الفلك

احتراق الهيدروجين مقابل اندماج الهيدروجين

احتراق الهيدروجين مقابل اندماج الهيدروجين


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.

هل مصطلح "احتراق الهيدروجين" يعني نفس مصطلح "اندماج الهيدروجين" في علم الفلك؟ إذا لم يكن كذلك ، فما هو ناتج "احتراق الهيدروجين"؟ افترض أن ناتج "اندماج الهيدروجين" هو الهيليوم.


في الفيزياء الفلكية النجمية ، يعني "الاحتراق" الاندماج النووي وليس الاحتراق الكيميائي. لذا النجم يحرق الهيدروجين إلى الهيليوم. (بالمناسبة ، ينتج عن الاحتراق الكيميائي الطبيعي للهيدروجين في الهواء الماء).

قد يبدو أن هذا المصطلح مربكًا ، لكنه ليس مشكلة في الممارسة لأن المناطق في النجوم التي يحدث فيها الاندماج (اللب ، والأصداف المحيطة بالنواة ، في النجوم القديمة الكبيرة) هي بعيد حار جدًا بحيث لا تتواجد الجزيئات ، لذلك لا يمكن أن تحدث العمليات الكيميائية هناك.


اندماج الهيدروجين في قلب النجم هو ليس تفاعل نووي واحد. هناك مجموعتان (معروفتان) من التفاعلات: سلسلة البروتون - البروتون ، ودورة CNO (الكربون - النيتروجين - الأكسجين) التحفيزي. من ويكيبيديا:

سلسلة البروتون-البروتون ، والتي يشار إليها أيضًا باسم سلسلة p-p ، هي واحدة من مجموعتين معروفتين من تفاعلات الاندماج النووي التي تحول النجوم بواسطتها الهيدروجين إلى هيليوم. إنه يهيمن على النجوم التي تقل كتلتها عن كتلة الشمس أو تساويها ، في حين أن دورة CNO ، وهي التفاعل الآخر المعروف ، تقترحها النماذج النظرية للسيطرة على النجوم ذات الكتل الأكبر من حوالي 1.3 ضعف كتلة الشمس.

احتراق الهيدروجين هو الطريقة الرئيسية التي تنتج بها النجوم الفتية الحرارة والضوء. (يمكن للنجوم القديمة أن تحرق عناصر أثقل ، إذا كان لديها كتلة كافية). لكن احتراق الهيدروجين مهم أيضًا لأنه الطريقة الرئيسية لإنتاج النيوترونات: حرق العناصر الأثقل بشكل عام لا يغير عدد النيوترونات. (يتم إنشاء النيوترونات أيضًا عندما ينهار نجم ثقيل إلى نجم نيوتروني).

في نجم شبيه بالشمس ، يكون احتراق الهيدروجين a جدا عملية بطيئة. يتطلب الأمر الكثير من الحرارة والضغط للتغلب على التنافر الكهربائي بين بروتونين ودمجهما في ثنائي البروتون. ومع ذلك ، فإن diproton غير مستقر للغاية ، مع نصف عمر أقل بكثير من نانوثانية. عادة ، ينقسم ثنائي البروتون إلى بروتونين ، لكن في بعض الأحيان يتحول أحد بروتوناته إلى نيوترون ، مما يحول الديبروتون إلى ديوترون (نواة الديوتيريوم). احتمال تحول ديبروتون إلى ديوتيريوم صغير جدًا ، في حدود $10^{-26}$. تقوم تفاعلات سلسلة p-p المختلفة بتحويل الديوتيرونات إلى نوى الهيليوم.

إن بطء إنتاج الديوتيريوم أمر جيد: فهو يعني أن شمسنا ستستمر في حرق الهيدروجين لمليارات السنين. OTOH ، فهذا يعني أيضًا أن الهيدروجين العادي لن يكون وقودًا عمليًا لمفاعل الاندماج الاصطناعي.

تبلغ الكثافة في قلب الشمس حوالي 150 جم / سم مكعب ، وهي أكبر بكثير من أي مادة أرضية (على سبيل المثال ، كثافة الرصاص 11.3 جم / سم مكعب فقط). لذا فإن المتر المكعب من مادة اللب الشمسي تبلغ كتلته حوالي 150 طنًا متريًا. لكن معدل اندماج الهيدروجين بطيء جدًا لدرجة أنه ينتج فقط حوالي 276.5 واط من الطاقة ، وهو ما يماثل إنتاج حرارة المتر المكعب من السماد العضوي ، كما هو مذكور في ويكيبيديا. بالطبع ، كومة سماد تبلغ مساحتها 1 متر مكعب لن تستمر في ضخ الحرارة لمليارات السنين. ؛)


تحتوي ويكيبيديا على مجموعة جيدة من المقالات حول عمليات الاندماج النووي النجمية المختلفة ، بما في ذلك:

  • عملية ثلاثية ألفا ، والتي تحرق الهيليوم إلى الكربون.
  • عملية احتراق الكربون ، والتي تحول الكربون إلى أكسجين ، ونيون ، وصوديوم ، ومغنيسيوم.
  • عملية حرق النيون
  • عملية حرق الأكسجين
  • سلم ألفا
  • عملية احتراق السيليكون

نعم ، إنه نفس الشيء.

عادةً ما تكون المراحل التي يمر بها النجم (إذا كانت كبيرة بدرجة كافية) هي

  • حرق الهيدروجين
  • حرق الهيليوم

ويتم تسمية المرحلة على اسم العنصر الذي يتم دمجه في عنصر أثقل.

وبالتالي فإن حرق الهيدروجين هو المرحلة التي يندمج فيها الهيدروجين في الهيليوم. احتراق الهليوم هو المرحلة التي يتم فيها دمج ثلاثة هيليوم في الكربون. حرق الكربون حيث يتم دمج قلبين من الكربون في المغنيسيوم أو النيون أو الصوديوم أو الأكسجين وما إلى ذلك.


دورة CNO

ال دورة CNO (يطلق على الكربون - النيتروجين - الأكسجين أحيانًا دورة Bethe – Weizsäcker بعد Hans Albrecht Bethe و Carl Friedrich von Weizsäcker) هي واحدة من مجموعتين معروفتين من تفاعلات الاندماج التي تحول النجوم بواسطتها الهيدروجين إلى هيليوم ، والأخرى هي تفاعل البروتون والبروتون المتسلسل (دورة pp) ، وهو أكثر كفاءة في قلب الشمس درجة الحرارة. يُفترض أن دورة CNO هي المهيمنة في النجوم التي تزيد كتلتها عن 1.3 مرة كتلة الشمس. [1]

على عكس تفاعل البروتون والبروتون ، الذي يستهلك جميع مكوناته ، فإن دورة CNO هي دورة تحفيزية. في دورة CNO ، تندمج أربعة بروتونات ، باستخدام نظائر الكربون والنيتروجين والأكسجين كمحفزات ، يتم استهلاك كل منها في خطوة واحدة من دورة CNO ، ولكن يتم إعادة توليدها في خطوة لاحقة. المنتج النهائي عبارة عن جسيم ألفا واحد (نواة هيليوم مستقرة) ، واثنين من البوزيترونين ، واثنين من النيوترينوات الإلكترونية.

هناك العديد من المسارات البديلة والمحفزات المشاركة في دورات CNO ، كل هذه الدورات لها نفس النتيجة الصافية:

سوف تتلاشى البوزيترونات على الفور تقريبًا مع الإلكترونات ، وتطلق الطاقة على شكل أشعة جاما. تهرب النيوترينوات من النجم تحمل بعض الطاقة. [2] نواة واحدة تتطور لتصبح كربون ، نيتروجين ، ونظائر أكسجين من خلال عدد من التحولات في حلقة لا نهاية لها.

تكون سلسلة البروتون والبروتون أكثر بروزًا في النجوم التي تساوي كتلة الشمس أو أقل. ينبع هذا الاختلاف من الاختلافات في الاعتماد على درجة الحرارة بين التفاعلين ، حيث يبدأ تفاعل سلسلة pp عند درجات حرارة حوالي 4 × 10 6 كلفن [3] (4 ميغا كلفن) ، مما يجعلها مصدر الطاقة المهيمن في النجوم الأصغر. تبدأ سلسلة CNO ذاتية الصيانة عند حوالي 15 × 10 6 كلفن ، ولكن إنتاجها من الطاقة يرتفع بسرعة أكبر بكثير مع زيادة درجات الحرارة [1] بحيث تصبح المصدر المهيمن للطاقة عند حوالي 17 × 10 6 كلفن. [4]

تبلغ درجة حرارة الشمس الأساسية حوالي 15.7 × 10 6 كلفن ، و 1.7٪ فقط من 4
هو
تولد النوى المنتجة في الشمس في دورة CNO.

تم اقتراح عملية CNO-I بشكل مستقل من قبل Carl von Weizsäcker [5] [6] و Hans Bethe [7] [8] في أواخر الثلاثينيات.

نُشرت التقارير الأولى للكشف التجريبي عن النيوترينوات الناتجة عن دورة CNO في الشمس في عام 2020. وكان هذا أيضًا أول تأكيد تجريبي على أن الشمس لديها دورة CNO ، وأن الحجم المقترح للدورة كان دقيقًا ، وأن كان فون ويزاكر وبيت على حق. [2] [9] [10]


احتراق الهيدروجين مقابل اندماج الهيدروجين - علم الفلك

بمجرد أن يبدأ النجم الأولي في حرق الهيدروجين في نواته ، فإنه يمر بسرعة عبر مرحلة T-Tauri (في غضون بضعة ملايين من السنين) ويصبح نجم تسلسل رئيسي حيث تحدد كتلته الإجمالية جميع خصائصه الهيكلية. الأقسام الثلاثة في الداخل النجمي هي قلب الاحتراق النووي ومنطقة الحمل الحراري والمنطقة الإشعاعية. تتولد الطاقة ، على شكل أشعة جاما ، فقط في قلب الاحتراق النووي. يتم نقل الطاقة نحو السطح إما بطريقة إشعاعية أو بالحمل الحراري اعتمادًا على أيهما أكثر كفاءة في درجات الحرارة والكثافة والعتامة.

يتم عرض الجزء الداخلي من ثلاثة أنواع نجمية أدناه. لاحظ أن نجم O أكبر بحوالي 15 من G نجم ، ونجم M حجمه حوالي 1/10 من حجم G ، ويظهر هذا المقياس أسفل التصميمات الداخلية.

لاحظ كيف تشغل مناطق الاحتراق النووي نسبة أكبر من باطن النجم عندما يذهب المرء إلى النجوم ذات الكتلة المنخفضة. النجوم عالية الكتلة لها قلب صغير جدًا محاط بغلاف كبير. تعمل الطاقة المنبعثة من النواة النجمية على تسخين الجزء الداخلي للنجم مما ينتج عنه الضغط الذي يحمل النجم.

إذا كانت النجوم مثل السيارات ، فإنها ستحرق هيدروجينها الأساسي حتى تنفد ويتلاشى النجم. لكن الاندماج يحول الهيدروجين إلى هيليوم. لذلك لا يصبح اللب فارغًا ، فهو يمتلئ برماد الهيليوم.

مع تراكم رماد الهليوم ، يتوقف توليد الطاقة في اللب. تتحرك عملية الاندماج إلى الخارج في غلاف يحيط بنواة الهليوم الساخن. يمكن أن يخضع الهيليوم أيضًا للاندماج ، ولكن نظرًا لأنه ذرة أكبر ، فإنه يتطلب أكثر من 100 مليون درجة من درجة الحرارة للتغلب على التنافر الكهروستاتيكي (تحتوي نوى الهيليوم على بروتونين ، ضعف نواة الهيدروجين). بالنسبة للنجوم الصغيرة ، لا يتم الوصول إلى درجة الحرارة هذه أبدًا ويظل قلب الهيليوم خاملًا.

تبدأ النجوم حياتها بنسبة 74٪ هيدروجين و 25٪ هيليوم و 1٪ كل شيء آخر في الجدول الدوري (بالكتلة). استمر الاندماج في قلب الشمس لمدة 5 مليارات سنة ، ويتكون جوهره الآن من حوالي 29٪ هيدروجين و 70٪ هيليوم و 1٪ كل شيء آخر. يغير الاندماج التركيب الكيميائي للديكورات الداخلية النجمية.

لاحظ أنه نظرًا لأن نوى النجوم كبيرة جدًا وضخمة ، فإن الأمر يستغرق ما بين مئات الآلاف إلى مليارات السنين لنفاد وقود الهيدروجين. من الواضح أن النجوم التي تحترق أكثر سطوعًا ، وتحترق بشكل أسرع ، وبالتالي يكون لها عمر أقصر.

المسارات التطورية بعد التسلسل الرئيسي:

عندما يبدأ إمداد الهيدروجين في اللب بالتناقص ، ينخفض ​​معدل الاندماج ، وتنخفض كمية الطاقة المتولدة. من التوازن الحراري ، نعلم أن درجة الحرارة ستبدأ بعد ذلك في الانخفاض ومن ثم سينخفض ​​الضغط أيضًا في قلب الاندماج.

