الفلك

لماذا لا تبدأ الكواكب العملاقة على الأقل في دمج النيكل في عناصر أثقل قبل حدوث مستعر أعظم؟

لماذا لا تبدأ الكواكب العملاقة على الأقل في دمج النيكل في عناصر أثقل قبل حدوث مستعر أعظم؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

آخر عملية اندماج أولية تحدث في النجوم الضخمة للغاية هي احتراق السيليكون ، حيث 28يتم دمج Si الناتج عن احتراق الأكسجين بشكل طارد للحرارة مع جسيم ألفا بعد جسيم ألفا بعد جسيم ألفا ، على طول الطريق حتى 56ني:1

(1) 28سي + 4هو → 32س

(2) 32S + 4هو → 36أر

(3) 36Ar + 4هو → 40كاليفورنيا

(4) 40كاليفورنيا + 4هو → 44تي

(5) 44Ti + 4هو → 48سجل تجاري

(6) 48Cr + 4هو → 52الحديد

(7) 52Fe + 4هو → 56ني

وهناك تتوقف العملية ، بدلاً من الاستمرار في:

(8) 56ني + 4هو → 60Zn

(9) 60زد + 4هو → 64Ge

ال 56بدلاً من الاندماج أكثر ، يتراكم Ni في قلب خامل في مركز النجم. بمجرد أن تصل كرة النيكل النامية إلى 1.4 كتلة شمسية ، فإنها تنهار فجأة وبشكل كارثي عند ربع سرعة الضوء تقريبًا ، مما يتسبب في انهيار بقية النجم بالكامل على نفسه ؛ يتم ضغط قلب النيكل في نجم نيوتروني ،2 بينما يتم دمج جزء كبير من بقية النجوم بشكل متفجر 56ني3 وغيرها من منتجات التفاعل الأخف (معظمها من الطبقات الخارجية للنجم) وتنتشر في الفضاء بين النجوم.4

التفسير المعتاد لعدم استمرار الاندماج مع التفاعلات 8 و 9 وما إلى ذلك هو أنه لا يمكن إطلاق المزيد من الطاقة من خلال مزيد من الاندماج ؛ الذهاب إلى أبعد من ذلك سيكون ماصًا للحرارة ، و تستهلك طاقة.

لكن!

  1. إن جوهر العملاق الخارق (أو الأفضل من ذلك ، العملاق المفرط) هو أشد جحيم موجود في الكون على الإطلاق لأكثر من بضع ثوانٍ في كل مرة ، مع درجات حرارة تصل إلى جيجاكيلفين ، والجحيم هو جنة التفاعل الماص للحرارة ؛ لا يهم إذا كنت تستهلك الكثير من الطاقة عندما يكون هناك فائض كبير من نفس الشيء موجودًا حولك ، وتتحول نقطة التوازن للتفاعل الماص للحرارة أكثر فأكثر نحو نواتج التفاعل كلما زادت سخونة (شكرًا ، le Chatelier! ).

  2. رد فعل 8 (اندماج 56ني و 4هو 60Zn) ، على الأقل ، هو في الواقع طارد للحرارة! تأتي الخطوة المستهلكة للطاقة في وقت سابق - وهي في الأساس الخطوة الوحيدة المهمة مصدر من 4إنه في قلب نجم ضخم عالي التطور ناتج عن التفكك الضوئي للنواة الثقيلة ، وهي عملية شديدة الحرارة. لكن أ) انظر النقطة 1 ، ب) إذا امتزج اصطدام عنيف مع نجم آخر أو كوكب كبير جدًا 4إنه من الطبقات الخارجية للنجم (وكذلك من النجم / الكوكب المتصادم) إلى قلب النجم ، يتوفر مصدر كبير من الهيليوم بشكل أساسي مجانًا ويتم إزالة هذا القيد ؛ عندها يجب ألا يكون هناك شيء يقف في طريق اندماج الهليوم 56ني عبر التفاعل 89 وإطلاق المزيد من الطاقة ، و ج) في قلب نجمي ، ستتحلل هذه النوى الساخنة والثقيلة ضوئيًا على أي حال، وليس الأمر كما لو أن الألفا المتولدة يمكن أن تختار بوعي المشاركة فقط في التفاعلات التي تطلق طاقة كافية لتعويض الطاقة التي يستهلكها التحلل الضوئي!

فلماذا لا نرى على الأقل بعض إنتاج نوكليدات عملية ألفا فيما وراء ذلك 56ني10 في أنوية النجوم شديدة الكتلة والمتطورة للغاية (وبدرجة أكبر في نوى النجوم التي تعرضت لإساءة شديدة بسبب الاصطدامات العنيفة)؟


ليست نسخة مكررة من هذا السؤال ؛ هذا ما يسأل سواء، ما اذا يفعل ، بينما هذا يسأل لماذا لا تزيد عن درجة صغيرة.


1: تم حذف أشعة جاما للإيجاز.

2: ما لم يكن النجم ضخمًا بدرجة كافية بحيث يؤدي انهياره النهائي إلى سحق اللب إلى أبعد من ذلك ، ويختفي النجم من الوجود بنبرة عجيبة.

3: يتم تحويل بعض هذا النيكل إلى عناصر أثقل حتى من خلال التقاط بعض التدفق الهائل للنيوترونات الناتج في عمق النجم المنهار ، ولكن هذا يمثل انخفاضًا في تغيير جيب النجم مقارنة بالمقدار (في البداية)4 يبقى النيكل.

4: مثل 56النيكل غير مستقر ، ثم يتحلل بسرعة ، مما يؤدي إلى توهج المستعر الأعظم:

(10) 56ني → 56شارك + ه+ + v

(11) 56شارك → 56الحديد5 + ه+ + v

5: مثل 56Fe مستقر ، والتفاعل 11 هو سبب احتواء الكون على الكثير من الحديد.6

6: حسنًا ، فريجين 'كثيرًا مقارنة بما يتوقعه المرء من الوفرة الكونية للعناصر الثقيلة (نسبيًا) الأخرى ؛ الكون ككل لا يزال بغالبية ساحقة من الهيدروجين (وقليل من الهيليوم).7

7: حسنا ، الكون عادي المادة عبارة عن هيدروجين بشكل ساحق (وقليل من الهيليوم) ؛ الغالبية العظمى من مادة الكون هي في الواقع مادة مظلمة (نعتقد).8

8: التي تشكل بحد ذاتها جزءًا صغيرًا فقط من كتلة الكون ، يطغى عليها الظلام في الكون. طاقة، لكني استطرادا.

9: ثم ننتقل عن طريق رد الفعل 9 وما بعده ، لكنني لا أعرف ما إذا كانت ردود الفعل هذه (من تلقاء نفسها ، بدون عقوبة تفكك ضوئي) طاردة للحرارة أم لا.

10: يجب اكتشاف أي إنتاج من هذا القبيل من خلال منتجات الاضمحلال الخاصة بهم ، مثل 60Zn وما بعده أكثر استقرارًا وأقصر عمراً من حتى 56ني.


