Yıldızlar neden kırmızı dev olur?

Feragatname: Kariyer astronomu değilim. Teleskopum yok. Mesleki kimlik bilgim yok. Ama bu şeyleri büyüleyici buluyorum ve yapabileceğim tüm astronomi belgesellerini tüketiyorum.

Bu yüzden, yıldız evrimini anlatan birçok belgesel izledim. Belli bir eşiğin altında yıldız ölümünün süpernova içermediğini anlıyorum. Bu eşiğin üzerinde süpernovaların nötron yıldızları, manyetarlar veya (süpernova hipernova olarak nitelendiriliyorsa) kara delikler oluşturabileceğini anlıyorum.

Ancak, uzun zamandır, süpernova eşiğinin altındaki yıldızların (kendi Güneşimiz gibi) neden Kırmızı Devler olduğunu merak ettim .

Belgesellerden, yıldızın çekirdeğinin füzyonunun devam edemediği (süpernova eşiğinin altındaki yıldızlar için) füzyonun durduğu ve yıldızın yerçekimi altında çökmeye başladığı söylendi.

Yerçekimi yıldızı ezirken, yerçekimi ezdikçe yıldızın ısındığını anlıyorum. Sonuç olarak, yıldız nüvesi “ölü” kalmasına rağmen (füzyon olmaz), yıldız nüvesi etrafındaki “gaz” kabuğu helyumu kaynaşmaya başlayacak kadar ısınır. Füzyon yıldız çekirdeğinin etrafında bir “kabuk” olarak gerçekleştiğinden, füzyondan dışarı doğru itme, yıldızın dış katmanlarını daha da iten şeydir. Sonuç, yıldızın bir Kızıl Dev'e dönüşmesidir.

Benim sorum şudur: Füzyon neden özde kesiliyor ?! Bana öyle geliyor ki yerçekimi yıldızı ezerken, yıldız füzyonu çekirdeğin etrafında değil, çekirdeğin kendisinde hüküm sürecekti. Yıldız çekirdeği neden “ölü” kalırken “kabuğu” kaynaşmaya başlar ???

(Bu biraz basitleştirilmiş ama umarım bu fikri tersine çevirir.)

Reaksiyonlar çekirdekte durur çünkü yakıt biter. Ana dizi sırasında, yıldız hidrojenin helyuma kaynaşmasıyla desteklenir. Sonunda, hidrojen merkezde tükenir, bu nedenle orada hidrojen füzyonu artık mümkün değildir.

$10^8$

Bunu ısıtmak için, çekirdek kasılmalı ve ısınmalıdır. Sonunda (yıldız yeterince büyükse) yapar, ancak anında gerçekleşmez. Gazın hala sıcak olduğunu ve kendisine ve çevresine uyguladığı yüksek basınçta olduğunu unutmayın.

Öte yandan, iç kenarında, (kısmen söz konusu daralmanın bir sonucu olarak) yıldız olup bunu yapar, böylece helyum içinde hidrojen açmak için yeterince sıcak. Bu tam olarak kırmızı bir devin iç yapısını ayıran nükleer yanan kabuktur.

Belki de bu şekilde düşünün. Ana dizinin sonunda bir yıldız düşünün. Hidrojeni helyuma kaynaştıracak kadar sıcak nerede? Çekirdeğin kenarına kadar her yerde! Çekirdekte sigortalanıyor mu? Hayır, çünkü yakıt yok. Peki nerede kaynaşır? Kabuk olarak tanıdığımız çekirdeğin kenarında.

$M\sim1.4M_{sun}$

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

sırayla ısıya dönüştürülebilir.

$10^7 K$$(1)$$(2)$). Kabuk hala yeterli hidrojene sahiptir ve çağdaş, yıldızın içinde (yani yüksek sıcaklık anlamına gelir) hidrojenin nükleer füzyonuna izin verecek kadar derindir. Yıldız daha büyük olsaydı, daha ağır elementler çekirdek füzyonu ve daha fazla yanan kabuk gibi daha fazla şey olabilirdi.

Şunlara bir bakın: Ref 1 , Ref 2 .

Ref 3 bazı numaralar için de.

