الفلك

الكتلة المطلوبة لعملية اندماج معينة

الكتلة المطلوبة لعملية اندماج معينة

افترض أن لدينا نموذج كثافة

$$ ρ = ρ_c (1-r / R) $$

أين $ ρ $ كثافة $ {} _ c $ تعني مركزي ، و $ R $ هو نصف القطر النجمي.

دعنا نسمي درجة حرارة عملية الاندماج هذه لتبدأ ، $ T_f $.

أريد أن أعرف الحد الأدنى من الكتلة النجمية لبدء اندماج معين. لقد وضعت بعض الافتراضات ، على سبيل المثال قيم X و Y و μ. لذا إذا كان الغاز غير تنكسي وغير نسبي ، فلدينا ذلك

$$ P = dfrac {ρκΤ} {μm_h} $$

لكنني لست متأكدًا مما أفعله بالضغط. لدي $ T ، μ $يمكن الحصول عليها $ ρ (M، R) $. ربما يمكنني استخدام virial؟


عملية الاندماج النووي

النجوم لديها القدرة على إطلاق كميات هائلة من الطاقة بسبب الاندماج النووي. النواة الفعلية للنجم شديدة. ما يكمن هو ضغوط شديدة ودرجات حرارة عالية تصل إلى خمسة عشر مليون كلفن. هذه هي الاحتمالات المطلوبة لحدوث الاندماج النووي. بمجرد استيفاء هذا المطلب ، تحوّل المقالة & # 8220Nuclear Fusion in Stars & # 8220، by UniverseToday States & # 8220Nuclear Fusion ذرات الهيدروجين إلى ذرات هيليوم من خلال عملية متعددة المراحل. & # 8221 إكمال العملية يتطلب ذرتين هيدروجين للاندماج في ذرة الديوتيريوم. التفاعل هو كميات هائلة من الطاقة يتم إطلاقها كأشعة جاما. يمتص النجم الأشعة ، ثم ينتقل بين كل ذرة. يحدث هذا فقط في النجوم الأقل من 1.5 كتلة شمسية بالنسبة للنجوم ذات الكتل الأعلى ، هناك دورة CNO (الكربون - النيتروجين - الأكسجين). في هذه العملية ، تندمج أربعة بروتونات باستخدام الكربون والنيتروجين والأكسجين كمحفزات. ستستمر النجوم في إنتاج الطاقة طالما أنها لا تزال تحتوي على الهيدروجين ، ومع ذلك ، إذا نفد الهيدروجين ، تتوقف تفاعلات الاندماج مع تقلص حجم النجم وانخفاض درجة الحرارة بأثر رجعي.

لقد تمكنت من ربط الهدف المفاهيمي الثالث عشر بهذه المقالة ، & # 8220star الأعمار وإنتاج الطاقة & # 8221 بمساعدة نشاط مصنف محدد في الفصل. كان عنوان صفحة المهمة عبارة عن تشكيلات النجوم وأعمارها ، وقد علمتني النجوم التي تحتوي على كمية قليلة من الكتلة في نهاية المطاف أن تعيش لفترة أطول في مقابل النجوم التي تمتلك قدرًا أكبر من الكتلة. كما سلط الضوء على المراحل الأولى للنجم ، حيث تلتقي سحابة من الغاز والغبار معًا وتشكل نجمًا أوليًا. ستستمر الجاذبية في التأثير على النجم حتى تصل درجات الحرارة والضغط إلى مستويات عالية ، مما يتسبب في اندماج نووي ، لكن النجوم القزمة البنية (الأصغر) لا تصل إلى هذا الحد. أستطيع أن أستنتج أن عملية الاندماج النووي يتم تسريعها في النجوم ذات الكتلة الأعلى ، مما يؤدي إلى موتها المبكر.

الاندماج النووي هو المفتاح لفهم لماذا تعيش بعض النجوم أطول من غيرها. لدي الآن فهم عام للعملية وأشعر أنه على دراية جيدة لمعرفة كيف تحدد هذه العملية الحياة والحجم. من المثير للاهتمام أيضًا معرفة أن هذا هو سبب إنتاج النجوم لضوءها النابض بالحياة على شكل أشعة جاما. قبل هذا الهدف المفاهيمي ، لم يكن لدي أي فهم على الإطلاق لسبب عيش بعض النجوم لفترة أطول من غيرها ، ساعدني فصل علم الفلك هذا تمامًا في معرفة المزيد حول ما يحدث في الفضاء السحيق.


تحويل المادة إلى طاقة

يتم إعطاء التكافؤ الرائع بين المادة والطاقة في إحدى أشهر المعادلات:

في هذه المعادلة ، ه تعني الطاقة ، م لتقف على الكتلة ، و ج، الثابت الذي يربط الاثنين ، هو سرعة الضوء (3 × 10 8 أمتار في الثانية). لاحظ أن الكتلة هي مقياس لكمية المادة ، لذا فإن أهمية هذه المعادلة هي أنه يمكن تحويل المادة إلى طاقة ويمكن تحويل الطاقة إلى مادة. دعنا نقارن هذه المعادلة الخاصة بتحويل المادة والطاقة ببعض معادلات التحويل الشائعة التي لها نفس الشكل:

مثلما تسمح لك كل صيغة تحويل بحساب تحويل شيء إلى آخر ، عندما نحول المادة إلى طاقة ، فإننا نأخذ في الاعتبار مقدار كتلة المادة. تبين أن عامل التحويل في هذه الحالة ليس 12 أو 100 ، كما في الأمثلة لدينا ، ولكنه كمية ثابتة أخرى: تربيع سرعة الضوء. لاحظ أنه ليس من الضروري أن تنتقل المادة بسرعة الضوء (أو مربع سرعة الضوء) حتى يحدث هذا التحويل. عامل ج 2 هو الرقم الذي أظهر أينشتاين أنه يجب استخدامه لربط الكتلة والطاقة.

لاحظ أن هذه الصيغة لا تخبرنا كيف لتحويل الكتلة إلى طاقة ، تمامًا كما لا تخبرنا صيغة السنت أين نتبادل العملات المعدنية مقابل فاتورة بالدولار. تخبرنا الصيغ فقط ما هي القيم المكافئة إذا نجحنا في إجراء التحويل. عندما اشتق أينشتاين صيغته لأول مرة في عام 1905 ، لم يكن لدى أحد أدنى فكرة عن كيفية تحويل الكتلة إلى طاقة بأي طريقة عملية. حاول أينشتاين نفسه تثبيط التكهنات بأن تحويل الكتلة الذرية إلى طاقة على نطاق واسع سيكون ممكنًا في المستقبل القريب. اليوم ، نتيجة للتطورات في الفيزياء النووية ، نقوم بتحويل الكتلة بانتظام إلى طاقة في محطات الطاقة ، والأسلحة النووية ، وتجارب الفيزياء عالية الطاقة في مسرعات الجسيمات.

لأن سرعة الضوء تربيع (ج 2) هي كمية كبيرة جدًا ، ينتج عن تحويل حتى كمية صغيرة من الكتلة كمية كبيرة جدًا من الطاقة. على سبيل المثال ، التحويل الكامل لجرام واحد من المادة (حوالي 1/28 أونصة ، أو ما يقرب من مشبك ورق واحد) سينتج قدرًا من الطاقة مثل حرق 15000 برميل من النفط.

سرعان ما أدرك العلماء أن تحويل الكتلة إلى طاقة هو مصدر حرارة الشمس وضوءها. مع معادلة أينشتاين لـ ه = مولودية في الشكل 2 ، يمكننا حساب أن كمية الطاقة التي تشعها الشمس يمكن إنتاجها من خلال التحويل الكامل لحوالي 4 ملايين طن من المادة إلى طاقة داخل الشمس كل ثانية. يبدو تدمير 4 ملايين طن في الثانية كثيرًا عند مقارنته بالأشياء الأرضية ، لكن ضع في اعتبارك أن الشمس هي خزان كبير جدًا للمادة. في الواقع ، سنرى أن الشمس تحتوي على كتلة أكثر من كافية لتدمير مثل هذه الكميات الهائلة من المادة وما زالت تتألق بمعدلاتها الحالية لمليارات السنين.

لكن معرفة كل هذا لا يزال لا يخبرنا كيف يمكن تحويل الكتلة إلى طاقة. لفهم العملية التي تحدث بالفعل في الشمس ، نحتاج إلى استكشاف بنية الذرة أكثر قليلاً.

البرت اينشتاين

لجزء كبير من حياته ، ألبرت اينشتاين (الشكل 1) ، كان أحد أشهر المشاهير في عصره. أوقفه غرباء في الشارع ، وطلب منه الناس في جميع أنحاء العالم التأييد والمشورة والمساعدة. في الواقع ، عندما التقى أينشتاين والنجم السينمائي الكبير تشارلي شابلن في كاليفورنيا ، وجدوا أنهما يتشاركان مشاعر مماثلة حول فقدان الخصوصية الذي جاء مع الشهرة. كان اسم أينشتاين كلمة مألوفة على الرغم من حقيقة أن معظم الناس لم يفهموا الأفكار التي جعلته مشهورًا.

ولد أينشتاين عام 1879 في أولم بألمانيا. تقول الأسطورة أنه لم يكن جيدًا في المدرسة (حتى في الحساب) ، وحاول الآلاف من الطلاب منذ ذلك الحين تبرير درجة سيئة من خلال الإشارة إلى هذه القصة. للأسف ، مثل العديد من الأساطير ، هذا ليس صحيحًا. تشير السجلات إلى أنه على الرغم من أنه كان يميل إلى التمرد على أسلوب التدريس الاستبدادي الذي كان رائجًا في ألمانيا في ذلك الوقت ، إلا أن أينشتاين كان طالبًا جيدًا.

بعد تخرجه من المعهد الفدرالي للفنون التطبيقية في زيورخ بسويسرا ، واجه أينشتاين في البداية مشكلة في الحصول على وظيفة (حتى كمدرس في المدرسة الثانوية) ، لكنه أصبح في النهاية ممتحنًا في مكتب براءات الاختراع السويسري. عمل في أوقات فراغه ، دون الاستفادة من بيئة جامعية ولكن باستخدام حدسه الجسدي الرائع ، كتب أربع أوراق بحثية في عام 1905 من شأنها في النهاية تغيير الطريقة التي ينظر بها علماء الفيزياء إلى العالم.

