🖖🏾 😽 💽 اسأل إيثان رقم 26: Gori-gori بوضوح 🥝 🍩 💪🏻

رجل يحب الصحبة - حتى لو كانت مجرد شمعة.
- جورج كريستوف ليشتنبرغ

يسأل القارئ:

كما أفهمها ، النجوم بكتلة تعادل كتلة حرق الهيدروجين في النواة لعدة مليارات من السنين ، حتى تتكون نواة الهيليوم ، وينحرف النجم عن التسلسل الرئيسي. ولكن بعد كل شيء ، كان يجب أن تشكل النواة ذرة بواسطة ذرة منذ بداية حياة النجم. والنجوم الضخمة لا تخلق نوى حديدية في نفس الوقت - تكوين هذه النويات يستغرق وقتًا. إذن كيف يحدث تطور النجوم في الواقع؟

دعونا نغوص في نجم حديث الولادة ونرى ما يحدث في الداخل.

في عنقود نجمي شاب ، مثل NGC 265 في الصورة أعلاه ، توجد نجوم ذات كتل مختلفة - من الفئات الضخمة والأكثر سخونة O و B ، والتي هي أكبر مئات المرات من الشمس ، إلى أصغر النجوم الحمراء والحمراء من الفئة M.

ما الذي يمنح النجوم اللون والسطوع؟

يمكنك أن تجيب دون تفكير: "كتلة" ، لكن الواقع أكثر تعقيدًا إلى حد ما. بشكل عام ، تتألق النجوم نظرًا لحقيقة وجود تفاعل اندماج نووي في نواتها. بعد الكتلة الهائلة ، التي تجمع حتى في أصغر نجم من الفئة M حوالي 25000 كتلة أرضية ، تتجمع معًا في البروستار وتسخن ، تصل الكثافة ودرجة الحرارة إلى النقطة التي يصبح فيها بدء تفاعل الاندماج النووي المكتفي ذاتيًا ممكنًا.

وما إذا كان النجم ساطعًا وأزرقًا أم باهتًا وأحمرًا ، يعتمد على درجة الحرارة بداخله. في قلب الشمس ، تصل درجة الحرارة إلى 15 مليون كيلو ، ويمر الاندماج النووي هناك بسرعة كبيرة.

إذا ابتعدنا عن النواة ، ستبدأ درجة الحرارة في الانخفاض - ولكن معدل التوليف سينخفض بشكل كبير. بالانتقال 25٪ من قلب الشمس ، سنرى أن درجة الحرارة لم تنخفض أكثر من مرتين ، وأن معدل التفاعل أقل من 1٪ مما يحدث في مركز القلب.

لذلك ، يمكن أن يعيش نجم مع نصف درجة حرارة نصف الطاقة الشمسية مئات المرات أطول ، والنجم الحار جدًا ، على سبيل المثال ، R136a1 (في وسط المجموعة أدناه) ، بكتلة 260 شمسية ، سيعيش 0.1 ٪ من عمر الشمس.

هذا هو الفرق بين النجوم حديثي الولادة. ولكن عندما يعيشون ويحرقون وقودهم ، يتم ضغط طبقاتهم بالوقود المحترق. هناك العديد من الطرق لتغيير حجم الكائن ؛ يحدث الضغط بشكل ثابت ، أي أن الإنتروبيا تظل ثابتة ، لكن درجة الحرارة داخلها ترتفع. وبسبب هذا ، يبدأ الوقود في الاحتراق في معظم النجم ، ويزداد معدل التوليف أيضًا.

من بين أمور أخرى ، هذا يعني أن درجة حرارة وإضاءة نجم يجب أن تزيد مع تقدمه في العمر.

النجم لديه ضغط إشعاعي يمنع انضغاط الجاذبية. لا يتغير نصف قطر الشمس ، حيث أن ضغط الإشعاع على سطح النجم يساوي تقريبًا قوة ضغط الجاذبية. ولكن عندما تنتهي الطاقة في قلب النجم ، ينخفض ضغط الإشعاع ويبدأ في فقدان الجاذبية.

وهنا إما يتم ضغط القلب وتسخينه لبدء التركيب التالي - الهيدروجين ، الهليوم ، أو ، كما هو الحال في النجوم الضخمة ، الكربون والمزيد ؛ أو يظل خاملًا ، لأنه ليس حارًا بما يكفي لإشعال الوقود التالي ، ثم تنتهي نهاية النجم.

تم تشكيل قلب الهيليوم لملايين السنين حتى في النجوم الأكثر ضخامة ، ويتم حرق الهيليوم في الوقت المناسب بحوالي 10 ٪ من الوقت الذي يحرق فيه الهيدروجين. إذا جاء نجم لحرق الكربون ، فإن الوقت منذ بداية هذه العملية ، وحتى اللحظة التي يؤدي فيها قلب الحديد إلى انفجار مستعر أعظم ، لا يقاس إلا بآلاف السنين.

في الواقع ، عندما ينفد النواة الداخلية لنجم شبيه بالشمس من الهيدروجين في الجزء المركزي (سيحدث هذا للشمس في 5-7 مليار سنة) ، سوف يتوسع إلى عملاق ، ويبقى في هذا الشكل لمئات الملايين من السنين قبل إشعال الهيليوم ويتحول إلى اللون الأحمر عملاق. ولكن عندما تتحول إلى عملاق ، فإنها تترك التسلسل الرئيسي.

الخطوات اللاحقة سريعة نسبيًا ، لأن "التسلسل الرئيسي" ليس عبثًا يسمى - حيث تقضي النجوم معظم حياتها.

في النجوم الضخمة ، تلعب درجة الحرارة دورًا رئيسيًا ، ويكون خلط الطبقات بطيئًا جدًا لإحداث فرق. لذلك ، حتى الهليوم الذي تنتجه شمسنا الآن في القلب سيساعد على إخماد تفاعلات الاندماج في مليارات السنين. سيستغرق انتقال المئات من المليارات من السنين إلى عناصر أخرى (وهذا يحدث فقط في فئة النجوم M).

هذه هي الطريقة التي يحدث بها تطور النجوم - أقرب إلى نظام "الكل دفعة واحدة" مما يعتقد البعض.

اسأل إيثان رقم 26: Gori-gori بوضوح

More articles: