Kırmızı bir dev nasıl bu kadar büyüyebilir?

Sözde güneş kırmızı bir dev olduğunda, Dünya'yı yutacak kadar büyüyecek.

Bununla birlikte, bu, güneş yarıçapının yaklaşık 215 × bir faktör kadar genişlemesini gerektirir, yani hacmi 10.000.000 × genişlemelidir.

Belki sadece ben, ama bu konuda bir şey sezgisel hissetmez :-) özellikle güneşin çok fazla kütle kazanmadığı göz önüne alındığında. Peki ya hidrojenden daha ağır kaynaştırma elemanları, reaktanların ve / veya ürünlerin 10.000.000 × kadar hacim kapladığını ima eder? Yıldız ömrünü açıklarken kimse bunu açıklamıyor ve neden böyle olması gerektiğini anlamıyorum. (Aslında, çekirdeklerin birleştiği göz önüne alındığında füzyonun hacimde bir azalmaya neden olmasını beklerdim ...)

Düzenle:

Görünüşe göre, bazıları hidrojen füzyonu sırasında oluşan bazı kırmızı devler, bazı helyum var.
Bu iki tür için cevap farklıysa, en azından helyum türü için cevabı bilmek isterim (tabii ki daha ileri gidip her ikisine de hitap eden birini takdir ediyorum).

Aklımda, bu açıklamaların hiçbiri kırmızı devlerin genişlemesinin gerçek nedenini gerçekten kapsamıyor. Gerçekten de, bu konu insanların mantıklı gelen her şeyi uydurdukları bir alan gibi görünüyor, ancak genellikle oldukça yanlış (Fraser Cain, kaynaştırıcı kabukta hem hafif basınçtan hem de daha yüksek bir hacimden bahsediyor, ancak hafif basınç hiç rol oynamıyor ve Kabuğun hacmi çekirdekten çok farklı değildir, bu da Güneş'in çekirdeğinden çok daha küçüktür). Öyleyse hikayeyi düzleştirelim.

Açıklamaların birçoğu, inert bir dejenere helyum çekirdeğinin üzerinde devam eden bir hidrojen füzyon kabuğuna sahip olmanız da dahil olmak üzere bazı önemli unsurları içerir. Ancak genişlemenin temel nedeni, bu kabuğun füzyon hızını kendi kendine düzenleme biçiminin, Güneş'in çekirdeğinin şimdi füzyonunu kendi kendine düzenlemesinden biraz farklı olmasıdır.

Şimdi, Güneş'in çekirdeği, füzyon hızını, enerjinin (ışık biçiminde) Güneşin kütlesi boyunca yayıldığı hıza uyacak şekilde kendi kendini düzenler. Bunu yapma şekli, tüm ana dizi yıldızlarında esasen aynıdır: çekirdek sıcaklıklarını düzenlerler, bu yüzden daha parlak ana dizi yıldızlarının çekirdek sıcaklığı biraz daha yüksektir. Ancak bu, kırmızı bir devdeki kabuğun kaynaşma şeklini füzyon hızını kendiliğinden düzenler - sıcaklığını düzenleyemez, çünkü sıcaklık, üzerine oturduğu dejenere çekirdeğin yerçekimi ile verilir. (Bu, sıcaklığı virial teoremle ayarlar, bu dejenere çekirdeğin kabuğu etkilemesinin ana yoludur - sıcaklığını ayarlar.) Kabuk kendi sıcaklığını düzenlemediğinden, sıcaklık oldukça yüksek olma eğilimindedir, özellikle çekirdek kütle kazandıkça (parlaklık bu yüzden zamanla artar). Füzyon sıcaklığa çok duyarlıdır, bu nedenle çok yüksek bir sıcaklığa yapışmak füzyon oranını artırırçılgına dön . Yıldızın geri kalanı bu muhteşem füzyon oranını destekleyemez, bu yüzden başka bir şey olur.

Yıldız patlar ve böylece kabuğun kendi füzyon hızını düzenleme şeklini buluruz: ağırlığı kabuğundan kaldırır . Bu, yüksek sıcaklığı telafi eden ve füzyon oranını yıldızın geri kalanının yönetebileceği şeye indiren kabuktaki basıncı azaltır (ışık, kabuktan yayılabilen hız ile ayarlanır). Bu yüzden gerçek bir neden var - yıldız, füzyon oranını fındıktan korumak için çılgın yüksek sıcaklıktaki kabuğundan ağırlık kaldırmanın bir yolunu bulmalı, ancak sonuç, füzyon oranının hala oldukça yüksek ve daha yüksek olması çekirdeğin kütlesi artar, kabuk sıcaklığını daha da zorlar ve yıldızı daha da şişirmeye zorlar.