واحد من هؤلاء ، الذي حصل أينشتاين على جائزة نوبل في عام 1921 ، وضع جزءًا من الأساس ميكانيكا الكم—النظرية الغنية والمحيرة والرائعة للعالم دون الذري. لكن أهم ورقته قدمت نظرية النسبية الخاصة، إعادة فحص المكان والزمان والحركة التي أضافت مستوى جديدًا تمامًا من التطور لفهمنا لتلك المفاهيم. المعادلة الشهيرة ه = مولودية 2 كان في الواقع جزءًا بسيطًا نسبيًا من هذه النظرية ، تمت إضافته في ورقة لاحقة.

في عام 1916 ، نشر أينشتاين كتابه النظرية النسبية العامة، والذي كان ، من بين أشياء أخرى ، وصفًا جديدًا للجاذبية (انظر الثقوب السوداء والزمكان المنحني). عندما تم تأكيد هذه النظرية من خلال قياسات & # 8220bending of starlight & # 8221 أثناء كسوف 1919 (اوقات نيويورك قراءة العنوان ، & # 8220Lights All Askew in the Heavens & # 8221) ، أصبح أينشتاين مشهورًا عالميًا.

في عام 1933 ، هربًا من الاضطهاد النازي ، ترك أينشتاين أستاذه في برلين واستقر في الولايات المتحدة في معهد الدراسات المتقدمة المنشأ حديثًا في برينستون. مكث هناك حتى وفاته عام 1955 ، يكتب ويحاضر ويتبنى مجموعة متنوعة من القضايا الفكرية والسياسية. على سبيل المثال ، وافق على توقيع رسالة كتبها ليو تسيلارد وعلماء آخرون في عام 1939 ، لتنبيه الرئيس روزفلت إلى مخاطر السماح لألمانيا النازية بتطوير القنبلة الذرية أولاً. وفي عام 1952 ، عُرض على أينشتاين الرئاسة الثانية لإسرائيل. في رفض المنصب ، قال ، & # 8220 أنا أعرف القليل عن الطبيعة ولا أعرف أي شيء عن الرجال. & # 8221

الشكل 1. ألبرت أينشتاين (1879-1955): التقطت هذه الصورة لأينشتاين في عام 1912. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة جيه إف لانغانس)


محتويات

ردود الفعل الرئيسية هي: [5]

12
6 ج
+ 12
6 ج
20
10 ني
+ 4
2 هو
+ 4.617 إلكترون فولت
12
6 ج
+ 12
6 ج
23
11 نا
+ 1
1 ح
+ 2.241 إلكترون فولت
12
6 ج
+ 12
6 ج
23
12 ملغ
+ 1 ن 2.599 ميغا إلكترون فولت
بدلا من ذلك:
12
6 ج
+ 12
6 ج
24
12 ملغ
+
γ
+ 13.933 ميغا فولت
12
6 ج
+ 12
6 ج
16
8 ا
+ 2 4
2 هو
- 0.113 ميغا فولت

يمكن فهم تسلسل التفاعلات هذا من خلال التفكير في نواتي الكربون المتفاعلين على أنهما يجتمعان معًا لتشكيل حالة مثارة لنواة 24 ميغاغرام ، والتي تتحلل بعد ذلك بإحدى الطرق الخمس المذكورة أعلاه. [6] أول تفاعلين طاردان للحرارة بقوة ، كما يتضح من الطاقات الإيجابية الكبيرة المنبعثة ، وهما أكثر النتائج شيوعًا للتفاعل. يكون التفاعل الثالث ماصًا للحرارة بشدة ، كما يتضح من الطاقة السلبية الكبيرة التي تشير إلى امتصاص الطاقة بدلاً من انبعاثها. هذا يجعله أقل احتمالًا ، ولكنه لا يزال ممكنًا في بيئة حرق الكربون عالية الطاقة. [5] لكن إنتاج عدد قليل من النيوترونات من خلال هذا التفاعل مهم ، لأن هذه النيوترونات يمكن أن تتحد مع نوى ثقيلة ، موجودة بكميات ضئيلة في معظم النجوم ، لتكوين نظائر أثقل في عملية s. [7]

قد يُتوقع أن يكون التفاعل الرابع هو الأكثر شيوعًا من إطلاقه للطاقة الكبيرة ، ولكنه في الحقيقة غير محتمل للغاية لأنه يستمر عبر التفاعل الكهرومغناطيسي ، [5] حيث ينتج فوتونًا من أشعة جاما ، بدلاً من استخدام القوة القوية بين النيوكليونات كما هو الحال مع أول تفاعلين. تبدو النوكليونات أكبر بكثير مع بعضها البعض مقارنة بفوتونات هذه الطاقة. ومع ذلك ، فإن 24 Mg الناتجة في هذا التفاعل هي المغنيسيوم الوحيد المتبقي في القلب عندما تنتهي عملية احتراق الكربون ، حيث أن 23 Mg مشعة.

التفاعل الأخير غير محتمل أيضًا نظرًا لأنه يتضمن ثلاثة نواتج تفاعل ، [5] بالإضافة إلى كونه ماصًا للحرارة - فكر في التفاعل الذي يسير في الاتجاه المعاكس ، حيث سيتطلب من المنتجات الثلاثة أن تتقارب جميعها في نفس الوقت ، وهو احتمال أقل من التفاعلات ثنائية الجسم.