المراحل النهائية للتخليق النووي هي عملية توازن إحصائي. في نفس الوقت الذي يتم فيه بناء النوى ، يعمل التفكك الضوئي على تفكيكها.

درجات الحرارة المطلوبة لإنتاج الزنك عن طريق الاندماج مرتفعة بدرجة كافية بحيث يكون مجال الإشعاع نشطًا بدرجة كافية لتفتيته. لذلك يوجد بعض الموجود في المزيج ، ولكن لا يوجد مكان قريب مثل النيكل.

هذا هو الحال أيضا $^{60}$الزنك هو غير مستقر ومتحلل (أو نيوتروني) في دقائق في النحاس ثم النيكل. في الواقع ، هناك عقوبة متزايدة لإنتاج أي عناصر أثقل باستخدام ن / ع = 1 دولار، لأنها سوف تتحلل بيتا (زائد) (أو النيوترونات / التقاط الإلكترون) لزيادة $ ن / ع $ النسبة على نطاقات زمنية قصيرة.


لماذا لا تظهر تغييرات features.xml شاشة تبديل الميزات المخصصة؟

أقوم بإضافة ميزة مخصصة في شاشة "تبديل الميزة المخصصة" ، وأنا أتابع جميع سطور النقابة ولكن لا تظهر أعمدتي المخصصة ، وقد أضفت ملف Features.xml xml بامتداد مناسب (مساحة الاسم) وأضف أعمدة في قاعدة البيانات وقم ببناء مشروع ، ولكن مربع الاختيار لا يظهر في شاشة CS20100000. لدي حقوق مطور من المستوى 2 ، أين يمكنني أن أخطئ؟ تمت إضافة فئة ملحق FeatureSet بشكل صحيح وإضافة xml أيضًا ، أي شيء مفقود؟

في ملف التصحيح "CS20100000.cs" ، وجدت var featureAttributes = cache.GetAttributes (فارغ ، حقل) .OfType & ltFeatureAttribute & gt ()

إعطاء 0 featureAttributes ، وهذا هو السبب في أنه غير مرئي أثناء إضافة ملف Features.xml بعلامة مناسبة كما هو مقترح في المستند ، أي شيء آخر أفقده؟


لماذا يتوقف الاندماج في النجم بالحديد؟

عندما يندمج الهيدروجين في الهيليوم ، يتم إطلاق طاقة إضافية ، مما يؤدي إلى مزيد من الاندماج. عندما يندمج الهيليوم في الكربون ، يتم إطلاق طاقة إضافية ، مما يؤدي إلى استمرار التفاعل. عندما يندمج كل عنصر في العناصر الأثقل ، يتم إطلاق الطاقة - حتى تصل إلى الحديد.

عندما يندمج الحديد في عناصر أثقل ، أو عندما يندمج أي شيء في عناصر أثقل من الحديد ، فإنه يمتص الطاقة من التفاعل ، مما يبطئها. هذا مثل السم لتفاعل نووي يمتص طاقة النجم بدلاً من إطلاقها. يموت النجم على الفور ، ويسبب الانهيار انفجارًا عملاقًا يتم فيه امتصاص المزيد من الطاقة من قلب النجم ، حيث تندمج العناصر الثقيلة في العناصر الأثقل ، حتى تصبح العناصر الثقيلة مثل اليورانيوم والثوريوم ضخمة جدًا بحيث لا يمكنها الاحتفاظ بها. معًا وتبدأ في الانهيار.

الإجابة أعلاه ليست صحيحة تمامًا. تبسيط أكثر من اللازم.

النجوم العادية ، مثل شمسنا ، تعيش طويلًا بما يكفي لبدء دمج الهيليوم في الكربون. في تلك المرحلة ، تولد الكثير من الطاقة لدرجة أنها تغلي طبقاتها الخارجية في مستعر نجمي. في النهاية يقومون بغلي كل شيء ما عدا جوهر الكربون الداخلي ، تاركين قزمًا أبيض. لكن النجوم العملاقة ، مثل منكب الجوزاء ، لديها كتلة كافية لتتماسك ببعضها البعض. توفر هذه الكتلة والقوة الهائلة في قلب النجوم طاقة كافية لصهر الكربون في عناصر أثقل.

الاندماج النووي ليس بالأمر السهل. حتى الآن لم نحققه إلا من خلال تفاعل من خطوتين ، بدءًا من انفجار انشطاري نووي. عليك أن تضع الطاقة للحصول على الطاقة. السبب هو الشحنة الكهرومغناطيسية لنواة الذرة. تتكون النواة من بروتونات موجبة الشحنة ونيوترونات محايدة الشحنة. يتطلب الأمر الكثير من القوة للتغلب على هذه الاتهامات. كلما كبرت النواة ، زادت القوة المطلوبة لدمجها.

لذلك ، بعد دمج كل الهيليوم المتاح في الكربون ، يكون النجم في الوقت الضائع. كل مرحلة في دورة اندماج النجم أقصر من السابقة ، وذلك ببساطة بسبب توفر الوقود. بعد مليارات السنين من اندماج الهيدروجين ، وملايين الهيليوم من اندماج الهيليوم ، سرعان ما ينقضي الوقت. يستمر اندماج الكربون حوالي 600-1000 سنة. ينتج عن اندماج الكربون النيون ، ويستمر اندماج النيون لمدة عام تقريبًا. التالي هو اندماج الأكسجين ، الذي قد يستمر لمدة 6 أشهر ، لإنتاج السيليكون. ولكن بعد ذلك ، يحدث شيء غريب. في كل خطوة سابقة من دورة الاندماج ، ينتج الاندماج طاقة أكثر مما يستهلك ، لكن الحديد هو العكس. ينتج عن اندماج السيليكون الحديد ، لكن اندماج الحديد يتطلب الكثير من الطاقة ، مما يؤدي إلى إنهاء جميع عمليات الاندماج النووي في القلب بشكل فعال. يستمر اندماج السيليكون من 3 إلى 5 أيام ، وفي ذلك الوقت لا توجد طاقة كافية في القلب لدمج أي شيء ، وينهار اللب تحت وطأة كتلة النجوم. يستمر هذا الانهيار حتى يتم سحق البروتونات والنيوترونات معًا بحيث تصبح الكتلة بأكملها نيوترونات نقية. يؤدي هذا إلى إيقاف الانهيار مؤقتًا ، مما يؤدي إلى إرسال موجات صدمة هائلة عبر الطبقات الخارجية للنجوم ، مما يتسبب في تفاعلات نووية هاربة هائلة ، مما يؤدي إلى تفجير النجم في مستعر أعظم من النوع الثاني. تنتج التفاعلات النووية الجامحة عناصر أثقل من الحديد من خلال تراكم النيوترونات. في جوهره ، يحدث أحد أمرين: إما أن توقف القوى النووية الانهيار ، وتشكل نجمًا نيوترونيًا ، أو أن قوة الانهيار تغلب على القوى النووية ، وينهار اللب في ثقب أسود.