من التوازن الهيدروستاتيكي ، نعلم أن انخفاض الضغط يعني أن المنطقة الأساسية للنجم سوف تنكمش قليلاً. سيؤدي هذا إلى ارتفاع درجة الحرارة مرة أخرى ، ومعدل الاندماج ، للهيدروجين المتبقي في القلب ، يقفز لأعلى (على الرغم من أن الهيدروجين الأساسي قد انتهى تقريبًا (اللحظات الأخيرة). يؤدي الارتفاع الحاد في درجة الحرارة أيضًا إلى بدء احتراق الهيدروجين القشرة حول اللب ، وهي منطقة كانت من قبل باردة جدًا (أقل من 15 مليون درجة) لاستبدال الاندماج من قبل. في هذه المرحلة ، تصبح قشرة الهيدروجين المحترقة مهمة كمصدر وحيد للطاقة في النجم المحتضر.

بمجرد إنشاء غلاف احتراق الهيدروجين ، يقوم النجم بقفزة صغيرة من التسلسل الرئيسي في مخطط الموارد البشرية. يصبح أكثر إشراقًا وأقل برودة. يرجع الانخفاض في درجة حرارة السطح إلى أن غلاف النجم يتوسع بمقدار ضئيل ، مما يؤدي إلى زيادة مساحة السطح. تزيد مساحة السطح المتزايدة أيضًا من لمعان النجم.

بمجرد استخدام آخر الهيدروجين في قلب نجم التسلسل الرئيسي المتقادم ، يتوقف الاندماج في اللب وتنخفض درجة الحرارة وينهار اللب. يحول اللب المنهار طاقة الجاذبية (الطاقة الكامنة) إلى طاقة حرارية (طاقة حركية). يتم توجيه هذه الطاقة إلى غلاف احتراق الهيدروجين ، والذي يتمدد لاستهلاك المزيد من الوقود في داخل النجم.

تولد قذيفة احتراق الهيدروجين طاقة أكثر مما أنتجها اللب (لديها وصول إلى حجم أكبر بكثير من كتلة النجم) ويزداد لمعان النجم بشكل حاد ويتوسع في الحجم ليصبح عملاقًا أحمر. على الرغم من أن النجم أكثر إشراقًا ، وينتج المزيد من الطاقة ، إلا أن ضغطه قد زاد بحيث أصبحت مساحة سطحه كبيرة جدًا ، وتنخفض درجة حرارة سطح النجم إلى مناطق النوع الطيفي K و M.

تستغرق هذه العملية برمتها عدة ملايين من السنين ، ولكن في النهاية ، يصبح نجم التسلسل الرئيسي إما عملاقًا أحمر أو عملاقًا أحمر ، اعتمادًا على كتلته الأولية. لاحظ أنه يتم تحديد مكان وسرعة تطور النجم من خلال كتلة التسلسل الرئيسية. سرعان ما تتقدم النجوم الساخنة الضخمة في العمر وتصبح عمالقة حمراء عملاقة. تعيش نجوم G الأكثر برودة والأقل ضخامة لمدة 10 مليارات سنة ، ثم تتطور إلى عمالقة حمراء.

لاحظ أيضًا أننا لا نرى مسارات تطورية للنجوم الأقل من 0.8 كتلة شمسية. وذلك لأن الوقت الذي تستغرقه هذه الأنواع من النجوم لتتحول إلى عمالقة حمراء أطول من العصر الحالي للكون (حوالي 15 مليار سنة). لذا ، حتى لو وُلد نجم في وقت الخلق ، لم يكن هناك وقت كافٍ لنجم بهذه الكتلة المنخفضة لاستخدام كل وقود الهيدروجين الخاص به. في الواقع ، نحن نعرف الحد الأدنى لعمر الكون من خلال النظر إلى كتل العمالقة الحمراء ، لمعرفة ما هي أقدم النجوم.

يعتمد تطور النجم بعد مرحلة العملاق الأحمر على كتلته. بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن كتلة شمسية واحدة ، تشق قشرة الهيدروجين طريقها إلى الخارج تاركة وراءها المزيد من رماد الهيليوم. عندما يتراكم الهيليوم ، يصبح اللب أكثر ضخامة ويتقلص. يسخن الانكماش اللب لأنه يصبح أكثر كثافة.

تزداد كثافة اللب إلى النقطة التي تتدهور فيها الإلكترونات. يبدأ اللب في العمل كسائل أكثر من كونه غازًا ، ويصبح غير قابل للضغط ويتوقف المزيد من الانكماش.

مع استمرار احتراق قشرة الهيدروجين ، يزداد اللب المتحلل أكثر سخونة وسخونة دون أن يتمدد. الهيليوم ، كونه نواة أكبر من الهيدروجين ، يتطلب المزيد من الطاقة الحركية للاندماج ، مما يعني درجات حرارة أعلى. عند 100 مليون درجة ، يمكن تحويل الهيليوم إلى كربون من خلال عملية ألفا الثلاثية.

تستمر الطاقة المنبعثة من عملية ألفا الثلاثية في تسخين اللب ورفع درجة حرارته أكثر. مرة أخرى ، في ظل الظروف العادية ، سيزيد التسخين الضغط وسيتوسع اللب ويبرد. ولكن مع تدهور اللب ، ترتفع درجة الحرارة ولكن اللب لا يتمدد. درجات الحرارة المرتفعة تعني معدل ثلاثي ألفا أسرع ، مما يعني المزيد من الطاقة ، مما يعني ارتفاع درجات الحرارة ، إلخ.

عندما تصل درجة حرارة اللب إلى 300 مليون درجة ، يحدث استهلاك متفجر تقريبًا للهيليوم يسمى وميض الهيليوم. أثناء وميض الهيليوم القصير جدًا (بضع دقائق) ، يصدر النجم طاقة أكثر من 100 ضعف ناتج المجرة بأكملها. ومع ذلك ، فإن هذه الطاقة لا تصل أبدًا إلى السطح ، ولكنها تعمل بدلاً من ذلك على إزالة انحطاط الإلكترونات وتوسيع اللب.

بالنسبة للنجوم التي يزيد حجمها عن كتلتين شمسيتين ، تبدأ عملية ثلاثية ألفا قبل أن تتحلل الإلكترونات. وبالتالي ، لا يوجد وميض هيليوم ، فقط تحول تدريجي إلى منطقة احتراق الهيليوم الأساسية محاطة بقشرة تحترق الهيدروجين.

بعد أن يبدأ احتراق الهيليوم (إما بشكل انفجاري بفلاش ، أو تدريجيًا للنجوم الأثقل) ، يمتلك النجم مصدرين للطاقة ، اندماج الهيدروجين في غلاف حول اللب واندماج الهيليوم في اللب. يحترق الهيليوم في الكربون ، ويتحد الكربون مع الهيليوم لإنتاج الأكسجين. يصبح لب النجم غنيًا بنوى الكربون والأكسجين ، وترتفع درجة حرارة سطح النجم ليصبح نجمًا فرعيًا أفقيًا.