يمكن أن تشارك البروتونات الناتجة عن التفاعل الثاني في تفاعل البروتون-البروتون المتسلسل ، أو دورة CNO ، ولكن يمكن أيضًا التقاطها بواسطة 23 Na لتكوين 20 Ne زائد 4 He nucleus. [5] في الواقع ، يتم استخدام جزء كبير من 23 Na الناتج عن التفاعل الثاني بهذه الطريقة. [6] في النجوم بين 9 و 11 كتلة شمسية ، فإن الأكسجين (O-16) الذي تم إنتاجه بالفعل عن طريق اندماج الهيليوم في المرحلة السابقة من التطور النجمي يتمكن من النجاة من عملية احتراق الكربون بشكل جيد ، على الرغم من أن بعضًا منه يستخدم من قبل التقاط نوى He-4. [1] [8] وبالتالي فإن النتيجة النهائية لاحتراق الكربون هي خليط أساسًا من الأكسجين والنيون والصوديوم والمغنيسيوم. [3] [5]

تُعرف حقيقة أن مجموع الكتلة والطاقة لنواتي الكربون تشبه الحالة المثارة لنواة المغنيسيوم باسم "الرنين". بدون هذا الرنين ، لن يحدث احتراق الكربون إلا في درجات حرارة أعلى بمائة مرة. لا يزال البحث التجريبي والنظري لمثل هذه الأصداء موضوعًا للبحث. [9] يزيد الرنين المماثل من احتمال عملية ثلاثية ألفا ، المسؤولة عن الإنتاج الأصلي للكربون.

تبدأ خسائر النيوترينو في أن تصبح عاملاً رئيسياً في عمليات الاندماج في النجوم عند درجات حرارة وكثافة حرق الكربون. على الرغم من أن التفاعلات الرئيسية لا تشمل النيوترينوات ، فإن التفاعلات الجانبية مثل تفاعل البروتون والبروتون المتسلسل تفعل ذلك. لكن المصدر الرئيسي للنيوترينوات في درجات الحرارة المرتفعة هذه ينطوي على عملية في نظرية الكم تُعرف باسم إنتاج الزوج. يمكن لأشعة جاما عالية الطاقة التي تحتوي على طاقة أكبر من الكتلة الباقية لإلكترونين (معادلة الكتلة والطاقة) أن تتفاعل مع المجالات الكهرومغناطيسية للنواة الذرية في النجم ، وتصبح جسيمًا ومضادًا لزوج من الإلكترون والبوزيترون .

في العادة ، يتلاشى البوزيترون بسرعة مع إلكترون آخر ، وينتج فوتونين ، ويمكن تجاهل هذه العملية بأمان عند درجات حرارة منخفضة. ولكن حوالي 1 من 10 19 زوجًا من الإنتاج [2] تنتهي بتفاعل ضعيف بين الإلكترون والبوزيترون ، والذي يستبدلهما بزوج نيوترينو ومضاد للنيوترينو. نظرًا لأنها تتحرك بسرعة الضوء تقريبًا وتتفاعل بشكل ضعيف جدًا مع المادة ، فإن جسيمات النيوترينو هذه عادة ما تفلت من النجم دون أن تتفاعل ، وتحمل طاقتها الكتلية بعيدًا. يمكن مقارنة فقدان الطاقة هذا بإنتاج الطاقة من اندماج الكربون.

تلعب خسائر النيوترينو ، من خلال هذه العمليات وما شابهها ، دورًا متزايد الأهمية في تطور النجوم الأكثر ضخامة. يجبرون النجم على حرق وقوده عند درجة حرارة أعلى لتعويضهم. [2] تعتبر عمليات الاندماج حساسة جدًا لدرجة الحرارة ، لذا يمكن للنجم إنتاج المزيد من الطاقة للاحتفاظ بالتوازن الهيدروستاتيكي ، على حساب حرق الوقود النووي المتتالي بسرعة أكبر من أي وقت مضى. ينتج الاندماج طاقة أقل لكل وحدة كتلة حيث تصبح نوى الوقود أثقل ، ويتقلص جوهر النجم ويسخن عند التبديل من وقود إلى آخر ، لذلك تقلل هاتان العمليتان أيضًا بشكل كبير من عمر كل وقود احتراق اندماجي متتالي.

حتى مرحلة حرق الهيليوم ، تكون خسائر النيوترينو ضئيلة. ولكن من مرحلة احتراق الكربون فصاعدًا ، فإن انخفاض العمر النجمي بسبب فقدان الطاقة في شكل نيوترينوات يتطابق تقريبًا مع زيادة إنتاج الطاقة بسبب تغيير الوقود وتقلص النواة. في التغييرات المتتالية للوقود في النجوم الأكثر ضخامة ، يهيمن فقدان النيوترينو على الانخفاض في العمر. على سبيل المثال ، النجم المكون من 25 كتلة شمسية يحرق الهيدروجين في القلب لمدة 10 7 سنوات ، والهيليوم لمدة 10 6 سنوات والكربون لمدة 10 3 سنوات فقط. [10]