في ملاحظة ذات صلة ، فإن النجم Betelgeuse ، المذكور سابقًا ، هو عملاق أحمر خارق ، ويُعتقد أنه مستعر أعظم سريع. في الواقع ، نظرًا لبعده الذي يزيد عن 800 سنة ضوئية ، فمن المحتمل أنه قد ذهب بالفعل إلى مستعر أعظم. عندما يحدث ذلك ، أو بالأحرى عندما يصل ضوء المستعر الأعظم إلى الأرض ، فإنه سوف يتفوق حتى على اكتمال القمر في سماء الليل ، ويمكن رؤيته بسهولة في وضح النهار. سيستمر المستعر الأعظم لنحو 6 أفواه قبل أن يتلاشى نهائياً. يجب أن ينتج نجمًا نيوترونيًا.

البيان أعلاه "الاندماج النووي ليس بالأمر السهل. حتى الآن لم نحققه إلا من خلال تفاعل من خطوتين ، بدءاً بانفجار انشطاري نووي". ليس صحيحًا تمامًا ، في إشارة إلى جزء "الأجرة لدينا فقط". لقد حققنا اندماجًا باردًا باستخدام مغناطيس فائق التوصيل لدفع جزيئات الهيدروجين إلى بعضها البعض. يصلون إلى سرعات تقترب من سرعة الضوء ، ثم يصطدمون ببعضهم البعض. إذا كان التصادم مباشرًا بدرجة كافية ، فسوف يندمجون في الهيليوم. ينتج عن هذا طاقة أكثر بكثير من الطاقة المستخدمة لتحطيمها ببعضها البعض. بمجرد أن نجد طريقة لحصاد تلك الطاقة ، يمكننا إنشاء مفاعلات الاندماج البارد.

حسنًا ، مجرد إضافة صغيرة. تم تحقيق الاندماج باستخدام الليزر أيضًا. أنتج العمل في مختبرات لورانس ليفرمور من منشأة الإشعال الوطنية تفاعلات اندماج صغيرة ويأملون في خلق رد فعل مستدام في مرحلة ما.


ترك التسلسل الرئيسي [عدل | تحرير المصدر]

يوفر اندماج الهيدروجين حوالي 90٪ من الطاقة التي يستخدمها النجم ويحافظ على النجم لحوالي 99٪ من عمره. يتحول ببطء إلى الهيليوم. في حالة النجوم الضخمة ، يحدث هذا من خلال تفاعل CNO المتسلسل.

عندما ينخفض ​​تركيز الهيدروجين ، يرتفع تركيز الهيليوم. في مرحلة ما ، تصبح فرصة لقاء ذرتين من الهيدروجين صغيرة جدًا وينخفض ​​معدل الاندماج. العقود الأساسية ، لفرض الاندماج تحدث بمعدل أعلى. تؤدي زيادة الضغط الأساسي ودرجة الحرارة تلقائيًا إلى زيادة كمية الحرارة المشعة إلى الغلاف الخارجي ، مما يجعل النجم أكثر إشراقًا.

عندما يتم استنفاد الهيدروجين في اللب ، يستمر الاندماج في الغلاف المحيط بالنواة. في هذه المرحلة ، يصبح النجم عنصرًا ثانويًا (فئة اللمعان الرابعة). في حالة النجوم الكبيرة ، مثل منكب الجوزاء عندما كانت أصغر سنا ، فإن هذه المرحلة تكاد تكون غير قابلة للكشف.

كيف تعرف أن النجم لا يزال يدمج الهيدروجين؟ [تحرير | تحرير المصدر]

في حالة النجم الأصغر ، نلاحظ زيادة في السطوع ، مقارنة بما يتوقعه المرء بالنظر إلى كتلة النجم. هذا مرئي اليوم لسيريوس ودينيب. في حالة النجوم الأكبر حجمًا ، المناسبة للانطلاق في مستعر أعظم ، يحدث نعرات ، وهي ظاهرة يتم فيها تبادل المادة بين اللب والغلاف العلوي. يمكن ملاحظة ذلك على أنه زيادة في المعادن (كمية العناصر الثقيلة ثم الهيليوم) وانخفاض تركيز الليثيوم.

أيضًا ، مع ولادة لب الهليوم الخامل ، تبدأ خسائر النيوترينو من خلال إنتاج الزوج ، مما يؤدي إلى تبريد اللب ببطء. يمكن ملاحظة إنتاج الأزواج مع بدء إطلاق مضادات النترينو.


س: لماذا يقتل الحديد النجوم؟

فيزيائي: بين الحين والآخر يجد الفيزيائي نفسه أمام الكاميرا ، وسواء من خلال الحماس المفرط أو سوء التحرير ، يُسمع ليقول شيئًا & # 8220 غير دقيق & # 8221 مما قد يقصدون. & # 8220 الحديد يقتل النجوم & # 8221 من الكلاسيكيات.

فقط لكي أكون واضحًا ، إذا قمت بإلقاء مجموعة من الحديد على شكل نجمة ، فسينتهي بك الأمر مع الكثير من الحديد المتبخر الذي لن تتمكن من استعادته أبدًا. النجم نفسه سيكون على ما يرام. تتكون الأرض من ثلث الحديد تقريبًا (كل ذلك موجود فعليًا في القلب) ، ولكن حتى لو رميت الأرض بأكملها في الشمس ، فإن أقصى ما تفعله هو أن تزعج آل جور. ربما كثيرًا.

تكون النجوم دائمًا في حالة توازن بين وزنها الهائل الذي يحاول سحق نوىها ، والحرارة الناتجة عن تفاعلات الاندماج في القلب والتي تدفع كل هذا الوزن للخلف. كلما زاد سحق اللب ، زادت سخونة وكثافة ، وزاد معدل تفاعلات الاندماج (يزيد معدل النوى & # 8220 انفجار & # 8221) ، مما يدفع الجزء الأكبر من النجم بعيدًا عن القلب مرة أخرى. طالما أن هناك & # 8217s & # 8220fuel & # 8221 في اللب ، فإن أي محاولة لسحقه ستؤدي إلى دفع القلب للخلف.

النجوم الشابة تحرق الهيدروجين ، لأن الهيدروجين هو أسهل عنصر يندمج وينتج أيضًا الانفجار الأكبر. لكن الهيدروجين هو أخف عنصر ، مما يعني أن النجوم الأكبر سنا تنتهي بمجموعة من الأشياء الثقيلة ، مثل الكربون والأكسجين وما إلى ذلك ، مما يؤدي إلى تشويش نوىها. ولكن حتى هذا ليس خبرًا سيئًا للغاية بالنسبة للنجم. يمكن لهذه العناصر الجديدة أيضًا أن تندمج وتنتج طاقة جديدة كافية للحفاظ على اللب من التكسر. المشكلة هي أنه عندما تندمج العناصر الأثقل فإنها تنتج طاقة أقل من الهيدروجين. لذلك هناك حاجة لمزيد من الوقود. بشكل عام ، كلما كان العنصر أثقل ، قل ضجة كبيرة.

