Fragen Sie Ethan Nr. 26: Gori-Gori klar
Ein Mann liebt Gesellschaft - auch wenn es nur eine Kerze ist.
- Georg Christoph Lichtenberg
Der Leser fragt:So wie ich es verstehe, verbrennen Sterne mit einer Masse, die der Sonne entspricht, mehrere Milliarden Jahre lang Wasserstoff im Kern, bis sich ein Heliumkern bildet und der Stern von der Hauptsequenz abweicht. Schließlich musste der Kern von Beginn des Lebens des Sterns an Atom für Atom gebildet werden. Und massive Sterne erzeugen nicht gleichzeitig Eisenkerne - die Bildung dieser Kerne braucht Zeit. Wie kommt es also tatsächlich zur Sternentwicklung?
Lassen Sie uns in einen neugeborenen Stern eintauchen und sehen, was im Inneren passiert.
In einem jungen Sternhaufen wie NGC 265 im obigen Bild gibt es Sterne verschiedener Massen - von den massiven und heißesten Klassen O und B, die hunderte Male massereicher sind als die Sonne, bis zu den kleinsten roten und dunklen Sternen der M-Klasse.Was gibt den Sternen Farbe und Helligkeit?
Sie können gedankenlos antworten: "Masse", aber die Realität ist etwas komplizierter. Im Allgemeinen leuchten Sterne aufgrund der Tatsache, dass in ihren Kernen eine Kernfusionsreaktion stattfindet. Nachdem sich die enorme Masse, die selbst im kleinsten Stern der M-Klasse etwa 25.000 Erdmassen sammelt, im Protostern versammelt und erwärmt, erreichen Dichte und Temperatur den Punkt, an dem der Beginn der sich selbst erhaltenden Kernfusionsreaktion möglich wird.
Und ob der Stern hell und blau oder matt und rot sein wird, hängt von der Temperatur in ihm ab. Im Kern der Sonne erreicht die Temperatur 15 Millionen K und die Kernfusion geht dort ziemlich schnell vorbei.Wenn wir uns vom Kern entfernen, beginnt die Temperatur zu sinken - aber die Syntheserate sinkt exponentiell. Wenn wir uns 25% vom Kern der Sonne entfernen, werden wir sehen, dass die Temperatur nicht mehr als zweimal gesunken ist und die Reaktionsgeschwindigkeit weniger als 1% dessen beträgt, was in der Mitte des Kerns passiert.
Daher kann ein Stern mit einer halben Sonnentemperatur hunderte Male länger leben, und ein sehr heißer Stern, beispielsweise R136a1 (in der Mitte des Clusters unten) mit einer Masse von 260 Sonnen, wird 0,1% des Lebens der Sonne leben.
Dies ist der Unterschied zwischen neugeborenen Sternen. Aber wenn sie leben und ihren Brennstoff verbrennen, werden ihre Schichten mit verbranntem Brennstoff komprimiert. Es gibt viele Möglichkeiten, die Lautstärke eines Objekts zu ändern. Die Kompression erfolgt adiabatisch, dh die Entropie bleibt konstant, aber die Innentemperatur steigt an. Aus diesem Grund beginnt der Brennstoff im größten Teil des Sterns zu brennen, und auch die Syntheserate steigt.Dies bedeutet unter anderem, dass die Temperatur und Leuchtkraft eines Sterns mit seinem Alter zunehmen sollte.
Der Stern hat einen Strahlungsdruck, der die Gravitationskompression verhindert. Der Radius der Sonne ändert sich nicht, da der Strahlungsdruck auf der Oberfläche des Sterns fast gleich der Gravitationskompressionskraft ist. Wenn die Energie jedoch im Kern des Sterns endet, sinkt der Strahlungsdruck und beginnt, die Schwerkraft zu verlieren.Und hier wird entweder der Kern komprimiert und erwärmt, um die nächste Synthese zu starten - Wasserstoff, Helium oder, wie im Fall massereicher Sterne, Kohlenstoff und weiter; oder es bleibt inert, weil es nicht heiß genug ist, um den nächsten Brennstoff zu entzünden, und dann ist das Ende des Sterns nahe.
Der Heliumkern bildet sich selbst in den massereichsten Sternen seit Millionen von Jahren, und Helium wird in etwa 10% der Zeit, in der Wasserstoff verbrennt, zeitlich verbrannt. Wenn ein Stern Kohlenstoff verbrennt, wird die Zeit vom Beginn dieses Prozesses bis zu dem Moment, an dem der Eisenkern zu einer Supernova-Explosion führt, nur in Tausenden von Jahren gemessen.
Wenn dem inneren Kern eines sonnenähnlichen Sterns im zentralen Teil der Wasserstoff ausgeht (dies wird der Sonne in 5-7 Milliarden Jahren passieren), wird er sich zu einem Subgiant ausdehnen und in dieser Form Hunderte von Millionen von Jahren bleiben, bevor er Helium entzündet und rot wird Riese. Aber wenn es sich in einen Subgiant verwandelt, verlässt es die Hauptsequenz.Die folgenden Schritte sind relativ schnell, da die "Hauptsequenz" nicht umsonst genannt wird - darin verbringen die Sterne den größten Teil ihres Lebens.
Bei massiven Sternen spielt die Temperatur eine große Rolle, und das Mischen der Schichten ist zu langsam, um einen Unterschied zu machen. Daher wird sogar das Helium, das unsere Sonne jetzt im Kern produziert, dazu beitragen, Fusionsreaktionen in Milliarden von Jahren zu löschen. Es wird Hunderte von Milliarden von Jahren dauern, bis der Kern eines Sterns zu anderen Elementen übergeht (und dies geschieht nur bei Sternen der Klasse M).So geschieht die Entwicklung der Sterne - viel näher am „All-auf-einmal“ -System als manche denken.Source: https://habr.com/ru/post/de383173/
All Articles