أثناء اندماج الهيليوم ، تبني النجوم لبًا خاملًا غنيًا بالكربون والأكسجين. يصل اللب الخامل في النهاية إلى كتلة كافية للانهيار بسبب الجاذبية ، بينما يتحرك احتراق الهليوم تدريجياً نحو الخارج. هذا الانخفاض في حجم القلب الخامل يرفع درجة الحرارة إلى درجة حرارة اشتعال الكربون. سيؤدي ذلك إلى رفع درجة الحرارة حول اللب والسماح للهيليوم بالاحتراق في غلاف حول القلب. [11] يوجد في الخارج قذيفة أخرى تحرق الهيدروجين. يوفر احتراق الكربون الناتج الطاقة من اللب لاستعادة التوازن الميكانيكي للنجم. ومع ذلك ، فإن التوازن قصير العمر فقط في نجم من 25 كتلة شمسية ، وستستهلك العملية معظم الكربون في اللب في 600 عام فقط. تختلف مدة هذه العملية اختلافًا كبيرًا اعتمادًا على كتلة النجم. [12]

النجوم التي تقل كتلتها عن 8-9 كتل شمسية لا تصل أبدًا إلى درجة حرارة أساسية كافية لحرق الكربون ، وبدلاً من ذلك تنهي حياتها كأقزام بيضاء من الكربون والأكسجين بعد ومضات الهيليوم القذيفة التي تطرد بلطف الغلاف الخارجي في السديم الكوكبي. [3] [13]

في النجوم التي تتراوح كتلتها بين 8 و 12 كتلة شمسية ، يكون جوهر الكربون والأكسجين تحت ظروف متدهورة ويحدث اشتعال الكربون في فلاش الكربون، الذي يدوم فقط أجزاء من الثانية ويعطل النواة النجمية. [14] في المراحل المتأخرة من هذا الاحتراق النووي ، يطورون رياح نجمية هائلة ، والتي تقذف بسرعة الغلاف الخارجي في سديم كوكبي تاركًا وراءها قلب قزم أبيض O-Ne-Na-Mg يبلغ حوالي 1.1 كتلة شمسية. [3] لا يصل اللب أبدًا إلى درجة حرارة عالية كافية لمزيد من الاحتراق الاندماجي لعناصر أثقل من الكربون. [13]

تبدأ النجوم التي تزيد كتلتها عن 12 كتلة شمسية في احتراق الكربون في قلب غير متحلل ، [14] وبعد استنفاد الكربون تستمر عملية احتراق النيون بمجرد أن يؤدي تقلص اللب الخامل (O ، Ne ، Na ، Mg) إلى رفع درجة الحرارة بدرجة كافية . [13]


كوكب المشتري لديه 12 قمرا إضافيا ورقم 33

اكتشاف مذهل. تم الإعلان عن اثنين من الأقمار سابقًا ، لذلك هناك بالفعل عشرة أقمار جديدة هذا العام ، ويتحول كوكب المشتري من 69 قمراً معروفاً إلى 79 قمراً معروفاً.

# 3 جيدريك

إذن متى تصبح كتلة من الصخر قمرًا. تبدو مثل حالة الاتحاد الفلكي الدولي.

# 4 كولوهانك

إذا كانت فطيرة القمر تدور حول كوكب المشتري ، فهل ستُعتبر قمرًا أم مجرد قطعة أخرى غير صالحة للأكل من تكوين غير محدد؟

# 5 نيكول شارب

إذن متى تصبح كتلة من الصخر قمرًا. تبدو مثل حالة الاتحاد الفلكي الدولي.

في الواقع. من الناحية الفنية ، يمكن أن يكون للقمر الصناعي أي حجم عشوائي. يمكن القول أن زحل لديه ملايين أو على الأرجح بلايين من الأقمار الصناعية. كوكبنا لديه الآلاف. ربما ينبغي على الاتحاد الفلكي الدولي أن يبحث في بعض التعريفات الأفضل.

تحرير نيكول شارب 17 يوليو 2018-11: 34 صباحًا.

# 6 نيكول شارب

أود أن أقترح أن يكون القمر كائنًا في مدار مستقر. معظم الأقمار الصناعية التي تدور حول كوكبنا هي في مدارات متحللة ببطء. ينطبق هذا أيضًا على فوبوس ، كونه كويكبًا تم الاستيلاء عليه ومن المتوقع أن يصطدم بالمريخ في غضون بضعة ملايين من السنين.

قد يكون تعريف آخر محتمل هو عمر القمر الصناعي ، إذا كان يدور في مدار منذ حوالي الوقت الذي تشكل فيه النظام الشمسي ، أو أنه تم التقاطه مؤخرًا.

تحرير نيكول شارب 17 يوليو 2018-11: 41 صباحًا.

# 7 راسل 23

# 8 ديف ميتسكي

هناك المزيد حول الأقمار الصناعية Jovian المكتشفة حديثًا على عناوين URL التالية:

# 9 ILikePluto

العدد الحالي للأقمار المعروفة حول كل كوكب:

# 10 نيكول شارب

العدد الحالي للأقمار المعروفة حول كل كوكب:

الزئبق: 0

الزهرة: 0

الأرض: 1

المريخ: 2

كوكب المشتري: 79

زحل: 62

أورانوس: 27

نبتون: 14

بلوتو: 5

ايريس: 1

المجموع: 191

بلوتو وإيريس كواكب صغيرة مثل سيريس.