& # 8220 طاقة الربط النووية & # 8221 لمجموعة مختارة من العناصر بالوزن الذري. يعطي فرق الارتفاع فكرة تقريبية عن مقدار الطاقة التي يتم إطلاقها عن طريق الاندماج. لاحظ أن هناك قفزة كبيرة بين الهيدروجين (H 1) والهيليوم (He 4) على سبيل المثال ، ولكن قفزة أصغر بكثير بين الألومنيوم (Al 27) والحديد (Fe 56).

الحديد هو المكان الذي يتباطأ فيه ذلك حتى يتوقف. يشبه تجمع الحديد في القلب تراكم الرماد في النار. لا يعني ذلك بطريقة أو بأخرى بنشاط توقف العملية ، ولكن في نفس الوقت: لا تساعد & # 8217t. ارمي الحطب على النار ، تحصل على المزيد من النار. رمي الرماد على النار ، تحصل على رماد ساخن.

لذا ، فإن الحديد لا يقتل النجوم بقدر ما هو عرض لنجم على وشك الانتهاء. بدون وقود ، يكون باقي النجم حرًا في انهيار اللب دون معارضة ، وهو يفعل ذلك بشكل عام. عندما يكون هناك الكثير من الحديد الذي يتم إنتاجه في القلب ، فمن المحتمل أن يكون للنجم بضع ساعات فقط أو ثواني تركت للعيش.

بالطبع هناك عناصر أثقل من الحديد ويمكن أن تخضع للانصهار أيضًا. ومع ذلك ، بدلاً من إنتاج الطاقة ، تتطلب هذه العناصر إضافي الطاقة المراد إنشاؤها (رمي النيتروجين السائل على النار ، ربما؟). هذه الطاقة الإضافية (التي هي كثيرة) ليست متاحة بشكل عام حتى تسحق الطبقات الخارجية للنجم على القلب. تدفع طاقة كل تلك المواد المتساقطة معدل اندماج العناصر الأخف المتبقية بطريقة وطريقة و طريق up (السوبرنوفا فائقة لسبب ما) ، ويساعد أيضًا في إنشاء العناصر التي تجعل حياتنا أكثر تشويقًا: الذهب ، الفضة ، اليورانيوم ، الرصاص ، الزئبق ، أيًا كان.

هناك أكثر من مائة عنصر معروف ، والحديد هو # 26 فقط. في الأساس ، إذا كان & # 8217s ثقيلًا ، فإنه & # 8217s من سوبر نوفا. قصة قصيرة طويلة: الحديد لا يقتل النجوم ، ولكن قبل أن يموت نجم (كبير) مباشرة ، فهو مليء بدلاء من الحديد.


أود أن أعرف ما إذا كانت العبارة التالية صحيحة أم خاطئة:

يمكن أن تنتج العمليات النووية التي تحدث داخل الشمس وحدة واحدة على الأقل لكل عنصر من العناصر الكيميائية المعروفة.

أود أن أعرف ما إذا كانت العبارة التالية صحيحة أم خاطئة:

يمكن أن تنتج العمليات النووية التي تحدث داخل الشمس وحدة واحدة على الأقل لكل عنصر من العناصر الكيميائية المعروفة.

يتبادر إلى الذهن الليثيوم والبلوتونيوم.

يتبادر إلى الذهن الليثيوم والبلوتونيوم.

افترض أنه يعني كوانتا واحدة. ذرة. ما هي احتمالات ظهور ذرة 197 Au؟

خلقت في وظهور في معنيين مختلفين للغاية.
يجب أن تكون حريصًا جدًا في استخدامك للمصطلحات / التعاريف

هذا لا يعني القول بأن العناصر الأخرى غير موجودة في النجوم التي تساوي كتلة شمسنا ، لكنها لم تتشكل في الشمس

خلقت في وظهور في معنيين مختلفين للغاية.
يجب أن تكون حريصًا جدًا في استخدامك للمصطلحات / التعاريف

هذا لا يعني القول بأن العناصر الأخرى غير موجودة في النجوم التي تساوي كتلة شمسنا ، لكنها لم تتشكل في الشمس

من هذا المرجع أخذت ما يلي:
"الذرات الأثقل من الهيليوم حتى ذرات الحديد والنيكل صُنعت في لب النجوم (العملية التي ينتج عنها الحديد تنتج أيضًا كمية أقل من النيكل). يمكن للنجوم الأقل كتلة أن تصنع الهيليوم فقط. يمكن للنجوم الموجودة حول كتلة الشمس أن تصنع الهيليوم والكربون والأكسجين. النجوم الضخمة (م * & gt 8 كتل شمسية) يمكنها تصنيع الهيليوم والكربون والأكسجين والنيون والمغنيسيوم والسيليكون والكبريت والأرجون والكالسيوم والتيتانيوم والكروم والحديد (والنيكل). تُصنع العناصر الأثقل من الحديد في انفجارات المستعر الأعظم من الاندماج السريع للنيوترونات الوفيرة مع النوى الثقيلة. العمالقة الحمراء الضخمة قادرة أيضًا على صنع كميات صغيرة من العناصر أثقل من الحديد (حتى الزئبق والرصاص) من خلال تركيبة أبطأ من النيوترونات ذات النوى الثقيلة ، لكن المستعر الأعظم يولد معظم العناصر أثقل من الحديد والنيكل (وبالتأكيد تلك الأثقل) مما يؤدي إلى اليورانيوم). تتشتت العناصر المركبة في الوسط البينجمي خلال مرحلة السديم الكوكبي أو المستعر الأعظم (مع كون المستعر الأعظم هو أفضل طريقة لتوزيع العناصر الثقيلة على نطاق واسع). سيتم دمج هذه العناصر لاحقًا في السحب الجزيئية العملاقة وتصبح في النهاية جزءًا من النجوم والكواكب المستقبلية (وأشكال الحياة؟) & quot

جزء صغير من سؤالي لا يزال واقفا على قدميه. عندما يقول هذا المؤلف ، نيك ستروبل ، ذلك يمكن للنجوم الموجودة حول كتلة الشمس أن تصنع الهيليوم والكربون والأكسجين. هو يعني أننا لا نتوقع المبلغ المناسب من الذرات الأثقل الأخرى التي سيتم إنتاجها (عن طريق العمليات النووية) في الشمس أو أننا يجب أن نقبل أن الشمس ليس لديها طاقة كافية لإنتاج حتى ذرة واحدة من تلك العناصر الثقيلة ، مثل الحديد أو اليورانيوم ، على سبيل المثال؟

نعم ، لقد أتوا من مستعرات أعظم ضخمة أخرى وكانت موجودة في سحب الغبار / الغاز التي اندمجت في الشمس والكواكب

نعم ، لا توجد طاقة كافية للتفاعلات لإنتاج تلك العناصر الثقيلة. يتطلب الأمر نجومًا ضخمة أكثر من شمسنا

حتى ذرة واحدة من ؟؟
أشك في أن يتمكن أي شخص من إثبات أو دحض ذلك وأن المخطط الكبير للأشياء ، لا يكاد يكون ذا صلة
أفضل أن أقول ... الكميات التي يمكن اكتشافها والتي كان مضمونًا أنها خلقت في الشمس

شكرا لك يا دافين. اسمحوا لي فقط أن أقدم فكرة أخيرة عن هذه المناقشة ، وهي بالنسبة لي مربكة بعض الشيء. عندما ندرس الحالة الحرارية ، نتعلم أنه عند درجة حرارة معينة ، فإن احتمال وجود جسيم بسرعة عالية جدًا ليس صفرًا ، على الرغم من صغره. مع وضع هذا في الاعتبار ، هل يجب أن نقول أن العملية النووية التي تنتج عنصرًا أثقل (فقط ذرة واحدة منه) في الشمس هي ، في الواقع ، مستحيلة؟

(تقودني فكرة الديناميكا الحرارية هذه إلى الاعتقاد بأنه من غير المرجح أن تحدث إلا من حين لآخر ، ولكن يحدث ذلك من حين لآخر ، مما يؤدي إلى إهمال عدد سكان هذه الأنواع.)