النجوم ذات الكتل الأكبر من الشمس أو مساوية لها تصبح أصغر وأكثر سخونة عند سطوع ثابت. تتطور إلى نجوم متفرعة أفقية عن طريق تحريكها عبر مخطط الموارد البشرية عند سطوع ثابت. النجوم ذات الكتلة المنخفضة عند حوالي 10 لمعان شمسي ، ونجوم عالية الكتلة (10 كتل شمسية) عند حوالي 200 لمعان شمسي. لاحظ أنه مع تطورها ، تعبر نجوم HB شريط عدم الاستقرار. لفترة قصيرة ، ستكون النجوم عالية الكتلة عبارة عن متغيرات Cepheid وستكون النجوم ذات الكتلة المنخفضة هي نجوم RR Lyrae.

نجوم فرع عملاقة مقاربة:

بعد تواجده كنجوم متفرعة أفقية لبضعة ملايين من السنين ، يتم استنفاد الهيليوم الموجود في قلب النجم (وهو الآن في الغالب نوى الكربون والأكسجين) وسوف تتطور قذيفة تحترق الهيليوم تحت غلاف الهيدروجين المحترق. تتدهور الإلكترونات الموجودة في القلب مرة أخرى ويتوسع النجم ويبرد ليصبح نجم فرع عملاق مقارب.

تأتي معظم الطاقة من غلاف احتراق الهيدروجين ، وقشرة حرق الهيليوم صغيرة في هذا الوقت. ومع ذلك ، فإن غلاف الهيدروجين يلقي برماد الهيليوم على غلاف الهيليوم. بعد فترة من الوقت ، يتم تكوين ما يكفي من الهيليوم بحيث تتعرض قذيفة الهيليوم لحدث متفجر يسمى النبض الحراري.

بالكاد يُلاحظ النبضة الحرارية على سطح النجم ، ولكنها تعمل على زيادة كتلة الكربون الأساسي / الأكسجين ، بحيث يزداد حجم النجم وإشراقه تدريجياً بمرور الوقت. عندما يتسلق النجم الفرع العملاق المقارب ، تتطور ريح في غلاف النجم الذي ينفخ الطبقات الخارجية في الفضاء. في هذه الرياح تتشكل جزيئات الغبار (المهمة للسحب بين النجوم والأنظمة الشمسية الأولية).

خلال هذا الوقت ، تحجب قشرة غبار كثيفة الضوء المرئي من النجم بحيث أنه على الرغم من أنه أكثر سطوعًا من الشمس بـ 10000 ، إلا أنه يُرى فقط في الأشعة تحت الحمراء

لتلخيص تطور النواة النجمية ، يوضح الشكل التالي التغيرات في نجم عالي الكتلة بمرور الوقت.

تسبب الرياح النجمية خسارة كتلة لنجوم AGB. تبلغ هذه الخسارة حوالي 10-4 كتلة شمسية سنويًا ، مما يعني أنه خلال 10000 عام سوف يذوب النجم النموذجي ، تاركًا النواة المركزية الساخنة (النجم المركزي في سديم كوكبي). إذا كان النجم أكبر من 8 كتل شمسية ، فإن اللب يستمر في التسخين. يندمج الكربون والأكسجين لتشكيل النيون ، ثم المغنيسيوم ، ثم السيليكون. تتشكل جميعها في قذائف محترقة تحيط بنواة رماد حديد.

الحديد غير عادي لأنه مستقر للغاية ومقاوم للانصهار. يمكن أن تصل درجة حرارة اللب الحديدي إلى 3 مليارات درجة. عندما يصل اللب الحديدي إلى كتلة حرجة ، ينهار بعنف في انفجار مستعر أعظم.


النظام الشمسي ، عام

X أصل النظام الشمسي

تظهر مجموعة واسعة من الملاحظات لمناطق تشكل النجوم في المجرة أن النجوم تتشكل بأعداد كبيرة من الغازات الكثيفة بين النجوم وغيوم الغبار في فترات زمنية قصيرة جدًا ، في حدود مليون سنة. بمجرد تشكل عدد قليل من النجوم فائقة الكتلة وفائقة السطوع في هذه المجموعة الكثيفة من النجوم الأولية ، يتم تسخين الغازات غير المكتسبة بقوة بواسطة الأشعة فوق البنفسجية من هذه النجوم الكبيرة ، وتتدفق إلى الخارج في الفضاء. يؤدي الانخفاض الناتج في الكتلة الكلية للعنقود إلى توقفه عن الانهيار. تتسبب الحركات التفاضلية للنجوم الفتية ، التي لم تعد مرتبطة بالجاذبية ببعضها البعض ، في تمدد الكتلة للخارج إلى الذراع المجرية المحيطة ، حيث يتم تلطيخ الكتلة وفقدان هويتها نتيجة للدوران التفاضلي للمجرة. خلال مرحلة التبديد هذه ، التي تبلغ مدتها عشرات الملايين من السنين ، تتطور النجوم المتسلسلة الرئيسية الأكثر ضخامة بعد نهاية احتراق الهيدروجين وإما تقذف كتلة كبيرة بهدوء ، أو تدمر نفسها في انفجار مستعر أعظم إذا كانت ضخمة بما يكفي. النجوم الأقل ضخامة التي تحترق الهيدروجين تبدد اللمعان الزائد لمرحلة T-Tauri الخاصة بها وتستقر في التسلسل الرئيسي ، وتطرد آخر بقايا غاز الكواكب الأولية وقرص الغبار. يتعرف طلاب النظام الشمسي على المرحلة السدمية على أنها وقت تكوين الأجسام الصلبة الكبيرة والكواكب الغازية العملاقة ، حيث تتراكم المواد الصلبة الأقدم في الكويكبات والأجسام الكبيرة. النيازك الغضروفية هي عينات من تلك الأجسام الكويكبية التي كانت صغيرة جدًا ، أو بعيدة جدًا عن مرحلة T-Tauri ، بحيث لا يمكن تسخينها إلى درجة الانصهار. تظهر الملاحظات الفلكية لأقراص الغبار الكثيفة حول النجوم الشابة مثل Vega و Beta Pictoris أن هذه الأقراص قد يكون لها أنصاف أقطار تبلغ عدة مئات من الاتحاد الأفريقي ، أي حوالي عشرة أضعاف قطر مجموعة الأقراص المسطحة الموثقة في النظام الشمسي الحالي (الكواكب والكويكبات ، Chirons ، وأجساد حزام Kuiper).