Daha temel bir anlayış için, He-4'ü C-12'ye kaynaştırmanın zorluklarını fark etmek faydalıdır. Buna Üçlü-Alfa işlemi denir.

İki He-4 çekirdeği (alfa parçacıkları) Coulomb bariyerinin üstesinden gelmek için yeterli enerjiye sahip olduğunda ve enine kesitleri hizalandığında Be-8 üretir. Be-8 çekirdeği o kadar dengesizdir (söz konusu nükleonların iki alfa parçacığına yerleştirilmesi için enerjik olarak elverişli olması nedeniyle), yaklaşık 10 ^ -17 saniyelik bir yarı ömre sahiptir ve bu inanılmaz derecede kısadır. Bu nedenle, C-12 üretmek için üç alfa parçacığının neredeyse anında bir araya gelmesi gerekir, ikisi Be-8 üretir ve bu yarı ömür eşiğinde bir üçüncü etkileşir.

Üç alfa parçacığının bir araya gelme ve neredeyse anında başarılı bir şekilde etkileşim kurma olasılığını ve çekirdeği dejenerasyondan çıkarmak için gereken enerjiyi üretmek için yeterli zamanın gerçekleşmesi için çekirdeğin koşullarının ne kadar aşırı olması gerektiğini düşünmek için bir dakikanızı ayırın. . Helyum füzyonu, şu anda güneşin çekirdeğinin (reaksiyonların yaklaşık% 99'u için proton-proton zincirinden geçen) 15 milyon K yerine aksine yaklaşık 100 milyon K başlıyor. Bu sıcaklık, hem dejenere çekirdeğin inanılmaz basıncı hem de kabuk tarafından sağlanan ek enerji ile sağlanır.

Kabuk füzyonu üçlü alfa işleminden önce başlar, çünkü çekirdek kasılır ve dejenere olurken, çekirdekten o kadar fazla enerji yayılır ki, etraftaki katmanları H-to-He'yi kaynaştırabileceği noktaya kadar ısıtır, aslında o kadar sıcak ki kabuk füzyonu CNO döngüsü ile olur.

Yıldızın dış katmanları, kabuğun bugün olduğundan çok daha sıcak bir sıcaklıkta kaynaştırılan bu kabuktan çok fazla miktarda yayıldığı için hızla genişler.

Bence sen benim gibisin ve daha çok bir layman cevabına ihtiyacın var. Ne olduğunu iyi ve anlaşılması kolay bir açıklama istiyorsanız, Wikipedia'da "Güneş Sisteminin Oluşumu ve Evrimi" ne bakın ve 5.3'e (Güneş ve gezegen ortamları) tıklayın. Güneş aslında iki kez genişleyecektir: Çekirdek hızlandırılmış hidrojen füzyonundan o kadar ısındığında (güneşin çekirdeği ısındıkça hidrojen daha hızlı yanar) çekirdeğin etrafındaki kabuktaki hidrojen kaynaşmaya başlar (kabuktaki bu hidrojen füzyonu dış katmanları yaklaşık 1AU'ya iter). Sonra yaklaşık 2 milyar yıl kadar sonra. Çekirdek, helyumun karbona kaynaşmaya başladığı kritik bir yoğunluğa / sıcaklığa (artan helyum miktarı nedeniyle) ulaşır. Bu noktada, bir helyum "flaş" var ve güneş orijinal boyutunun yaklaşık 11 katına kadar küçülür. Çekirdekteki helyum, aynı türden bir şey gerçekleşene kadar yaklaşık 100 milyon yıl boyunca karbona kaynaşır (bu süre boyunca çekirdeğin etrafındaki kabuktaki hidrojen ve helyum kaynaşmaya başlar ve dış katmanların yeniden genişlemesine neden olur. yukarı (veya füzyon sürecini durduracak kadar karbonla "kirlenmiş") ve gezegenimsi bir bulutsunun çıkarılması ve yıldızın "ölmeye" başlaması için karbon füzyonunu başlatmak için yeterli kütle yoktur.

Bu makaleyi http://www.space.com/ adresinde okumanızı öneririm .

