звездите

Научни любопитства

Звездите са основно ядрени реактори:

Виждали ли сте някакви радиоактивни елементи да светят? Е, това са звездите, но в свръхголемите вижте дали верижният синтез, носен вътре в звездите, трябва да е гигантски, какъвто виждаме от тук.

Техническото обяснение започва:

Звездите са гигантски газови сфери (главно водород и хелий), образувани от смущения в междузвездни облаци, които сеят гравитационна кондензация, изгряваща газа до поне хиляди келвини, премахвайки водорода от всичките му електрони и създавайки плазма (която е малко като пламък).

Без ядрен синтез звездите ще продължат да се свиват (механизъм на Келвин-Хелмхолц) и ще продължат само милиони години.

Температурата и налягането, достигнати в ядрото на една звезда обаче са толкова високи, че протоните са достатъчно близо и достатъчно енергични, за да „квантовия тунел“. Хелийът е по-лек от 4-те протона, от които е направен: този масов дефект идва от пренареждането на кварките в по-стабилна структура, освобождавайки енергия (преди това под формата на маса) като гама лъчи, неутрино и бързи протони + електрони.

Налягането на енергията, генерирана по този начин, се регулира, така че е достатъчно да се балансира налягането на изгряващите слоеве, така че ако звездата получи повече газ (като по-масивните звезди), ядрото ще нарасне и ще поеме по-голяма част от звезда.

Точно над ядрото протоните не се сливат, но все пак са много плътни, така че светлината, произведена на централната честота, се разсейва от околните електрони и напредва много бавно. Това е конвективната област и тя играе важна роля за удължаването на живота на звездата, защото това дифузно разсейване отнема милиони години, за да достигне повърхността. Това гарантира, че звездата може да поддържа стабилен баланс спрямо гравитацията, като ограничава ядрото.

По-нагоре, когато налягането намалява, плазмата започва да транспортира енергия по-ефективно чрез конвекция, която навива магнитните полета на звездата с турбулентност.

Тъй като плътността става достатъчно ниска, че плазмата става оптически тънка (tau

1) (като при гледане през облак, който е достатъчно тънък, за да се види) фотоните най-накрая могат да избягат от звездата. Тази област на атмосферата на звездата се нарича фотосфера и нейната температура е пряка последица от производството на енергия на звездата в ядрото и нейния радиус: Яркост = Площ * sigma_boltzmann * T ^ 4.

Над тази област има преход от преобладаващата турбуленция (гранулираната, кипяща по форма фотосфера) към магнитно доминираната активност, която виждаме да има Слънцето. Тази магнитна енергия в крайна сметка ще се освободи в короната на звездата, за да се нагрее тънка плазма до милиони К и след това до хелиосферата.

Всеки път, когато светимостта на ядрото и светимостта на повърхността не са балансирани, звездният радиус ще се промени. Ако сърцевината произвежда по-малко енергия, налягането ще се увеличи и сърцевината ще стане по-гореща и плътна, а външните слоеве ще се разширят, което води до ядрото да произвежда повече енергия, разширявайки ядрото отново и оставяйки горните слоеве да се върнат надолу. Някои звезди всъщност продължават да се колебаят по този начин, правейки светимостта им периодична, с период, пропорционален на светимостта, променливата Цефеида.

Така че звездата е гравитационно ограничен, саморегулиращ се реактор за ядрен синтез.

Някои са по-масивни (до 100 пъти Слънцето), така че имат по-висок процент на ядрото. Това ги кара да отделят повече енергия на повърхност, което ги прави по-горещи и сини. Други звезди са по-малки (до 0,1 пъти Слънцето), те имат малки ядра, така че са червени, дори инфрачервени.

Когато една звезда остане без водород в ядрото си, тя отново свива ядрото си, разширява външните си слоеве, зачервява се и загрява ядрото, за да слее хелия във въглерод чрез берилий, след това в кислород и т.н.
След като ядрото се напълни с Fe2O, от сливането не се печели повече енергия и звездата поема там, където е спряла, когато е започнала да слее водород в ядрото, неумолимо свивайки ядрото си, за да образува компактен обект и изхвърляйки външните си слоеве в мъглявина.