Зацрпување (астрономија)
период во развојот на една ѕвезда кога конвекцијата се спушта до внатрешниот слој на производите од фузијата
Зацрпување (англиски: dredge-up) — една од неколку развојни фази кај некои ѕвезди кога струевитиот слој се протега од површината на ѕвездата до јадреното подрачје, каде материјата претрпела соединување. Така, производите на соединување се мешаат со внатрешните слоеви на ѕвездената атмосфера, каде можат да се забележат во спектрите на ѕвездата.
Фази
уреди- Прво зацрпување
- Првото зацрпување се јавува кога ѕвездата од главната низа ќе стапи на гранката на црвени џинови. Поради струевитото мешање, надворешната атмосфера покажува спектарски белег на водородно соединување: Соодносите 12C/13C и C/N се намалуваат, а површинската застапеност на литиумот и берилиумот може да се смали. Навидум нелогичното постоење на црвени џинови богати со литиум кои поминале низ прво зацрпување се должи на ситуации како пренос на масата.[1]
- Второ зацрпување
- Второто зацрпување се јавува во ѕвезди со 4-8 Сончеви маси. Кога хелиумското соединување во јадрото ќе запре, струењето ги меша производите од CNO-циклусот.[2] Ова зацрпување предизвикува зголемување на површинското присуство на 4He и 14N, а количеството на 12C и 16O се намалува.[3]
- Трето зацрпување
- Третото зацрпување се јавува откако ѕвездата ќе стапи на асимптотската гранка на џинови, по блесокот во обвивката што гори хелиум. Производите од хелиум, јаглерод и s-процесот се издигаат на површината, зголемувајќи го уделот на јаглерод во однос на кислородот; кај некои поголеми ѕвезди ова е процесот кој ја претвора ѕвездата во јаглеродна ѕвезда.[3]
Напомена: Називите на заврпувањата се водат според развојната и структурна состојба на ѕвездата во која се јавува секое од нив, а не според редоследот по кој се случуваат во дадена ѕвезда. Некои ѕвезди со помала маса претрпуваат прво и трето зацрпување во нивниот развој, без ниднаш да поминат низ второ.
Наводи
уреди- ↑ Sayeed, Maryum; и др. (March 2024). „Many Roads Lead to Lithium: Formation Pathways For Lithium-rich Red Giants“. The Astrophysical Journal. 964 (1). id. 42. arXiv:2306.03323. Bibcode:2024ApJ...964...42S. doi:10.3847/1538-4357/ad1936.
- ↑ Lambert, D.L. (1992). „Observational effects of nucleosynthesis in evolved stars“. Во Edmunds, Mike G.; Terlevich, Roberto J. (уред.). Elements and the Cosmos. University of Cambridge. стр. 92–109. ISBN 0-521-41475-X.
- ↑ 3,0 3,1 Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge University Press. стр. 199. ISBN 0-521-62313-8.