كل من جانيميد وتيتان أكبر من عطارد. في كثير من النواحي ، يشبه نظام جوفيان على وجه الخصوص نظامًا شمسيًا مصغرًا. كوكب المشتري نفسه ليس بعيدًا عن كونه نجمًا قزمًا بنيًا ، إذا كان لديه كتلة أكبر قليلاً لإشعال الاندماج (أعتقد أن هذا كان من المفترض أن يحدث في عام 2010 في الواقع: -o). كوكب المشتري نفسه ضخم بما يكفي بحيث يمكن بسهولة تسمية نظامنا الشمسي بنظام المشتري الشمسي بدلاً من ذلك.

تحرير نيكول شارب ، 18 يوليو 2018 - 02:19 مساءً.

# 11 راسل 23

بلوتو وإيريس كواكب صغيرة مثل سيريس.

كل من جانيميد وتيتان أكبر من عطارد. في كثير من النواحي ، يشبه نظام جوفيان على وجه الخصوص نظامًا شمسيًا مصغرًا. كوكب المشتري نفسه ليس بعيدًا عن كونه نجمًا قزمًا بنيًا ، إذا كان لديه كتلة أكبر قليلاً لإشعال الاندماج (أعتقد أن هذا كان من المفترض أن يحدث في عام 2010 في الواقع: -o). كوكب المشتري نفسه ضخم بما يكفي بحيث يمكن بسهولة تسمية نظامنا الشمسي بنظام المشتري الشمسي بدلاً من ذلك.

في الواقع ، كوكب المشتري بعيد جدًا عن كونه قزمًا بنيًا. يبلغ حد حرق الديوتيريوم 13 كتلة من كوكب المشتري. لذا يجب أن يكون كوكب المشتري أكبر بمقدار 13 مرة مما هو عليه ليكون قزمًا بنيًا كما حدده الاتحاد الفلكي الدولي.

ومع ذلك ، فإن تعريف القزم البني IAU (BD) هو هراء على أي حال. والسبب هو أن الأقزام البنية كما حددها كومار في الستينيات كانت أجسامًا تكونت من خلال آليات انهيار الغاز الشبيهة بالنجوم والتي لم تكتسب كتلة كافية لبدء اندماج الهيدروجين الأساسي.

كوكب المشتري لم يتشكل مثل النجم - من خلال انهيار الغاز. وبدلاً من ذلك تشكلت من خلال "تراكم النواة" في قرص كوكبي أولي حول الشمس المتكونة. في التراكم الأساسي ، يشكل عملاق الغاز أولاً نواة صخرية / جليدية لـ

10 كتل أرضية ثم تبدأ في مسح الغلاف المألوف H / He الذي يجعلها عملاق غازي.

هاتان آليتان مختلفتان للتشكيل واتضح أن الآليتين لهما نظام جماعي متداخل. يمكن أن تشكل آليات انهيار الغاز المتكونة النجمية BD صغيرة مثل 4 من كتل المشتري بينما قد يشكل تراكم النواة أجسامًا تتجاوز حد احتراق الديوتيريوم (13 كتلة كوكب المشتري).

لذا فإن حد احتراق الديوتيريوم مفيد فقط من حيث أنه من السهل تحديد حد الكتلة. لكنها لا معنى لها من حيث عملية التكوين والخصائص الفيزيائية. ربما يكون جسم أكبر من 13 كتلة كوكب المشتري قد تشكل في الواقع في قرص كوكبي أولي ، في حين أن أجسامًا صغيرة مثل 4 من كوكب المشتري قد تكونت مثل نجم.

هذه مشكلة في تصنيف الكواكب لم تتم مناقشتها في كثير من الأحيان مثل مناقشة بلوتو بأكملها. لكنها مهمة.

يرفض الاتحاد الفلكي الدولي بإصرار استخدام آلية التكوين لتحديد الفرق بين BD والكوكب العملاق لأنهم يجادلون بأنه من الصعب للغاية معرفة الآلية التي قد تكون قد تشكلت بها كتلة كتلة كوكب المشتري 4-60. ومع ذلك ، كما هو مفهوم في الأصل ، لا يمكنك مناقشة ما الذي يشكل BD دون تضمين آلية التكوين.

ويجب أن تكون هناك اختلافات فيزيائية بين نوعي الأشياء. على وجه الخصوص ، سينتج عن التكوين في قرص كوكبي أولي عملاق غازي له إثراء عنصر ثقيل بالنسبة للنجم الأصل (العنصر الثقيل هنا يعني أي شيء أثقل من عنصر الهليوم أو Z & gt2 حيث يمثل "Z" الرقم الذري) حيث يمثل العنصر البني يجب أن يحتوي dwarf على محتوى عنصر ثقيل مشابه للنجم المصاحب.

سؤال آخر - ماذا نسمي الأجسام التي تدور حول الأقزام البنية؟ هل هم كواكب أم أقمار؟ ترشدنا آلية تكوين البئر في حين أن حد احتراق الديوتيريوم لا يفعل ذلك. إذا حددنا الأقزام البنية على أنها تلك الأجسام شبه النجمية التي تشكلت من انهيار الغاز ، فإن الجسم الذي يدور حول قزم بني تشكل في قرص كوكبي أولي حول BD (لوحظ هذا) سيكون كوكبًا - وليس قمرًا.