كيف تشكلت العناصر الأثقل من الحديد بالنظر إلى أن الحديد هو نهاية لعبة اندماج النجوم؟

لذا قرأت مؤخرًا أن الحديد هو الشكل & quotfinal & quot ؛ إذا جاز التعبير عن الاندماج النجمي بسبب كثافته وامتصاصه للإشعاع. أولا ، هل هذا دقيق؟ ثانيًا ، إذا كان الأمر كذلك ، كيف يتكون الكوبالت؟ أو أي عنصر آخر أعلى من 26 رقم في الجدول الدوري؟ بعضها اصطناعي. الاخرون؟

أولاً ، عادةً ما يجيب الناس على هذا السؤال قائلين إنه تم صنعه في مستعر أعظم ومثل ، لكن هذا البيان مفرط في التعميم وربما يكون مجرد خطأ. هناك الكثير لا نعرفه.

إن الحديد وجيرانه هم بالفعل نقطة النهاية لحرق النجوم الطاردة للحرارة. للحصول على تفاصيل حول كيفية حدوث ذلك بالضبط ، اقرأ هذا المنشور الأقدم الخاص بي ، ولكن لتلخيص ، بمجرد أن يكون لديك نواة مكونة بالكامل من الحديد ، لا يمكن استخلاص طاقة صافية من التفاعلات النووية بين تلك النوى الحديدية: مثل هذه التفاعلات هي ماص للحرارة. هذا يعني أنه من أجل إنتاج أي شيء سابق للحديد ، فأنت بحاجة إلى نوع من مصادر الطاقة بخلاف تلك التفاعلات النووية.

إذن ما أنواع مصادر الطاقة الموجودة؟

نحن على يقين تام من أن حوالي نصف الأشياء التي يزيد ارتفاعها عن مجموعة الحديد تم تصنيعها في & عملية التقاط النيوترونات quotslow & quot (عملية s). يحدث هذا في النجوم الكبيرة التي تسمى & quotasymptotic عملاق فرع & quot النجوم ، حيث يحدث اندماج زوجي بين العناصر الضوئية ليصدر نيوترونات. غالبًا ما يكون التقاط النيوترونات طاردًا للحرارة ، حتى بالنسبة للعناصر الثقيلة ، لذلك يمكن التقاط هذه النيوترونات بواسطة أي عناصر موجودة حولها ، بما في ذلك الحديد والأثقل. قد يجعلها مشعة ، لكنها عادة ما تتحلل بيتا قبل أن تلتقط نيوترونًا آخر ، لذا فهي تتسلل ببطء إلى عناصر أثقل وأثقل ، مثل الرصاص والبزموت ، على مدى آلاف السنين. يتم إخراج المادة تدريجياً من النجم في رياحه النجمية. كان اندماج تلك العناصر الخفيفة التي تطلق الطاقة في شكل نيوترون حر لجعل التفاعلات ممكنة.

يبدو أن أقلية صغيرة من الأشياء حتى الكتلة # 100 أو نحو ذلك قد تم تصنيعها في ملف & عملية التقاط البروتون السريع & quot (عملية rp). في بيئة شديدة الحرارة بها الكثير من الهيدروجين ، تتراكم سلسلة سريعة من البروتون عناصر ثقيلة في غضون ثوانٍ إلى دقائق. يلتقط البروتون (الاندماج مع البروتون) دائمًا ما يكون أيضًا طاردًا للحرارة. يمكن أن يحدث هذا على سطح نجم نيوتروني يقوم بتجميع المواد من نجم مصاحب ، مع تعرض هذه المادة بشكل دوري لانفجار نووي حراري في انفجار أشعة إكس ، و / أو ربما في الطبقات الخارجية لنجم عملاق أثناء انهيار النواة. المستعر الأعظم مع مرور الموجة الصدمية. بالنسبة لعملية rp ، تأتي الطاقة من الإمداد الكبير بالهيدروجين الطازج، فقد احتاجت فقط إلى درجات الحرارة المرتفعة لبدء التفاعل.

الآن يأتي كبير و الأكثر إثارة للجدل. نحن على يقين تام من أن النصف الآخر من العناصر الثقيلة ، وكل عنصر الثوريوم واليورانيوم ، يتم إنتاجه في & عملية الالتقاط الرباعي النيوتروني & quot (عملية r)، والتي تشبه عملية s ولكنها أسرع بكثير ، تحدث في النوى المشعة للغاية. يمكننا أن نقول من توزيع العناصر أنه كان هناك نوع من الأحداث كانت نوى مثل الحديد تعرضت لكثافة مذهلة للغاية من النيوترونات ، ربما تصل إلى 10 30 / سم 3 ، لمدة ثانية واحدة تقريبًا. من أين أتت كل هذه النيوترونات؟ أحد أهم المرشحين هو داخل مستعر أعظم ينهار في قلبه ، حيث يتم بناء نجم نيوتروني أولي. إن انهيار النواة بقوة الجاذبية نشيط للغاية لدرجة أنه يجبر الإلكترونات على عكس بيتا الاضمحلال إلى البروتونات ، وتشكيل النيوترونات. قد تكون الظروف مهيأة لعملية r التي تنتج العناصر الثقيلة في لحظة. سيتم توفير الطاقة من خلال طاقة الجاذبية الكامنة التي يطلقها النواة النجمية المنهارة.

إذن ما المشكلة في عملية r؟ هناك العديد:

نحن لا نعرف حقيقة الظروف في وسط المستعر الأعظم. قد يكون الجو حارًا جدًا لدرجة أن الفوتونات الحرارية تعطل النيوترونات مرة أخرى قبل أن تتمكن من جعل النوى مشعة بما يكفي لتحلل بيتا فعليًا وتشكيل العناصر التالية قبل أن تنتهي في كل مكان.

نحن لا نعرف ما يكفي عن الفيزياء النووية حتى نقول ما هي درجات الحرارة وكثافة النيوترونات اللازمة لمنع ما سبق. النظرية النووية الصعب (غير قابل للحل بشكل أساسي مع النوى الثقيلة) ، كما أن التجارب على هذه النوى الغنية بالنيوترونات صعبة أيضًا (ولكنها قابلة للتنفيذ: لقد بدأنا في الوصول إلى هناك).

