Википедија

Ѕвездено јадро

Ѕвездено јадро — многу врело и густо подрачје во средиштето на една ѕвезда. Кај обична ѕвезда од главната низа, ајадреното подрачје е просторот каде температурата и притисокот овозможуваат производство на енергија по пат на термојадрено соединување на водородот во хелиум. Оваа енергија, од своја страна, е противтежа на масата на ѕвездата која притиска навнатре — процес на самоодржување на условите во топлинска и хидростатичка рамнотежа. Најниската температура потребна за согорување на водородот во ѕвездата надминува 107 K (10 MK), а густината во јадрото на Сонцето изнесува над 100 г/см3. Околу јадрото се наоѓа ѕвездената обвивка, која ја пренесува енергијата од него во ѕвездената атмосфера, каде таа зрачи во вселената.[1]

Главна низа

уреди
 
Ѕвездите со голема маса на главната низа имаат струевити јадра, оние со средна маса имаат зрачни јадра, а ѕвездите со мала маса се наполно струевити.

Ѕвездите од главната низа се одликуваат со главен енергопроизводен механизам во нивното средиште, кој спојува четири водородни јадра во еден хелиумски атом по пат на термојадрено соединување. Сонцето е пример за таква ѕвезда. Штом ќе се образуваат ѕвездите со маса на Сонцето, јадреното подрачје достигува топлинска рамнотежа во рок од 100 милиони години[2] и тоа почнува да зрачи.[3] Ова значи дека создадената енергија се ослободува од јадрото по пат на зрачење и спроводливост наместо преку пренос на маса во облик на струење. Над овој сферен зрачен слој има мал струевит слој, веднаш под надворешната атмосфера.

При пониска ѕвездена маса, надворешната струевита обвивка зазема сè поголем дел од општата обвивка, а кај ѕвездите со маса околу 0,35 M☉ (35 % од Сончевата) или помалку (вклучувајќи ги неуспешни ѕвезди) целата ѕвезда е струевита, заклучно со јадреното подрачје.[4] Ѕвездите со многу мала маса (ЅМММ) го заземаат постариот опсег на црвени џуџиња. ЅМММ сочинуваат преку 70 % од ѕвездите во Млечниот Пат. Наскомасениот крај на ЅМММ-опсегот достигнува 0,075 Сончеви маси (M☉); под оваа маса не може да дојде до вообичаеното (недеутериумски) водородно соединување и телото се смета за кафеаво џуџе. Температурите на јадреното подрачје на ЅМММ се намалува со намалување на масата, а густината се зголемува. Кај ѕвезда со 0,1 M☉, јадрото има температура од 5 MK, а густината изнесува околу 500 г/ см−3. Дури и во најнискиот дел на температурниот опсег, водородот и хелиумот во јадрото се наполно јонизирани.[4]

 
Логаритам на произведената зрачна енергија (ε) на соединувачките процеси на протонско-протонскиот ланец (ПП), CNO-циклусот и тројниот алфа-процес при различни температури (T). Испрекинатата линија ја покажува збирната енергија создадена од процесите на п-п и CNO во ѕвездата.

Под 1,2 M☉ енергопроизводството во ѕвезденото јадро се одвива претежно по пат на протонско-протонската верижна реакција, процес на кој му треба само кислород. Кај ѕвездите со маса поголема од оваа енергопроизводството сè повеќе се одвива со CNO-циклусот, процес на водородно соединување кој користи посредни атоми на јаглерод, азот и кислодод. Во Сонцето, само 1,5 % од нето-енергијата доаѓа од CNO-циклусот. Кај ѕвездите со 1,5 M☉ каде јадрото достигнува 18 MK, половина од енергијата доаѓа од CNO-циклусот, а половина од ПП-ланецот.[5] CNO-процесот е почувствителен на температура од ПП-ланецот, при што највеќето енергија се произведува близу самото средиште на ѕвездата. Од ова произлегува пострмен топлински градиент, кој создава струјна нестабилност. Затоа, јадреното подрачје е струевито кај ѕвездите со над 1,2 M☉.[6]