Ondan alıntı:

Evrendeki yıldızların çoğu ana dizi yıldızlarıdır - nükleer füzyon yoluyla hidrojeni helyuma dönüştürenler. Bir ana dizi yıldızı, güneşin üçte bir ila sekiz katı arasında bir kütleye sahip olabilir ve nihayetinde çekirdeğindeki hidrojen boyunca yanabilir. Yaşamı boyunca, füzyonun dışa doğru basıncı, içeriye doğru yerçekimi basıncına karşı dengelenmiştir. Füzyon durduğunda, yerçekimi kurşun alır ve yıldızı daha küçük ve daha sıkı sıkıştırır.

Kasılmalar ile sıcaklıklar artar ve sonunda helyumun karbona kaynaşabildiği seviyelere ulaşır. Yıldızın kütlesine bağlı olarak, helyum yanması kademeli olabilir veya patlayıcı bir flaşla başlayabilir. Helyum füzyonu tarafından üretilen enerji, yıldızın orijinal boyutunun birçok katına doğru genişlemesine neden olur.

EDIT: Wikipedia biraz daha fikir veriyor:

Yıldız, çekirdeğindeki hidrojen yakıtını tükettiğinde, nükleer reaksiyonlar artık devam edemez ve böylece çekirdek kendi yerçekimi nedeniyle büzülmeye başlar. Bu, sıcaklığın ve basıncın çekirdek çevresindeki bir kabukta füzyonun devam etmesine neden olmak için yeterli olduğu bir bölgeye ilave hidrojen getirir. Daha yüksek sıcaklıklar, yıldızın parlaklığını 1.000-10.000 faktör kadar artıracak kadar artan reaksiyon oranlarına yol açar. Yıldızın dış katmanları büyük ölçüde genişler, böylece yıldızın hayatının kırmızı dev aşamasına başlar.

Benim sorum şudur: Füzyon neden özde kesiliyor ?! Bana öyle geliyor ki yerçekimi yıldızı ezerken, yıldız füzyonu çekirdeğin etrafında değil, çekirdeğin kendisinde hüküm sürecekti. Yıldız çekirdeği neden “ölü” kalırken “kabuğu” kaynaşmaya başlar ???

Güneşimiz "ana sekansı" ya da hidrojen kaynaştırma aşamasının yaklaşık yarısındadır. Bir yıldızın çekirdeğindeki füzyon, dinamik dengesinin bir parçasıdır .

• Yıldızın kütleçekimi alanı (kütlesi tarafından üretilen) kütlesini çekirdeğe doğru sıkıştırma eğilimindedir. Madde ne kadar sıkıştırılırsa o kadar ısınır.

• Elemanların çekirdekte kaynaşmasıyla üretilen enerjinin serbest bırakılması, maddeyi çekirdekten uzaklaştırabilir. Maddenin çekirdekten dağılması sıcaklığını azaltma eğilimindedir.

Bir yıldızın büyüklüğü, en azından kısmen, yerçekimi sıkıştırma kuvvetlerinin füzyon tarafından üretilen genişleme kuvvetlerine eşit olduğu oluşan dinamik dengeden kaynaklanır. Buna yıldızın hidrostatik dengesi denir .

Daha ağır elementler kaynaşırken kütle başına salınan enerji miktarı azalır. En fazla enerji hidrojen kaynaştırmak için serbest bırakılır, daha az helyum kaynaştırılarak serbest bırakılır vb. Sonunda, elementleri kaynaştırmak için gereken enerji miktarının füzyon reaksiyonu tarafından salınan enerjiden daha büyük olduğu bir noktaya (demirin kaynaştırılması) ulaşılır. Bu tür yıldızların demir çekirdeğinin "kaynaştırmayan" olduğu düşünülür, çünkü çekirdek demir kaynaşmasını sağlamak için bir sıcaklığa ısıtılırsa, sıcaklığı korumak için reaksiyondan yetersiz enerji açığa çıkar.

Bu noktada, yıldız kütlesi yoğunlaşsa bile hidrostatik dengesini koruyamaz hale gelir. Bundan sonra ne olacağı yıldızın ne kadar büyük olduğuna ve kütle çekim alanının kütlesinin elektron dejenerasyon basıncını aşacak kadar güçlü olup olmadığına bağlıdır.