إن العتامة العالية ومصادر الحرارة الداخلية القوية في السديم ما قبل الكواكب تطور تدرجًا شعاعيًا قويًا لدرجة الحرارة ، مع درجات حرارة عالية بما يكفي لتبخير الصخور بالقرب من الشمس الأولية وباردة بدرجة كافية لتكثيف الكل باستثناء الغازات الدائمة (الهيدروجين والهيليوم والنيون) في عشرات من الاتحاد الأفريقي من المركز.

وفي الوقت نفسه ، تؤدي قوى الاحتكاك بين الغازات والغبار واللزوجة المضطربة للغاز إلى التطور السريع للقرص السديم على مقياس زمني لمئات الآلاف من السنين ، مما يضخ الكتلة إلى الداخل والزخم الزاوي للخارج.

تظهر آليتان رئيسيتان مسؤولتان عن تزاوج الكواكب من مثل هذا السديم ما قبل الكواكب: تكوّن الأجسام الصلبة عبر تصادمات منخفضة السرعة ، وعدم استقرار الجاذبية لقرص الغاز ، مما يؤدي إلى انقسام الكواكب إلى كواكب ضخمة غنية بالغاز.


احتراق الهيدروجين مقابل اندماج الهيدروجين - علم الفلك

لماذا ينتظر الاندماج حتى يختفي الهيدروجين قبل البدء في اندماج الذرات الأثقل؟ لماذا ستنتظر عمليات الاندماج الماص للحرارة حتى يتواجد الحديد في كل مكان؟

لدمج أي عنصر ، يجب أن تكون لديك درجة حرارة عالية بدرجة كافية. تأتي درجة الحرارة المرتفعة هذه مصحوبة بكثافة وضغط عاليين بدرجة كافية. داخل النجم ، فقط اللب (أقرب 10٪ أو نحو ذلك من النجم) لديه كثافة وضغط كافيان لبدء اندماج الهيدروجين.

عندما تنتقل النجوم من دمج عنصر إلى آخر ، يكون لديها نوع من الفواق. سأشرح. عندما يحرق النجم الهيدروجين الموجود في قلبه ، يغوص الهيليوم الناتج في التفاعل إلى المركز لأنه أثقل. بمرور الوقت ، يكون لديك قلب هيليوم أكبر بنجاح مع غلاف هيدروجين. حرق الهيدروجين ليس نشيطًا بما يكفي لبدء حرق الهيليوم من تلقاء نفسه. وبدلاً من ذلك ، ما يحدث هو أنه بمجرد استخدام كل الهيدروجين القابل للاحتراق (فقط الهيدروجين الموجود في أقصى 10٪ أو نحو ذلك من النجم) ، يتوقف الاندماج مؤقتًا ، ويبرد اللب ويتقلص (يرجع الانكماش في المقام الأول إلى حقيقة أنه عندما تقوم بالتحويل H إلى He لديك عدد أقل من الذرات المتبقية مما يقلل الضغط) ، ويبدأ اللب في الانهيار على نفسه. يؤدي الانهيار بسرعة إلى زيادة درجة الحرارة والضغط والكثافة في اللب. إذا كان النجم ضخمًا بما يكفي لإنتاج ضغط كافٍ ، سيبدأ الهيليوم في الاحتراق. الحرارة المنبعثة من التفاعل تعيد تمدد اللب وتكفي لزيادة درجة الحرارة في اللب إلى النقطة التي يمكن أن يستمر فيها احتراق الهيليوم. ومع ذلك ، فإن جزءًا معينًا فقط من الهيليوم سيكون قابلاً للاحتراق (منطقة أصغر حتى من تلك الخاصة بالهيدروجين القابل للاحتراق) ، وبمجرد احتراقه ، إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فستكرر العملية نفسها مع عناصر أعلى متتالية.

بسبب عنف كل زوبعة ، يفقد النجم بعضًا من غلافه الهيدروجين الخارجي. لقد رأينا بالفعل نجومًا محاطة بعدة قذائف متوسعة من الغاز تتوافق مع كل زوبعة.

بالنسبة للحديد ، لا ينتج عن اندماج عناصر أخف طاقة كافية لبدء صهر الحديد بأي كميات ملموسة. لذلك أنت بحاجة إلى حدث أكثر نشاطًا مثل انفجار سوبر نوفا. الفرق بين الطاقات التي ينطوي عليها الاندماج والمستعر الأعظم هو عدة مرات من حيث الحجم.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ماركو كركو

عمل ماركو في العديد من مجالات علم الفلك والفيزياء بما في ذلك علم الفلك الكوكبي ، والفيزياء الفلكية عالية الطاقة ، ونظرية المعلومات الكمومية ، ومحاكاة انهيار المستعر الأعظم. يقوم حاليًا بدراسة السدم المظلمة التي تشكل النجوم.


نجوم الكتلة الشمسية

  • يبدأ حرق H-core
  • توقف حرق H-core
  • حرق قذيفة H
  • فلاش الهيليوم - يبدأ حرق القلب
  • حرق He-core / حروق H.
  • توقف الحرق الأساسي / يستمر احتراق القشرة
  • طرد الطبقات الخارجية
  • سديم كوكبي مع نجم مركزي
  • كل الانصهار يتوقف
  • القزم الأبيض - يبرد ببطء
  • يبرد في النهاية ليصبح قزمًا أسود


لم يكن لدى الكثير منهم الوقت للتغلب على التسلسل الرئيسي:
(مثال من: 0.74 M الشمس & يقتبس & quot؛ 20 مليار سنة كنجم تسلسل رئيسي
- أطول من عمر الكون)

إذا كانت الكتلة & lt 0.08 م الشمس
لا تسخن أبدًا في النواة (8 × 10 6 كلفن) لبدء التفاعلات النووية
& quot بني دبور & quot


مرحلة شل الهيليوم

يوضح مخطط الموارد البشرية أعلاه المسار التطوري لنجم شبيه بالشمس بعد أن يغادر التسلسل الرئيسي. من المرحلة 7 (نجم التسلسل الرئيسي) إلى المرحلة 8 (العملاق الفرعي) ، تنخفض درجة حرارة سطح النجم مع امتلاء اللب ويبدأ اندماج الهيدروجين في الحدوث في غلاف حول اللب. يزداد اللمعان مع توسع النجم إلى عملاق ثانوي.

يحدث الصعود الرأسي تقريبًا بين العملاق الفرعي والمنطقة العملاقة الحمراء لأنه بينما يتقلص اللب ويسخن ، تتوسع الطبقات الخارجية وتبرد. وبالتالي ، تظل درجة حرارة السطح ثابتة نسبيًا ، لكن الحجم المتزايد يزيد من لمعان النجم.

بداية اندماج الهليوم في اللب ، وميض الهيليوم ، يزيل الثلث الخارجي من النجم. يزيد اندماج الهيليوم من درجة الحرارة ، بينما يقلل تقليل الحجم وخفض معدل الاندماج من اللمعان.