Кај сите ѕвезди, како што се троши јадрениот водород, температурата се накачува за да се одржи рамнотежата на притисокот. Ова води до зголемена стапка на енергопроизводство, која пак ја зголемува сјајноста на ѕвездата. Трањењето на водородносоединувачката фаза се смалува со зголемувањетоа на Сончевата маса. За ѕвезда со маса на Сонцето, периодот изнесува 10 милијарди години. При 5 M☉ траењето е 65 милиони години, а при 25 M☉ периодот на водородно соединување во јадрото трае само 6 милиони години.[7] Најдолговечните ѕвезди се наполно струјни кафеави џуџиња, кои можат да се задржат на главната низа со стотици милијарди години и повеќе.[8]

Подџиновски ѕвезди

уреди

Штом ѕвездата ќе го претвори целиот водород од јадрото во хелиум, јадрото повеќе не е самоодржливо и почнува да колабира. Тоа се загрева и станува доволно врело за да отпочне соединување на водородот во обвивката околу него. Јадрото продолжува да колабира, а надворешниот слој на ѕвездата се шири. Во оваа фаза ѕвездата е подџин. Ѕвездите со многу мала маса никогаш не стануваат подџинови бидејќи тие се наполно струјни.[9]

Ѕвезди со маса од 0,4 M☉ до 1 M☉ имаат мали неструевити јадра на главната низа и развиваат дебели водородни обвивки на гранката на подџинови. Таму се задржуваат неколку милијарди години, и масата на хелиумското јадро полека се зголемува од соединувањето на водородната обвивка. Со време јадрото станува изродено, каде главен извор на притисок е оној на електронска изроденост, па ѕвездата се шири до гранката на црвени џинови.[9]

Оние со поголеми маси имаат барем делумно струевити јадра кога се на главната низа, и развиваат релативно големо хелиумско јадро пред водородор да се истроши низ целото струевито подрачје, а можеби и на поголемо подрачје поради продорното струење. Кога јадреното соединување ќе престане, јадрото почнува да колабира и добива толкави димензии што гравитациската енергија впрочем ги зголемува температурата и сјајностана ѕвездата неколку милиони години, пред да достигне толкава врелина што ја пали водородната обвивка. Штом почне соединувањетона кислородот во обвивката, ѕвездата се разладува и станува подџин. Кога соединувањето во јадрото ќе престане, но температурата се одржува со соединувањето на околната обвивка, постои максимална маса наречена Шенберг-Чандрасекарова граница. Кога масата ќе ја надмине оваа граница, јадрото колабира, и надворешните слоеви на ѕвездата бргу се шират, правејќи ја црвен џин. Кај ѕвезди со приближно 2 M☉, ова се случува за само неколку милиони години откако ѕвездата ќе стане подџин. Ѕвездите помасивни од 2 M☉ имаат јадра над Шенберг-Чандрасекаровата граница пред да ја напуштат главната низа.[9]

Џиновски ѕвезди

уреди
 
Разлики во составот на ѕвезда од главната низа, ѕвезда на гранката на црвени џинови и ѕвезда на хоризонталната гранка.

Штом ќе се потроши водородот во јадрото на нискомасена ѕвезда со барем 0,25 M☉[8], ѕвездата ја напушта главната низа и се развива долж гранката на црвени џинови на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Овие ѕвезди во развој со маса до 1,2 M☉ имаат јадра што се собираат сè додека водородот не почне да се соединува по пат на ПП-ланецот заедно со обвивката околу интерното хелиумско јадро, минувајќи низ гранката на подџинови. Овој процес постепеној ја зголемува масата на хелиумското јадро, и со тоа обвивката што сиединува водород добива на температура сè поврела додека не почне да создава енергија со CNO-циклусот. Поради температурната чувствителност на CNO-процесот, оваа обвивка станува потенка од претходно. Ѕвездитее со над 1,2 M☉ без струевито јадро кои го имаат потрошено јадрениот водород во CNO-процесот имаат собрани јадра и право одат во џиновската фаза. Зголемената маса и густина на хелиумското јадро предизвикува зголемување на големината и сјајноста на ѕвездата додека таа се развива во црвен џин.[10]