Burada güzel bir açıklama var . Bir yıldızın gazdan yapıldığını (seçici olmak istiyorsanız iyi plazma) unutmayın, bu yüzden sabit bir hacme sahip değildir. Füzyon başladığında, bir yıldız, füzyon tarafından üretilen enerji miktarını yüzeyden yayılan miktarla dengeleyebileceği bir boyuta ulaşana kadar genişleyecektir. Çok küçükse, ısınır ve genleşmeye neden olur (yıldızın hangi kısımlarının genişlediğine bağlı olarak) üretilen enerjiyi azaltacak ve yayılan miktarı artıracaktır. Bunun daha ayrıntılı bir şekilde anlaşılması, sıcaklık ve yoğunluğun yıldızdaki derinlikle nasıl değiştiğini takip etmeyi gerektirir.

Kırmızı bir devde, enerji çekirdeğinde değil, çekirdeği çevreleyen küresel bir kabukta üretilir (çünkü çekirdeğin az ya da çok yakıt bittiği için). Bu aslında daha büyük bir hacimdir, bu nedenle daha fazla enerji üretilmektedir. Yıldız tüm bu enerjiyi yayabilecek kadar genişler.

Sadece orta miktarda matematik içeren bir açıklama buldumBir şey, helyum çekirdeğinizin olması ve hidrojen füzyonunun hemen dışında devam etmesidir. Bu, füzyon katmanının "üstünde" daha az kütle olduğu anlamına gelir, bu nedenle füzyon aslında çekirdekte olduğundan daha düşük basınçlarda gerçekleşir. Bu, o katmanda daha yüksek sıcaklıklar gerektirir ve denklemleri yaptığınızda, çok daha yüksek toplam enerji çıkışı. Bu enerji akışı, ister radyasyon ister konveksiyon, yıldızın dış katmanlarına ulaşır ve başlangıçta onları ısıtır, genişlemelerine neden olur (çünkü yıldızların yerçekimi az ya da çok değişmez ve bu yüzden onları daha fazla aşağı çekemez). Genişlemede soğurlar, bu da radyasyonu daha fazla tuttukları (daha soğuk gaz daha az şeffaftır) ve daha az yayılır ve tekrar ısıtılır ve tekrar genişlerler. Bu bir denge noktası bulunana kadar (veya devam edene kadar, kütlelerinin çoğunu bu şekilde patlatabilecek güneşten çok daha büyük yıldızlar için) ve sayıları yaptığınızda bu dengenin çok büyük bir yıldız gerektirdiği ortaya çıkıyor. Belki de bunu düşünmenin bir yolu, güneşten çok daha az masif bir yıldızın yavaşça sönmesidir. Alttan patlayandan çok daha büyük bir yıldız. Güneş ikisi arasında durur, bu yüzden "neredeyse patlar" ama dış katmanlar çok büyük hale geldiğinde durur.

Ek bir açıklama, kırmızı bir devin üst kısımlarındaki yoğunluğun oldukça düşük olmasıdır - standartlarımıza göre, kırmızı-sıcak gazla kirlenmiş iyi bir vakumdur. Ancak yıldız çok büyük olduğu için hala opak, bu yüzden bunu yıldızın bir parçası olarak sayıyoruz.

Dengedeki yıldızın boyutu kuvvetler dengesidir, sıcak plazmanın ürettiği basınç, çekirdekteki nükleer reaksiyonlarla ısıtılır ve yerçekimi ile dengelenir.

Füzyon oranları sıcaklıktan büyük ölçüde etkilenir. Sıcaklığı biraz artırın ve çok daha fazla enerji elde edin. Çekirdek hidrojenden tükendiğinde, hızla yanan hidrojenin bir kabuğu ile çevrili inert bir dejenere helyum çekirdeği oluşturarak çökmeye ve ısınmaya başlar. Bu yeni dengede çok daha fazla enerji açığa çıkar. Bu olumlu geri bildirim, küçük bir değişiklik (çekirdekten kabuk yanmasına) gibi görünen şeyin yıldızın enerji çıkışı üzerinde büyük bir etkiye sahip olduğu anlamına gelir.

Şimdi bir yıldız geliştiğinde saniyede çok daha fazla enerji ortaya çıkarır. Aldebaran, sadece biraz daha büyük olmasına rağmen, güneşten saniyede 500 kat daha fazla enerji üretir.

Şimdi bu, yıldızın boyutunun artmasına neden olur, ancak yıldız büyüdükçe, dış katmanlar ağırlık merkezinden daha uzaktır ve böylece ters kare yasasına göre yerçekimi kuvveti azalır. Daha az yerçekimi ile boyuttaki büyüme artar. Böylece, güçteki büyük bir artış boyutta büyük bir artış haline gelir. Bu nedenle, boyuttaki büyüme, sıcak gazın genişlemesi hakkındaki basit sezgiden çok daha büyüktür.