تحدث العودة إلى الفرع العملاق المقارب حيث تمتلئ النواة بالكربون. يقلل فقدان الاندماج من درجة الحرارة ، لكن درجة حرارة السطح تظل ثابتة نسبيًا مع تضخم حجم النجم. تؤدي الزيادة في الحجم إلى زيادة اللمعان.

يندفع غلاف النجم إلى الفضاء كسديم كوكبي. يصبح جوهر النجم قزمًا أبيض. ينتقل إلى أسفل اليسار في مخطط الموارد البشرية ، يكون حارًا جدًا ، ولكنه منخفض الإضاءة لأنه صغير جدًا. تدريجيًا ، مع عدم وجود اندماج لإنتاج الحرارة ، يبرد القزم الأبيض ويختفي ، ليصبح في النهاية نجمًا قزمًا أسود.

يتتبع الرسم البياني أعلاه المسارات التطورية لما بعد التسلسل الرئيسي لنجمين أكبر كتلة من الشمس ، ونجم كتلته أربع كتل شمسية ونجم كتلته عشرة كتلة شمسية. لاحظ أن هذه النجوم تتحرك أفقيًا بشكل أكبر بعد مغادرة التسلسل الرئيسي. هذا يعني أن لمعانها يظل ثابتًا أكثر من النجوم الشبيهة بالشمس.

تكون نوى النجوم الضخمة أقل كثافة من النجوم الشبيهة بالشمس عندما يبدأ اندماج الهيليوم ، لذا فإن ضغط انحلال الإلكترون ليس سائدًا. هذا يعني أن ضغط الغاز يستجيب للتغيرات في درجة الحرارة. كما أن قوة الجاذبية أقوى أيضًا ، بسبب الكتلة الأكبر ، والتي يتمسكها بشدة بالطبقات الخارجية.

بداية اندماج الهيليوم أقل دراماتيكية. لا يوجد وميض هيليوم في النجوم الضخمة. تصبح النجوم فوق ثماني كتل شمسية ساخنة بدرجة كافية لحدوث اندماج الكربون في الأكسجين في قلبها. تستمر النجوم الأكثر ضخامة في اندماج العناصر الأثقل والأثقل حتى تصل إلى الحديد في نواتها.

تشكل العناقيد الكروية مختبرات جيدة لدراسة تطور النجوم لأنها مجموعات سليمة من النجوم التي تشكلت في نفس الوقت نسبيًا ، من نفس المادة. يوضح هذا التسلسل من الرسوم البيانية كيف يظهر تطور الكتلة الكروية في مخطط هرتسبرونغ-راسل. لاحظ أن النجوم الأكثر ضخامة والأكثر إشراقًا تترك نجوم التسلسل الرئيسي أولاً ، تليها النجوم ذات الكتلة الأقل. تُعرف النقطة التي تغادر عندها النجوم حاليًا التسلسل الرئيسي باسم & quot؛ الانقلاب المتسلسل الرئيسي & quot وتعطي مقياسًا لعمر الكتلة الجولبية.


احتراق الهيدروجين مقابل اندماج الهيدروجين - علم الفلك

تحتوي مجرة ​​درب التبانة على مئات المليارات من النجوم من جميع الأعمار والأحجام والكتل. تتمثل إحدى المهام المركزية لعلم الفلك في فهم كيفية تشكل هذه النجوم ، وتألقها لمليارات السنين ، وفي النهاية تتلاشى بهدوء في الظلام كقزم أبيض ، أو الخروج بانفجار على شكل سوبر نوفا.

تركز شاندرا وتلسكوبات الأشعة السينية الأخرى على الحركة عالية الطاقة لهذه الدراما - الانفجارات المفاجئة على الأسطح المضطربة للنجوم ، وتدفق الغاز بقوة العاصفة من النجوم الساخنة والضيقة ، وموجات الصدمة الهائلة الناتجة عن انفجارات المستعر الأعظم.

يولد النجم عندما تنهار سحابة من الغاز والغبار إلى النقطة التي تكون فيها المادة الموجودة في مركز الكتلة كثيفة وساخنة لدرجة أن الاندماج النووي لنواة الهيدروجين في نوى الهيليوم يمكن أن يحدث. يوفر التدفق الخارج للطاقة المنبعثة من هذه التفاعلات الضغط اللازم لوقف الانهيار. لاحظ أن التفاعلات النووية داخل النجوم هي تفاعلات اندماج نووي يتم فيها دمج نوى العناصر الضوئية معًا لتكوين عناصر أثقل (على سبيل المثال ، يتم دمج نوى الهيدروجين لتشكيل نواة الهيليوم) مع إطلاق الطاقة. في المقابل ، تنتج محطات الطاقة على الأرض الطاقة من خلال الانشطار النووي ، حيث تنقسم نوى العناصر الأثقل مثل اليورانيوم إلى بعضها لتشكل نوى أصغر مع إطلاق الطاقة.


قلب حرق الهيدروجين (التسلسل الرئيسي)

يمكن أن يؤدي اندماج الهيدروجين إلى الهيليوم في قلب النجم إلى الحفاظ على نجم مثل الشمس لمليارات السنين. الشمس الآن في هذه المرحلة طويلة العمر من تطورها ، والتي تسمى مرحلة التسلسل الرئيسي.

عندما يتم استخدام الهيدروجين في قلب النجم ، يتوقف تدفق الطاقة من لب النجم ، وتنهار المناطق المركزية للنجم ببطء وتسخن. ستوفر التفاعلات النووية في غلاف غاز خارج اللب مصدرًا جديدًا للطاقة ، وتتسبب في توسع النجم المتقادم للخارج في مرحلة & quot ؛ العملاق & quot.

إذا كان النجم يماثل كتلة الشمس تقريبًا ، فسوف يتحول إلى نجم قزم أبيض. إذا كانت الكتلة أكبر إلى حد ما ، فقد تتعرض لانفجار مستعر أعظم وتترك وراءها نجمًا نيوترونيًا. ولكن إذا كان قلب النجم المنهار عظيمًا جدًا - على الأقل ثلاثة أضعاف كتلة الشمس - فلا شيء يمكن أن يوقف الانهيار. الجزء المركزي من النجم - النجم بأكمله إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية - ينهار ليشكل انفتالًا جاذبيًا لا نهائيًا في الفضاء يسمى الثقب الأسود.

إن ألمع مصادر الأشعة السينية في مجرتنا هي بقايا النجوم الضخمة التي تعرضت لانهيار كارثي - نجوم نيوترونية وثقوب سوداء. المصادر القوية الأخرى للأشعة السينية هي بقايا المستعرات الأعظمية - فقاعات عملاقة من الغاز الساخن تنتج عن انفجار النجوم. تعتبر النجوم القزمة البيضاء والطبقات الخارجية الحارة والمتفرقة أو الهالة للنجوم العادية مصادر أشعة سينية أقل كثافة.