لذلك هذا ما أعتقد أنه أكثر منطقية في حل القزم البني - معضلة تصنيف الكواكب العملاقة. بما أن الحد الأدنى للكتلة للأجسام المتكونة من انهيار الغاز هو 4 من كتل المشتري ، فيجب أن يكون هذا أيضًا هو الحد الأدنى للكتلة للأقزام البنية. جميع الأجسام الكروية الأصغر من 4 من كوكب المشتري هي كواكب. قد تكون الأجسام بين 4 و 60 كوكب المشتري أقزام بنية أو قد تكون كواكب غازية عملاقة اعتمادًا على آلية التكوين. يريد الاتحاد الفلكي الدولي حدًا واحدًا للكتلة النظيفة لتقسيم الكواكب العملاقة عن الأقزام البنية ، لكن النظام الشامل المتداخل لانهيار الغاز وآليات تكوين اللب المتراكم يضمن ذلك غير ممكن. آلية التشكيل مفهوم مهم للغاية لتجاهله فقط. نظرًا لأن الملاحظات في المستقبل تسمح بمزيد من التخصيص المؤكد لآلية التكوين ، يمكن لعلماء الفلك وضع 4-60 جسمًا من كتلة المشتري في "الصندوق" الصحيح.

لقد اقترحت مقياسًا للكتلة لفصل الأجسام بناءً على علاقات الكتلة ونصف القطر والكثافة وخصائص أجسام النظام الشمسي. يتضمن المقياس 5 فئات جماعية:

P1 - & gt 4-60 كوكب المشتري. تشمل هذه الفئة الأجسام الغازية العملاقة أو الأقزام البنية حسب آلية التكوين.

P2 - & gt 0.2-4 كتل المشتري. تتكون هذه الفئة في الغالب من عمالقة الغاز ، ولكنها قد تشمل عددًا قليلاً من عمالقة الجليد الهائلة. يعتمد الحد الأدنى للكتلة على حدوث تحول في منحدر العلاقات بين نصف قطر الكتلة والكتلة والكثافة.

P3 - & gt 6-60 كتلة أرضية. يتضمن هذا الفصل مزيجًا من عمالقة الجليد ، وعمالقة الغاز الصغيرة ، وفئات الأرض الفائقة ، وفئات تكوين غير عادية أخرى يمكن أن تكون مزيجًا من الصخور والجليد والغاز.

P4 - & gt 0.05 - 6 كتل أرضية. هذه الفئة هي المكان الذي سيتم فيه العثور على معظم الكواكب الأرضية الصخرية النقية ولكنها ستشمل أيضًا بعض الكواكب الصخرية / الجليدية. يتم تحديد الحد الأعلى للكتلة هنا مرة أخرى من العلاقة بين الكتلة ونصف القطر. معظم الكواكب ذات نصف قطر الأرض & lt1.5 (أو

6 كتل أرضية) أرضية وتفتقر إلى غلاف H / He. الحد الأدنى للكتلة أقل بقليل من كتلة عطارد. معظم (وليس كل) الأجسام في النظام الشمسي ليست صخورًا نقية ولكنها مزيج من الصخور / الجليد.

P5 - & gt 3.7 × 10 19 كجم إلى 0.05 كتلة أرضية. هذه الفئة هي في الغالب أجسام بها مزيج من الصخور / الجليد بما في ذلك الأقمار الجليدية الكروية والكواكب القزمة.

تعتمد فئات الكتلة على معايير فيزيائية وتميل إلى تجميع الكواكب في مجموعات ذات نطاق أصغر من أنواع التكوين ولكنها لا تتطلب أن يكون لكوكب فئة الكتلة تركيبة واحدة محددة.

# 12 نيكول شارب

في الواقع ، كوكب المشتري بعيد جدًا عن كونه قزمًا بنيًا. يبلغ حد حرق الديوتيريوم 13 كتلة من كوكب المشتري. لذا يجب أن يكون كوكب المشتري أكبر بمقدار 13 مرة مما هو عليه ليكون قزمًا بنيًا كما حدده الاتحاد الفلكي الدولي.

ومع ذلك ، فإن تعريف القزم البني IAU (BD) هو هراء على أي حال. والسبب هو أن الأقزام البنية كما حددها كومار في الستينيات كانت أجسامًا تكونت من خلال آليات انهيار الغاز الشبيهة بالنجوم والتي لم تكتسب كتلة كافية لبدء اندماج الهيدروجين الأساسي.

كوكب المشتري لم يتشكل مثل النجم - من خلال انهيار الغاز. وبدلاً من ذلك تشكلت من خلال "تراكم النواة" في قرص كوكبي أولي حول الشمس المتكونة. في التراكم الأساسي ، يشكل عملاق الغاز أولاً نواة صخرية / جليدية لـ

10 كتل أرضية ثم تبدأ في مسح الغلاف المألوف H / He الذي يجعلها عملاق غازي.

هاتان آليتان مختلفتان للتشكيل واتضح أن الآليتين لهما نظام جماعي متداخل. يمكن أن تشكل آليات انهيار الغاز المتكونة النجمية BD صغيرة مثل 4 من كتل المشتري بينما قد يشكل تراكم النواة أجسامًا تتجاوز حد احتراق الديوتيريوم (13 كتلة كوكب المشتري).