لا نعرف أيضًا ما إذا كان سيتم إخراج كمية كافية من هذه المادة الأساسية بواسطة المستعر الأعظم إلى المجرة حيث نراها ونستخدمها. قد يلتهمها النجم النيوتروني جميعًا تقريبًا ولا يصنعها أبدًا.

ما هي الخيارات الأخرى المتاحة لعملية r؟ واحد هو اصطدام النجوم النيوترونية أو اصطدام نجم نيوتروني مع ثقب أسود. لم يلاحظوا أبدًا * ، ولكن بناءً على عدد النجوم النيوترونية الثنائية التي نراها ، يجب أن يحدث ذلك من وقت لآخر. إذا كان الأمر كذلك ، يمكن أن تنطلق كميات كبيرة من قشور النجوم النيوترونية بحرية ، وبمجرد أن تتوقف النجوم النيوترونية عن ضغطها ، ستكون المادة النيوترونية حرة في الخضوع لعملية r وتشكيل عناصر أثقل. في هذه الحالة ، تم توفير الطاقة أيضًا من خلال الانهيار التثاقلي للنواة النجمية الذي صنع النجم النيوتروني ، وتم تخزينها في النجم النيوتروني لملايين أو بلايين السنين حتى الاصطدام. تتمتع هذه النظرية بميزة احتمال إخراج كميات كبيرة من المواد ، وليست ساخنة مثل نواة المستعر الأعظم. ومع ذلك ، فإن عمليات المحاكاة لهذه حتى الآن لا تؤدي إلى إعادة إنتاج وفرة عملية r بشكل جيد للغاية.

* (يحرر! أشار بعض الناس إلى ملاحظة حديثة قد تكون كذلك بالفعل r-process ejecta من اندماج نجم نيوتروني. بيان صحفي وورقة.)

خيار آخر هو لا يزال افتراضية كوارك نوفا، حيث يمكن أن ينهار قلب النجم النيوتروني إلى نجم كواركي ، مما يؤدي إلى إخراج قشرة النجم النيوتروني المماثلة لما سبق. قد يكون هناك أيضًا مادة تم إخراجها بواسطة مكررات جاما اللينة، حيث يكون للنجم النيوتروني القليل من التجشؤ وقد يقذف بعض مواد القشرة.

TLDR هناك الكثير من الجدل حول عملية r ، التي أنتجت حوالي نصف العناصر الثقيلة وكل الثوريوم واليورانيوم. ربما كان في مستعر أعظم ، وربما حدث آخر يتعلق بنجوم نيوترونية. نحن & # x27ve نعمل عليه منذ 50 عامًا ، وربما في 50 عامًا أخرى سيكون لدينا الإجابة.

تحرير: شكرا على الذهب! يصنع الذهب أساسًا في عمليات s- و r.


الامتحان 4 - علم الفلك

الأجسام الأكثر برودة تنبعث منها طاقة أقل وتدفق أقل.
الحجم ليس مهما!

لكن النجم الأحمر الكبير حقًا يمكن أن يكون له مساحة كبيرة ، بحيث يعطي طاقة إجمالية أكبر من النجم الأزرق الأكثر سخونة

& quotA & quot النجوم لديها أقوى خطوط الهيدروجين

تنتج النجوم ذات درجات الحرارة المختلفة كميات مختلفة من فوتونات الطاقة العالية والمنخفضة

النجوم الأكثر سخونة لديها تصادمات أكثر نشاطا يمكن أن تثير الذرات لمستويات طاقة أعلى من النجوم الأكثر برودة

لديها اصطدامات أقل نشاطا

ليس لديك ما يكفي من أحداث الطاقة العالية لإخراج الإلكترون من الحالة الأرضية وإلى المستوى 2 بقدر ما يستطيع النجم

تكفي طاقة الفوتونات والتصادمات في معظم الحالات لإثارة الإلكترون إلى المستوى 2 ، ولكن ليس التأين

هل النجوم الأكثر سخونة هي الأكثر إضاءة؟

كيف يقارن الحجم المطلق بالنوع الطيفي؟ درجة حرارة؟ لمعان؟

- 90٪ من جميع النجوم في مرحلة التسلسل الرئيسي من حياتهم

- دمج الهيدروجين في الهيليوم في قلبها

- الهيليوم محاصر في القلب ، ولا يهرب إلى الطبقات العليا من النجم

- عادة 100 إلى 1000 مرة أكثر سطوعًا من الشمس!

- حجم نصف قطر الشمس عادة من 10 إلى 100 مرة

- عادة ما يكون أكثر سطوعًا من الشمس بمقدار 10000 إلى 100000 مرة!

- 100 إلى 1000 مرة من نصف قطر الشمس

- منكب الجوزاء - 3500 كلفن ، لتر = 100،000 لتر

- أكبر بـ 1000 مرة من الشمس

- مثال: Sirius B - 27000 كلفن ، لكنها تعطي ضوءًا أقل بمقدار 1000 مرة من الشمس (100 مرة أصغر من الشمس)

- لا اندماج نووي من أي نوع

على سبيل المثال ، ترى العصابات الجزيئية TiO وخطوط الهيدروجين القوية.

هذا طيف مشترك من نجمتين
فرق TiO من نجم M.
خطوط هيدروجين قوية من نجم

غالبًا ما نرى هذا النوع من الأنظمة مرئيًا كنجم واحد.

يجب أن ننظر إلى منحنى الضوء لنرى الطبيعة الثنائية للنظام.

يدمج الهيدروجين بالهيليوم بمعدل مذهل

النجوم الضخمة تنتج المزيد من الطاقة

بمجرد ذهاب الهيدروجين في القلب ، يبدأ النجم في الموت

أكثر إضاءة - إطلاق المزيد من الفوتونات - الطاقة

نصف القطر - نجم أكبر - عدد أكبر من الفوتونات - يدفع ضغط إشعاع أكبر تجاه النجم

ومع ذلك ، فإن ارتفاع درجة الحرارة والضغط في النوى يعني أن ذرات الهيدروجين تتصادم بسرعة كبيرة وأن الاندماج يحدث بشكل أسرع في هذه النجوم.

لذلك يمكن أن تموت هذه النجوم في وقت أقرب من النجوم منخفضة الكتلة إذا كانت تحترق من خلال وقود الهيدروجين بسرعة كبيرة

وبينما قد تتشكل بعض النجوم في أعماق السحابة ، فإن الغبار يحجب ضوءها حتى لا نراها بعد.