توضح هذه اللوحة الدراما المستمرة لتطور النجوم ، وكيف يعتمد معدل التطور والمصير النهائي للنجم على كتلته.

تتشكل النجوم في سحب عملاقة من الغبار والغاز ، وتتقدم خلال حياتها الطبيعية ككرات من الغاز يتم تسخينها بواسطة التفاعلات النووية الحرارية في قلبها. اعتمادًا على كتلتها ، تصل إلى نهاية تطورها كقزم أبيض أو نجم نيوتروني أو ثقب أسود. تبدأ الدورة من جديد عندما يؤدي توسع صدفة عظمى من واحد أو أكثر من المستعرات الأعظمية إلى تكوين جيل جديد من النجوم. تمتلك الأقزام البنية كتلة بنسبة قليلة فقط من كتلة الشمس ولا يمكنها تحمل التفاعلات النووية ، لذا فهي لا تتطور أبدًا.


محتويات

يصبح النجم عملاقًا بعد استنفاد كل الهيدروجين المتاح للاندماج في نواته ، ونتيجة لذلك ، يترك التسلسل الرئيسي. [2] يعتمد سلوك نجم ما بعد التسلسل الرئيسي إلى حد كبير على كتلته.

النجوم ذات الكتلة المتوسطة

بالنسبة لنجم تزيد كتلته عن 0.25 كتلة شمسية (M. ) ، بمجرد نفاد الهيدروجين في اللب ، فإنه يتقلص ويسخن بحيث يبدأ الهيدروجين في الاندماج في غلاف حول اللب. يتمدد جزء النجم الموجود خارج القشرة ويبرد ، ولكن مع زيادة طفيفة فقط في لمعانه ، ويصبح النجم عملاقًا ثانويًا. تستمر نواة الهيليوم الخاملة في النمو وزيادة درجة الحرارة حيث تتراكم الهيليوم من الغلاف ، ولكن في النجوم التي يصل ارتفاعها إلى حوالي 10-12 م. لا تصبح ساخنة بدرجة كافية لبدء احتراق الهيليوم (النجوم ذات الكتلة الأعلى هي عمالقة عملاقة وتتطور بشكل مختلف). وبدلاً من ذلك ، وبعد بضعة ملايين من السنين ، يصل اللب إلى حد شونبيرج-شاندراسيخار ، وينهار بسرعة ، وقد يتدهور. يؤدي هذا إلى توسيع الطبقات الخارجية إلى أبعد من ذلك وإنشاء منطقة حمل قوية تجلب العناصر الثقيلة إلى السطح في عملية تسمى التجريف الأول. يزيد هذا الحمل الحراري القوي أيضًا من نقل الطاقة إلى السطح ، ويزداد اللمعان بشكل كبير ، ويتحرك النجم إلى فرع العملاق الأحمر حيث يحرق الهيدروجين بثبات في الغلاف لجزء كبير من حياته بأكملها (حوالي 10٪ من أجل نجمة شبيهة بالشمس). يستمر اللب في اكتساب الكتلة والتقلص وزيادة درجة الحرارة ، في حين أن هناك بعض فقدان الكتلة في الطبقات الخارجية. [5] ، § 5.9.

إذا كانت كتلة النجم ، عند التسلسل الرئيسي ، أقل من 0.4 م تقريبًا ، فلن تصل أبدًا إلى درجات الحرارة المركزية اللازمة لصهر الهيليوم. [6] ، ص. 169. لذلك سيبقى عملاق أحمر يندمج الهيدروجين حتى ينفد الهيدروجين ، وعند هذه النقطة سيصبح قزم الهيليوم الأبيض. [5] ، § 4.1 ، 6.1. وفقًا لنظرية التطور النجمي ، لا يمكن لأي نجم بهذه الكتلة المنخفضة أن يتطور إلى تلك المرحلة في عمر الكون.

في النجوم فوق حوالي 0.4 م the core temperature eventually reaches 10 8 K and helium will begin to fuse to carbon and oxygen in the core by the triple-alpha process. [5] ,§ 5.9, chapter 6. When the core is degenerate helium fusion begins explosively, but most of the energy goes into lifting the degeneracy and the core becomes convective. The energy generated by helium fusion reduces the pressure in the surrounding hydrogen-burning shell, which reduces its energy-generation rate. The overall luminosity of the star decreases, its outer envelope contracts again, and the star moves from the red-giant branch to the horizontal branch. [5] [7] , chapter 6.

When the core helium is exhausted, a star with up to about 8 M has a carbon–oxygen core that becomes degenerate and starts helium burning in a shell. As with the earlier collapse of the helium core, this starts convection in the outer layers, triggers a second dredge-up, and causes a dramatic increase in size and luminosity. This is the asymptotic giant branch (AGB) analogous to the red-giant branch but more luminous, with a hydrogen-burning shell contributing most of the energy. Stars only remain on the AGB for around a million years, becoming increasingly unstable until they exhaust their fuel, go through a planetary nebula phase, and then become a carbon–oxygen white dwarf. [5] , § 7.1–7.4.

High-mass stars Edit

Main-sequence stars with masses above about 12 M are already very luminous and they move horizontally across the HR diagram when they leave the main sequence, briefly becoming blue giants before they expand further into blue supergiants. They start core-helium burning before the core becomes degenerate and develop smoothly into red supergiants without a strong increase in luminosity. At this stage they have comparable luminosities to bright AGB stars although they have much higher masses, but will further increase in luminosity as they burn heavier elements and eventually become a supernova.

Stars in the 8-12 M range have somewhat intermediate properties and have been called super-AGB stars. [8] They largely follow the tracks of lighter stars through RGB, HB, and AGB phases, but are massive enough to initiate core carbon burning and even some neon burning. They form oxygen–magnesium–neon cores, which may collapse in an electron-capture supernova, or they may leave behind an oxygen–neon white dwarf.

O class main sequence stars are already highly luminous. The giant phase for such stars is a brief phase of slightly increased size and luminosity before developing a supergiant spectral luminosity class. Type O giants may be more than a hundred thousand times as luminous as the sun, brighter than many supergiants. Classification is complex and difficult with small differences between luminosity classes and a continuous range of intermediate forms. The most massive stars develop giant or supergiant spectral features while still burning hydrogen in their cores, due to mixing of heavy elements to the surface and high luminosity which produces a powerful stellar wind and causes the star's atmosphere to expand.