Кај ѕвездите со маса од 0,4-1,5 M☉ хелиумското јадро се изродува пред да стане доволно врело за да отпочне соединувањето на хелиум. Кога изродениот хелиум во јадрото ќе достигне доволна густина (околу 107 г/см−3 и температура од 109 K), доаѓа до јадрена експлозија наречена „хелиумски блесок“. Овој настан не може да се забележи од надворешноста на ѕвездата, бидејќи сета ослободена енергија се троши во подигањето на јадрото од електронска изроденост во нормална гасовита состојба. Јадрото што соединува хелиум се шири, густината се намалува на 103 − 104 г/см−3, а ѕвездената обвивка се собира. Ѕвездата сега е на хозиронталната гранка, и се забележува брзо намалување на сјајноста на фотосферата, како и зголемување на делотворната температура.[11]

Кај помасивните ѕвезди од главната низа со јадрено струење, хелиумот произведен со соединување се меша во стуревитиот слој. Штом ќе се потроши јадрениот водород, тој се исцрпува во сето струевито подрачје. Во тој миг хелиумското јадро почнува да се собира и почнува водородно соединување заедно со обвивка по обиколката, која постепено додава уште хелиум во инертното јадро.[7] Кај ѕвездите со маса над 2,25 M☉, јадрото не се изродува пред да почне хелиумското соединување.[12] Затоа, како што старее ѕвездата, јадрото продолжува да се собира и загрева додека средиштето не стане способно да одржува троен алфа-процес, притоа соединувајќи го хелиумот во јаглерод. Меѓутоа, највеќето енергија создадена во оваа фаза и понатаму доаѓа од обвивката што соединува водород.[7]

Кај ѕвездите над 10 M☉, хелиумското соединување во јадрото почнува веднаш штом ќе заврши главната низа. Околу хелиумското јадро се образуваат обвивки што соединуваат водород: тенка внатрешна обвивка со CNO-циклус и надворешна обвивка со ПП-ланец.[13]

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Pradhan & Nahar 2008, стр. 624
  2. ↑ Lodders & Fegley 2015, стр. 126
  3. ↑ Maeder 2008, стр. 519
  4. ↑ 4,0 4,1 Chabrier & Baraffe 1997, стр. 1039−1053
  5. ↑ Lang 2013, стр. 339
  6. ↑ Maeder 2008, стр. 624
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 Iben 2013, стр. 45
  8. ↑ 8,0 8,1 Adams, Laughlin & Graves 2004
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Salaris & Cassisi 2005, стр. 140
  10. ↑ Rose 1998, стр. 267
  11. ↑ Hansen, Kawaler & Trimble 2004, стр. 63
  12. ↑ Bisnovatyi-Kogan 2001, стр. 66
  13. ↑ Maeder 2008, стр. 760

Библиографија

уреди
  • Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2004). Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. 22. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. стр. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.
  • Bisnovatyi-Kogan, G.S. (2001), Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability, Astronomy and Astrophysics Library, Преведено од Blinov, A.Y.; Romanova, M., Springer Science & Business Media, ISBN 9783540669876
  • Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (ноември 1997), „Structure and evolution of low-mass stars“, Astronomy and Astrophysics, 327: 1039−1053, arXiv:astro-ph/9704118, Bibcode:1997A&A...327.1039C.
  • Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library (2nd. изд.), Springer Science & Business Media, ISBN 9780387200897
  • Iben, Icko (2013), Stellar Evolution Physics: Physical processes in stellar interiors, Cambridge University Press, стр. 45, ISBN 9781107016569.
  • Lang, Kenneth R. (2013), Essential Astrophysics, Undergraduate Lecture Notes in Physics, Springer Science & Business Media, стр. 339, ISBN 978-3642359637.
  • Lodders, Katharina; Fegley, Bruce Jr. (2015), Chemistry of the Solar System, Royal Society of Chemistry, стр. 126, ISBN 9781782626015.
  • Maeder, Andre (2008), Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, ISBN 9783540769491.
  • Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011), Atomic Astrophysics and Spectroscopy, Cambridge University Press, стр. 226−227, ISBN 978-1139494977.
  • Rose, William K. (1998), Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, стр. 267, ISBN 9780521588331
  • Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездено_јадро&oldid=5261312“