5 يصل النجم الأولي MSun إلى التسلسل الرئيسي في 1،000،000 سنة

تصل ProtoSun إلى التسلسل الرئيسي في 20،000،000 سنة

النجوم عالية الكتلة تموت في سن مبكرة

اعلم أن اللب لا يختلف فيزيائيًا عن باقي النجم (البلازما في كل مكان) ، لكن اللب يمثل المنطقة المركزية للنجم التي تكون عند درجة حرارة وضغطًا كافيًا لحدوث الاندماج

ما هو العنصر الرئيسي (الجدول الدوري) داخل قلب النجم عندما يغادر MS؟

ماذا يحدث للنجم إذا تباطأ معدل الاندماج؟

يصبح النظام غير متوازن

طبقة من الهيليوم حول القلب
يتم إنتاجه عن طريق اندماج غلاف الهيدروجين
ترفع الطاقة من النواة المنهارة درجة حرارة غاز الهيليوم حول اللب ، ويبدأ اندماج الهيليوم في الغلاف
هل القلب يدمج أي شيء؟

لماذا لا يدمج النجم ذو الكتلة المنخفضة الكربون أو الأكسجين؟
ينتج عن انهيار النواة تقارب الإلكترونات معًا
عندما تتقلص النواة ، لن تشغل هذه الإلكترونات نفس مستويات الطاقة ، وهذا يوفر ضغطًا لوقف الانهيار
يتوقف اللب عن الانهيار قبل الوصول إلى درجات الحرارة لدمج C & ampO

يسمى هذا الضغط ضغط الإلكترون المنحل
يوقف انهيار اللب

- تفقد النجوم الأكبر ما يصل إلى 60-70٪ من كتلتها الأولية
- بعد

50000 سنة الكوكب الكوكبي السديم خافت جدا لرؤيته بعد الآن

إنه غني بالهيدروجين والهيليوم وأيضًا بعض الكربون والأكسجين الذي تم تجريفه من غلاف الانصهار بالحمل الحراري

ينتهي الأمر بأن تكون حول نصف قطر الأرض - بكتلة قريبة من كتلة الشمس!

يتم ضغط البقايا الأكثر ضخامة بشكل أضيق قليلاً ويكون نصف قطرها أصغر من الأرض

حد شاندراسيخار
- إذا كانت بقايا النجم بها 1.4 ميسون أو أقل ، فيمكن للإلكترونات أن تتوقف عن الانهيار بسبب الجاذبية
- إذا كانت الكتلة المتبقية أكبر من 1.4 Msun ، فإن الإلكترونات سوف تتحد مع البروتونات لتكوين النيوترونات

عند السرعات المنخفضة ، يمنع التنافر الكهرومغناطيسي اصطدام النوى.

لا يتوقف الاندماج في القلب بعد إنتاج الأكسجين والكربون في القلب
لماذا توقف الاندماج في النجوم منخفضة الكتلة؟

More massive stars produce greater pressure and temperature in their cores, so the collapsing core can produce the conditions necessary for fusion of heavier elements long before the core ever becomes electron degenerate
Very different path on the H-R diagram

The core is not hot enough, you can't steal enough energy from the surroundings to fuse iron into a larger element.

During the collapse, hug amounts of energy, huge flux of neutrons, bombarding the remaining nuclei

Once an element has too many neutrons to be stable, a neutron will decay into a proton

Type I - Supernova spectrum has no hydrogen lines
- Type Ib - strong helium absorbtion lines
- Type Ic - no hydrogen or helium lines


Why does the rate of nuclear reactions drop quickly?

Yes, I'm assuming the rate of nuclear reations is constant and I'm assuming the outward pressure would decrease at a constant rate.

So what you saying since the outward pressure decrease, the gravity condenses the star more making the nuclear reations go faster?

As I understand it, it's because the buildup of reaction products in the core affects the reaction rate, and the effect is highly nonlinear. (More on this in a follow-up post.)

Not the same reactions, no. A star that undergoes a typical Type II supernova has a core in which silicon is fusing to iron. But outside the core, there are layers like the layers of an onion, in which progressively lighter elements are present, undergoing their own fusion reactions--key ones are oxygen, carbon, helium, and (in the outermost layer) hydrogen.

The reason the star goes supernova is that, once iron is formed by fusion, no further energy can be gained by nuclear reactions forming heavier nuclei by fusing iron would require an input of energy. So the iron that gradually builds up in the core is basically useless for producing pressure to hold the star up against gravity. Once enough iron builds up, the silicon fusion reaction rate begins to drop precipitously this happened in the previous fusion stages too (oxygen, carbon, helium, hydrogen), but in those previous stages, there were further fusion reactions that could start up to compensate. With iron, as above, there are no further fusion reactions possible, so when the silicon fusion reaction rate starts to drop precipitously, there is nothing else that can compensate. So the core pressure drops precipitously, and the core collapses.

The collapse of the core releases a large amount of energy. This energy gets deposited in the outer layers of the star and initiates explosive nuclear reactions. The energy released is more than enough to overcome gravity, and all the rest of the star except the collapsed core flies away. The core itself undergoes neutron production reactions, turning the iron into neutronium (and possibly producing even more exotic states of quark matter) whether this allows the core to stabilize as a neutron star or not depends on the details of the specific case.

Not very long on a cosmic timescale: only a few million years. The star will gradually shrink over that time period as it loses its heat. Eventually it will be a black dwarf (made of white dwarf matter but too cool to emit visible radiation).

This is a Type II supernova, the kind I was describing.

Ok, so for type 2 supernova. You have a build up of iron core in a red giant and the fusion process slows and collapses the core into a neutron star with a violent reaction. Or is it not a red giant.

I'm not understanding the highly nonlinear nature of the rate of fusion reactions.
I also don't really understand how so much energy gets released and what type of nuclear reaction occurs.
Thank you for thorough answers it is very interesting

The article at this link discusses a variety of topics relating to the evolution of stars during their lifespans:

في الصفحة. 34 of the link above, a breakdown of the lifespan of a star with an initial mass 25 times that of the sun is given. At that size, the star only lasts about 8 million years from start to finish, and the last few stages of its life occur with increasing rapidity.

I don't think the star would necessarily be a red giant. The key thing is that the star has to be massive enough to have silicon fusing to iron in its core. Stars of various spectral classes can meet that requirement.

That's true of basically any reaction where the reaction products are confined in the reaction region it's not even specific to nuclear reactions. The rate of the reaction basically depends on the relative concentrations of the reactants and the products, and the dependence can be highly nonlinear. So, for example, hydrogen fusing to helium exhibits the same phenomenon--five or six billion years from now, the sun's hydrogen to helium reaction rate in its core will drop off fairly rapidly when enough helium has built up.

However, at any stage of fusion prior to silicon to iron, the "reaction products" can themselves undergo further fusion reactions to yield energy. Helium can fuse to carbon and oxygen (and neon), carbon can fuse to magnesium, oxygen can fuse to silicon, and silicon can fuse to iron. So as the rate of one fusion reaction drops off, the rate of another one can increase, so energy continues to be released and there is not a sharp drop in pressure. For example, when the rate of hydrogen to helium fusion drops off in the sun's core, helium fusion to carbon and oxygen will start up and continue to supply pressure to keep the sun from collapsing. (The sun will be a red giant at this point.)