Bir yıldızın evriminin son aşamalarında, yıldızın yerçekimi dış katmanlarını yıldıza bağlı tutmak için yeterli olmadığından ve gezegenimsi bir bulutsu haline geldiğinden, yıldızın büyüklüğü sınırsız büyür.

Bunu düşünmenin sezgisel yolu, özünde birbirini güçlendiren birden fazla değişiklik olduğunu anlamaktır. Astronomide güçlenme nadir değildir. Yer çekiminin neden büyük nesneleri bu kadar küçük yapabildiğini açıklar, çünkü büyük nesne küçüldükçe nesnenin yerçekimi ve ağırlığı katlanarak büyür. Bir anlamda, tersi bir Kızıl dev ile olur. Yüzeydeki yerçekimi, yıldız türünün bir kaçış genişlemesine girmesine yetecek kadar azalır.

Yıldızın yaşamının sonlarına doğru genişlemesi üsteldir. Bu yüzden çok fazla genişleyebilir.

Güneş boyutunun iki katına çıkmasına rağmen kütlesi değişmeden kalsaydı. Bu varsayımda, yeni Güneş'in yüzey ağırlığı 4'e bölünür. Kaçış hızı 2'nin kare köküne bölünür, bu nedenle dış katman çok daha az ağırlığa sahiptir, ancak kaçış hızı hala yıldıza bağlanır. Her şey eşit, güneşi genişletmek soğumasına neden olmalıdır, ancak sıcaklık 2'ye bölünürse, sıcaklık 2'ye bölünürse, hidrojen ve helyum moleküllerinin hızı 2'nin kare köküne bölünür.

Bu teorik olarak, yüzeydeki hidrojen atomları biraz daha yavaş hareket eder, ancak yerçekiminin 1 / 4'ü ile daha serbesttirler ve termal hızlarına göre yıldızdan uzaklaşabilirler.

Güneşi genişletmeye devam edersek, dış hidrojenin inanılmaz derecede gevşek bir şekilde bağlandığı bir nokta gelir. Kırmızı dev boyutunda, mesela, yarıçapta 1 AU veya 215 akım güneş yarıçapında, yerçekimi yaklaşık 46.000 kat daha düşüktür ve yüzeydeki hidrojen sadece 0.006 m / s ^ 2 yerçekimi ivmesi yaşar, ancak aynı hidrojen molekülleri kırmızı devde sıcaklık (yaklaşık 3.000 derece K), yaklaşık 5.5 km / s hareket ediyor. Şu anda güneş yüzeyindeki yaklaşık 100 km'ye kıyasla (8 km / s'nin biraz altında) sadece termal enerjilerine dayanarak bir milyon km'den fazla yüzeyden uçabilirler.

Her iki durumda da, hidrojen ve helyumun dış tabakası dengededir, sadece yerçekimi ve kırmızı dev boyutu o kadar çok düşüktür ki kırmızı dev ile denge, bu çok gevşek bağlı çok dağınık sıcak gazdır. Ama bu sadece sebebin bir parçası.

Güneş büyüdükçe başka neler olacağını düşünün.

Kaynak .

Füzyonun gerçekleştiği çekirdek, merkezdeki nispeten küçük bir bölgedir. Çekirdeğin etrafına sarılmış olan radyasyon bölgesi ve iletken bölgedir. bu da ısının güneşin içinde sıkışmış füzyondan korunmasına yardımcı olur. Sonuç olarak, zamanla, güneşin içi daha sıcaklaşır ve daha sıcak büyüdükçe, çekirdek daha da büyür ve daha fazla radyasyon bölgesini kapsar.

Radyasyon bölgesini, ısıyı güneşin içine hapseden bir tür battaniye olarak düşünürsek, çekirdek büyüdükçe ve daha büyük büyüdükçe, radyasyon bölgesi hem gerilir hem de çekirdeğe kütle kaybeder, böylece iki şekilde incelir. Çekirdeğin boyutu iki katına çıkarılırsa, çekirdekten gelen fotonların 1 / 4'ü kadar sayıda molekülden geçmesi gerekir. Güneş yeterince yaşlandıkça ve kaynaşmanın çoğu çekirdeğin dış kenarında gerçekleştiğinden, ısıyı sıkıştıracak kadar battaniyenin daha azı vardır. Daha fazla enerji yaratıldığı kadar değil, enerjinin güneşin dış bölgesine kolay yol. Bu nedenle, güneş büyüdükçe, yüzey yerçekimi yarıçapının karesinden düşer ve iç ısı, dış katmanlara ulaşmak için daha az malzemeye sahiptir,

İç çekirdek çökmesi de bir rol oynayabilir. İç çekirdek kaynaşmak için hidrojenden tükenip çökmeye başlasa bile, çökme eylemi önemli ısı üretir.

Bunun net olmadığından emin değilim, ama sezgisel olarak neler olduğunu açıklamaya çalışıyorum.