Low-mass stars Edit

A star whose initial mass is less than approximately 0.25 M will not become a giant star at all. For most of their lifetimes, such stars have their interior thoroughly mixed by convection and so they can continue fusing hydrogen for a time in excess of 10 12 years, much longer than the current age of the Universe. They steadily become hotter and more luminous throughout this time. Eventually they do develop a radiative core, subsequently exhausting hydrogen in the core and burning hydrogen in a shell surrounding the core. (Stars with a mass in excess of 0.16 M may expand at this point, but will never become very large.) Shortly thereafter, the star's supply of hydrogen will be completely exhausted and it will become a helium white dwarf. [9] Again, the universe is too young for any such stars to be observed.

There are a wide range of giant-class stars and several subdivisions are commonly used to identify smaller groups of stars.

Subgiants Edit

Subgiants are an entirely separate spectroscopic luminosity class (IV) from giants, but share many features with them. Although some subgiants are simply over-luminous main-sequence stars due to chemical variation or age, others are a distinct evolutionary track towards true giants.

Bright giants Edit

Another luminosity class is the bright giants (class II), differentiated from normal giants (class III) simply by being a little larger and more luminous. These have luminosities between the normal giants and the supergiants, around absolute magnitude −3.

    Aa1 (δ Ori Aa1), the primary component of Mintaka, an O-type bright giant (α Car), an F-type bright giant, Canopus, also sometimes classed as a supergiant.

Red giants Edit

Within any giant luminosity class, the cooler stars of spectral class K, M, S, and C, (and sometimes some G-type stars [10] ) are called red giants. Red giants include stars in a number of distinct evolutionary phases of their lives: a main red-giant branch (RGB) a red horizontal branch or red clump the asymptotic giant branch (AGB), although AGB stars are often large enough and luminous enough to get classified as supergiants and sometimes other large cool stars such as immediate post-AGB stars. The RGB stars are by far the most common type of giant star due to their moderate mass, relatively long stable lives, and luminosity. They are the most obvious grouping of stars after the main sequence on most HR diagrams, although white dwarfs are more numerous but far less luminous.

Yellow giants Edit

Giant stars with intermediate temperatures (spectral class G, F, and at least some A) are called yellow giants. They are far less numerous than red giants, partly because they only form from stars with somewhat higher masses, and partly because they spend less time in that phase of their lives. However, they include a number of important classes of variable stars. High-luminosity yellow stars are generally unstable, leading to the instability strip on the HR diagram where the majority of stars are pulsating variables. The instability strip reaches from the main sequence up to hypergiant luminosities, but at the luminosities of giants there are several classes of pulsating variable stars:

    , pulsating horizontal-branch class A (sometimes F) stars with periods less than a day and amplitudes of a magnitude of less , more-luminous pulsating variables also known as type II Cepheids, with periods of 10–20 days , more luminous still and mostly supergiants, with even longer periods , includes subgiant and main-sequence stars.

Yellow giants may be moderate-mass stars evolving for the first time towards the red-giant branch, or they may be more evolved stars on the horizontal branch. Evolution towards the red-giant branch for the first time is very rapid, whereas stars can spend much longer on the horizontal branch. Horizontal-branch stars, with more heavy elements and lower mass, are more unstable.

    (σ Octantis), an F-type giant and a Delta Scuti variable (α Aurigae Aa), a G-type giant, one of the stars making up Capella.

Blue (and sometimes white) giants Edit

The hottest giants, of spectral classes O, B, and sometimes early A, are called blue giants. Sometimes A- and late-B-type stars may be referred to as white giants. [ لماذا ا؟ ]

The blue giants are a very heterogeneous grouping, ranging from high-mass, high-luminosity stars just leaving the main sequence to low-mass, horizontal-branch stars. Higher-mass stars leave the main sequence to become blue giants, then bright blue giants, and then blue supergiants, before expanding into red supergiants, although at the very highest masses the giant stage is so brief and narrow that it can hardly be distinguished from a blue supergiant.

Lower-mass, core-helium-burning stars evolve from red giants along the horizontal branch and then back again to the asymptotic giant branch, and depending on mass and metallicity they can become blue giants. It is thought that some post-AGB stars experiencing a late thermal pulse can become peculiar [ التوضيح المطلوب ] blue giants.


Why does the nuclear fusion reaction yield more energy than the nuclear fission reaction?

Fission only produces more energy than it consumes in large nuclei (common examples are Uranium & Plutonium, which have around 240 nucleons (nucleon = proton or neutron)). Fusion only produces more energy than it consumes in small nuclei (in stars, Hydrogen & its isotopes fusing into Helium). The energy released when 4 Hydrogen nuclei (= protons) fuse (there are some decays involved as well) into a Helium nucleus is around 27 Million Electron Volts (MeV), or about 7 MeV per nucleon.

For fission of U or P, energies released are around 200 MeV or so. The energy per event is greater (in these examples) in fission, but the energy per nucleon (fusion = about 7 MeV/nucleon, fission = about 1 Mev/nucleon) is much greater in fusion.

Fission releases the energy of the electromagnetic force when positively charged parts of the nucleus fly away from one another. Fusion releases the energy of the strong force (much stronger at short distances than the EM force) when the small pieces are captured and held into one nucleus.
Answered by: Bill Baird, Ph.D., Postdoc, College of Charleston, SC

To answer this you need to look at the binding energy per nucleon graph as follows:

Now lets look at fission. An example of fission is when a Uranium-235 atom is split by a neutron into a Barium-144 atom, a Krypton-89 atom and three neutrons. Now looking at the graph the binding energy per nucleon for Uranium is about 7.6MeV and for Barium around 8.3 giving an increase in binding energy during fission of about 0.7MeV per nucleon, or a total of 164.5MeV in total. In a fusion reaction firstly two hydrogens fuse to form a deuterium (an isotope of hydrogen with nucleon no 2), a positron and an electron neutrino. Then the deuterium fuses with another hydrogen to form Helium-3 and a photon of energy. Finally two Helium-3s fuse forming a Helium nucleus and two hydron nuclei. Considering the mass of the four protons/hydrogen nuclei (4.029106u) and the mass of the Helium produced (4.002603u) we get a mass difference of 0.026503u or 24.69MeV. So it is easy to see that fusion reactions give out more energy per reaction. However, the energy per unit mass is more relevant. This is 0.7MeV for fission and 6.2MeV for fusion so it is obvious that fusion is the more effective nuclear reaction. However, you must remember that an enormous amount of energy is required in order for these reactions to occur at all - that is why fusion is not yet a practical source of energy.
Answered by: Martin Archer, Physics Student, Imperial College, London, UK

'The atomic bomb . made the prospect of future war unendurable. It has led us up those last few steps to the mountain pass and beyond there is different country.'


شاهد الفيديو: KIVI Waterstof symposium 25 maart 2021 - opening+Adriaan de Bakker (ديسمبر 2022).