But if a star is massive enough to get to the stage where silicon is fusing to iron in its core, since iron can't produce energy by further fusion reactions, once enough iron has built up in the core and the silicon to iron fusion rate begins to drop off sharply, there is nothing to replace it, so the pressure in the core drops sharply and triggers a supernova.

The other key thing to understand is that, for a supernova to occur, the star's core must be depending on kinetic pressure (pressure due to high temperature, caused by fusion reactions releasing heat) to hold it up. That means the star's core (not the whole star, just the core) must be over the maximum mass limit for a white dwarf, the Chandrasekhar limit. If a star's core is less massive than that, it does not need kinetic pressure to hold it up, so when fusion reactions stop, it will not go supernova. For example, in the sun's core, fusion reactions are expected to stop when the core is mainly composed of carbon and oxygen (because the core temperature will never get high enough to ignite fusion of those elements into heavier elements). At that point, the sun will be a red giant, and its core will be a white dwarf, and the core will just stay a carbon-oxygen white dwarf.

The star's core starts out at white dwarf density, but, as above, it needs kinetic pressure to hold it up. When the kinetic pressure goes away, the core is not stable at that density if it can be stable at all, it can only be stable at neutron star densities. That means the core has to collapse from a size of roughly 10,000 kilometers to a size of roughly 100 kilometers. The matter of the core will gain a lot of kinetic energy in the collapse, which gets released in the supernova explosion.

The nuclear reactions that take place basically convert the core's matter from iron to neutronium, i.e., the protons in the iron nuclei combine with the electrons to form neutrons, emitting gamma rays and neutrinos. The neutrinos don't interact with the rest of the matter of the star they just fly off at (close to) the speed of light. The gamma rays are what heat up the rest of the star's matter and blast it outward in the supernova explosion.

Ok, so for type 2 supernova. You have a build up of iron core in a red giant and the fusion process slows and collapses the core into a neutron star with a violent reaction. Or is it not a red giant.

I'm not understanding the highly nonlinear nature of the rate of fusion reactions.
I also don't really understand how so much energy gets released and what type of nuclear reaction occurs.
Thank you for thorough answers it is very interesting

OK, there are quite a few misconceptions in this thread that require correcting! The details get complicated of course so complete simulations are going to be better than these simple answers, but nevertheless there are some important basic concepts that are not coming out quite right. I'll try to provide some simplified corrections that are closer to the truth:

Core-collapse supernovae do not occur because the absence of fusion causes the core pressure to drop precipitously. In fact, the core pressure never drops precipitously in a supernova, it only finds itself substantially weaker than the hugely rising gravity. What happens is that whenever degenerate electrons go relativistic, they become very easy to contract, because the energy that is released by gravity during contraction is just what the electrons would need to keep them in their ground state as the core contracts to smaller radius. So the electrons become ambivalent to contraction-- the ground state's energy requirements are satisfied at any radius. This all depends on the mass reaching the Chandrasekhar mass-- that is the situation where degenerate electrons go relativistic.

So this means the pressure never drops, it simply doesn't increase as much as gravity does as the core contracts. The problem is that when the electrons are relativistic, anything that happens that allows gravity to get slightly larger than pressure will continue unabated, because the contraction that ensues will never release enough energy to get the pressure to rise enough to catch up to the rising gravity. Throw in energy loss mechanisms like processes that release neutrinos or that break up iron nuclei, and the rising pressure lags even more behind the much faster rising gravity.

The reason fusion prevents all this from happening is not that fusion is needed to keep the pressure high-- in fact fusion always keeps the pressure from rising higher because it prevents net heat loss and so prevents contraction. So what fusion actually does is prevent the net loss of heat that would otherwise produce the gravitational contraction that causes the kinetic energy to rise and the electrons to go relativistic. To have the standard type of core collapse, the electrons must always first be degenerate and relativistic, and both those things require net heat loss to occur, which fusion prevents. So the star must wait until the core is iron.

A couple other minor points-- type II supernovae are not the only core-collapse types, all the main types are core collapse except type Ia. Type Ia start out looking like a collapse due to degenerate relativistic electrons, but these stars contain fusable material, usually carbon and oxygen, and so when they contract they produce a sudden drastic amount of fusion, which completely unbinds the whole star and there is no neutron star or black hole created, it all blows out. Also, gamma rays do not heat up the matter in a core-collapse supernova, it is mostly neutrinos that do that. Neutrinos normally escape easily, but not in a core collapse-- that is the one situation where the density is so high it is capable of trapping neutrinos until they heat the gas. But even that is viewed as a kind of detail in the explosion-- most of the impulse comes from a "core bounce", which simply means that the gravitational energy that normally produces infalling motions gets reversed into outward motion. Remember, it is energy that is conserved in each radial wedge, not momentum-- momentum is a vector, and is zero over the whole explosion, so there's no issue with momentum conservation and core bounces are perfectly allowed if the core gets rigid enough as it neutronizes.


Are there hypothetical elements within the sun that we don’t know about yet?

Since the sun is powered by atomic fusion and creates helium from two hydrogen, and so on. could there be other elements made from two Ununoctium? I’m not in college or a don’t study this so sorry if it’s a stupid question i’m just curious. thanks

لا. Stars, even the really big ones, aren’t massive enough to create the heavier elements. Even the biggest stars can’t form anything heavier than iron. And once it starts forming iron, it’s basically at the end of its life as a star.

Heavier elements only get formed when the sun explodes. And even still, if any hypothetical heavier elements get formed by these explosions, they won’t last more than a fraction of a fraction of a second because they’re inherently unstable.

Elements heavier than iron are made in 2 ways.

1.Slowly (the s process) in red supergiants (2-8 solar masses)

2. The r-process (very fast) in a supernova or kilanova (neutron star - neutron star collision).

Stars on the main sequence like the sun do not make heavy elements. In fact the sun isn't big enough to even make iron.

As far as unknown elements, the bigger the element(more protons) the more likely it is to be radioactive. Above lead, EVERYTHING is radioactive and decays into smaller atoms. The bigger it is, the faster it decays. Elements around 110 protons protons last for a split second. So we effectively know of every element.

Also, in terms of hypothetical elements, it gets interesting (and tricky) because of stability issues. We have managed to create some super heavy elements in super colliders, but they don’t last more than a blip of time. Enough to be registered and then they degrade. Really heavy elements just aren’t stable. There is term called “the island of stability” which explains why some heavier elements are more stable than others. It’s theorized that an element with 124 protons (not observed) may possibly be stable if it’s ever created. There are elements beyond 118 (our current periodic table only covers through f-block elements) that have been theorized, but not created. In part because the technology required isn’t quite there, and in part because it’s likely that these elements would have such a short half life that they wouldn’t be measured even if they did form.


شاهد الفيديو: Universe Size Comparison 3D (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Tojalrajas

    يا لها من جملة رائعة

  2. Agilberht

    إذا انفجرت الريح؟

  3. Farly

    الآن كل شيء واضح ، شكرًا لك على مساعدتك في هذا الأمر.

  4. Dile

    الجواب ممتاز ، هو زميل :)

  5. Kurtis

    لديك منحنى RSS - إصلاحه



اكتب رسالة