyük veya çok küçük olmalıdır. En küçük yıldızın kütlesi, güneş kütlesinin% 7'sinden büyük olmalıdır. Bu kütleye ulaşılmazsa, merkezi yerçekimi basıncı nükleer füzyonu tetiklemek için yeterli olmaz, bu nedenle bir yıldız oluşamaz; en büyük yıldızın kütlesi 300 güneş kütlesini geçmemelidir. Kütle çok büyük ve merkezi nükleer füzyon Gerginlik ve büzülme basıncını dengelemek zordur, yıldızın stabilize edilmesi zordur, merkezin yerçekimi dış gaz malzemesini kavrayamaz ve kütle hızla kaybeder.
Bir yıldızın ömrü, kütlesiyle ters orantılıdır. Yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, ömrü de o kadar kısadır. Örneğin, şu anda bilinen en büyük kütleli yıldız, güneşin kütlesinin 265 katı olan ve yalnızca 3 milyon yıllık ömrü olan r136a1 olarak adlandırılır. Şimdi 1,7 milyon yaşında. 1.3 milyon yıl bitecek.
Güneşimiz sarı bir cücedir.Güneş gibi kütleli yıldızların genellikle yaklaşık 10 milyar yıl, güneşten küçük kızıl cücelerin ise genellikle on milyardan trilyon yıla kadar ömürleri vardır.Uzun ömürleri nedeniyle şimdiye kadar Evrende ölmekte olan kırmızı cüce bulunamadı.
Farklı kütlelerdeki yıldızlar farklı şekillerde ölür ve sona erer.
Güneşin ölüm süreci, önce kırmızı dev bir yıldız olmak ve sonunda beyaz bir cüce yıldız olmaktır.
Güneş şu anda yaklaşık 5 milyar yaşında ve yaklaşık 5 milyar yıl içinde ölecek. O sırada güneşin merkezindeki hidrojen elementi tükenir, hepsi helyuma dönüşür, hidrojen nükleer füzyonu durur, basınç dengesini koruyan nükleer füzyon gerilimi ortadan kalkar ve devasa çevresel basınç merkeze doğru aniden sıkışmaya başlar. Büyük basınç helyum çekirdeğine neden olur. füzyon.
Bu sırada, merkezdeki termal genleşme kuvveti büyük ölçüde artar ve devasa ısı, çevredeki gazı genişlemeye zorlar.Güneş, 200 ila 300 kat yarıçaplı kırmızı bir dev haline gelir, Merkür ve Venüs'ü yutar ve dünya yutulur veya kavrulur. . Sonunda, merkezdeki tüm helyum karbona kaynaştı, füzyon durdu ve merkez keskin bir şekilde küçüldü, yerçekimi santimetre küp başına 1 ila 10 tona ulaşan Dünya büyüklüğünde beyaz bir cüce yıldız oldu.
Şu anda, yerçekimi kuvveti artık dış gazı toplamak için yeterli değildir ve dışarıdaki gaz yavaş yavaş uzaya sürüklenir ve yeni bir bulutsu haline gelir.
Barut dağıldıkça, derin karanlık alanda beyaz, sıcak, küçük beyaz bir cüce belirdi ve sonra yavaş yavaş soğularak siyah bir cüce haline geldi.
Büyük bir yıldız öldüğünde, bir nötron yıldızı veya kara delik haline gelecektir.
Güneş kütlesinin 7 katından fazla olan yıldızlar ölümden sonra bir süpernova patlaması yaşayacak ve merkezi kalıntı sadece 10 ila 20 kilometre çapında bir nötron yıldızına dönüşecek; yıldızlar ise süpernova patlamasından sonra güneşin kütlesinin 29 katı kadar ölecek. Merkezin geri kalan kısmı bir kara delik oluşturacak.
Büyük kütleli gök cisimleri süpernova patlamalarına uğrayacak ve nötron yıldızları veya kara delikler haline gelecektir, çünkü yıldızın merkezinde helyum çekirdeği füzyonu tamamlandıktan sonra güneş gibi durmayacaktır.Kütlesinin neden olduğu büyük basınç da nükleer enerjiye neden olacaktır. Füzyon, element 26 demir olana kadar dönmeye devam eder. Demirin özel stabilitesinden dolayı füzyon durdu, büyük basınç, dış malzemeyi ışık hızına yakın bir hızla merkeze çökertti, sert bir demir duvarla karşılaştığında aynı hızla geri döndü ve bir süpernova patlaması meydana geldi.
Bu yüksek basınç ve yüksek sıcaklık anında füzyon, altın ve gümüş gibi bazı daha ağır elementler üretecek ve dünyanın zenginliği bu şekilde ortaya çıkıyor.
Büyük Patlama'dan sonra merkezde kalan madde, kütlesine göre bir nötron yıldızı veya kara deliğe sıkıştırılacaktır.
Kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden daha büyük olduğunda, bir nötron yıldızına sıkıştırılacaktır. Bir nötron yıldızı, nötron dejenere halindeki özel bir gök cisimidir.Nötron dejenerasyonu, yerçekimi basıncını ortadan kaldırır, böylece gezegenin dengesi korunur. Büyük patlamadan sonra kalan kütle güneşinkinin 2-3 katından fazla ise, nötron dejenerasyonu basıncı daha büyük yerçekimi basıncını dengeleyemeyecek ve küçülmeye devam edecek ve tüm maddeler Schwarzschild yarıçapı içinde sonsuza kadar merkeze doğru çökecektir. Tekillik düştü ve sonunda bir kara delik oldu.
Kırmızı cüce, hidrojen nükleer füzyonu tamamlandıktan sonra helyum nükleer füzyonunu tetiklemek için yeterli olmayan küçük bir kütleye sahip olduğundan, kırmızı bir dev olmayacak, yavaş yavaş bir siyah cüce, bir ölüm yıldızı haline gelecektir. Ancak bir kırmızı cücenin ömrü muhtemelen evrenin ömrünü aşacaktır ve kimse onun ölüm aşamasını göremez.
Bunlar, farklı kütlelerdeki yıldızların evrimindeki benzerlikler ve farklılıklardır.