لذا فإن حد احتراق الديوتيريوم مفيد فقط من حيث أنه من السهل تحديد حد الكتلة. لكنها لا معنى لها من حيث عملية التكوين والخصائص الفيزيائية. ربما يكون جسم أكبر من 13 كتلة كوكب المشتري قد تشكل في الواقع في قرص كوكبي أولي ، في حين أن أجسامًا صغيرة مثل 4 من كوكب المشتري قد تكونت مثل نجم.

هذه مشكلة في تصنيف الكواكب لم تتم مناقشتها في كثير من الأحيان مثل مناقشة بلوتو بأكملها. لكنها مهمة.

يرفض الاتحاد الفلكي الدولي بإصرار استخدام آلية التكوين لتحديد الفرق بين BD والكوكب العملاق لأنهم يجادلون بأنه من الصعب للغاية معرفة الآلية التي قد تكون قد تشكلت بها كتلة كتلة كوكب المشتري 4-60. ومع ذلك ، كما هو مفهوم في الأصل ، لا يمكنك مناقشة ما الذي يشكل BD دون تضمين آلية التكوين.

ويجب أن تكون هناك اختلافات فيزيائية بين نوعي الأشياء. على وجه الخصوص ، سينتج عن التكوين في قرص كوكبي أولي عملاق غازي له إثراء عنصر ثقيل بالنسبة للنجم الأصل (العنصر الثقيل هنا يعني أي شيء أثقل من عنصر الهليوم أو Z & gt2 حيث يمثل "Z" الرقم الذري) حيث يمثل العنصر البني يجب أن يحتوي dwarf على محتوى عنصر ثقيل مشابه للنجم المصاحب.

سؤال آخر - ماذا نسمي الأجسام التي تدور حول الأقزام البنية؟ هل هم كواكب أم أقمار؟ ترشدنا آلية تكوين البئر في حين أن حد احتراق الديوتيريوم لا يفعل ذلك. إذا حددنا الأقزام البنية على أنها تلك الأجسام شبه النجمية التي تشكلت من انهيار الغاز ، فإن الجسم الذي يدور حول قزم بني تشكل في قرص كوكبي أولي حول BD (لوحظ هذا) سيكون كوكبًا - وليس قمرًا.

لذلك هذا ما أعتقد أنه أكثر منطقية في حل القزم البني - معضلة تصنيف الكواكب العملاقة. بما أن الحد الأدنى للكتلة للأجسام المتكونة من انهيار الغاز هو 4 من كتل المشتري ، فيجب أن يكون هذا أيضًا هو الحد الأدنى للكتلة للأقزام البنية. جميع الأجسام الكروية الأصغر من 4 من كوكب المشتري هي كواكب. قد تكون الأجسام بين 4 و 60 كوكب المشتري أقزام بنية أو قد تكون كواكب غازية عملاقة اعتمادًا على آلية التكوين. يريد الاتحاد الفلكي الدولي حدًا واحدًا للكتلة النظيفة لتقسيم الكواكب العملاقة عن الأقزام البنية ، لكن النظام الشامل المتداخل لانهيار الغاز وآليات تكوين اللب المتراكم يضمن ذلك غير ممكن. آلية التشكيل مفهوم مهم للغاية لتجاهله فقط. نظرًا لأن الملاحظات في المستقبل تسمح بمزيد من التخصيص المؤكد لآلية التكوين ، يمكن لعلماء الفلك وضع 4-60 جسمًا من كتلة المشتري في "الصندوق" الصحيح.

لقد اقترحت مقياسًا للكتلة لفصل الأجسام بناءً على علاقات الكتلة ونصف القطر والكثافة وخصائص أجسام النظام الشمسي. يتضمن المقياس 5 فئات جماعية:

P1 - & gt 4-60 كوكب المشتري. تشمل هذه الفئة الأجسام الغازية العملاقة أو الأقزام البنية حسب آلية التكوين.

P2 - & gt 0.2-4 كتل المشتري. تتكون هذه الفئة في الغالب من عمالقة الغاز ، ولكنها قد تشمل عددًا قليلاً من عمالقة الجليد الهائلة. يعتمد الحد الأدنى للكتلة على حدوث تحول في منحدر العلاقات بين نصف قطر الكتلة والكتلة والكثافة.

P3 - & gt 6-60 كتلة أرضية. يتضمن هذا الفصل مزيجًا من عمالقة الجليد ، وعمالقة الغاز الصغيرة ، وفئات الأرض الفائقة ، وفئات تكوين غير عادية أخرى يمكن أن تكون مزيجًا من الصخور والجليد والغاز.

P4 - & gt 0.05 - 6 كتل أرضية. هذه الفئة هي المكان الذي سيتم فيه العثور على معظم الكواكب الأرضية الصخرية النقية ولكنها ستشمل أيضًا بعض الكواكب الصخرية / الجليدية. يتم تحديد الحد الأعلى للكتلة هنا مرة أخرى من العلاقة بين الكتلة ونصف القطر. معظم الكواكب ذات نصف قطر الأرض & lt1.5 (أو

6 كتل أرضية) أرضية وتفتقر إلى غلاف H / He. الحد الأدنى للكتلة أقل بقليل من كتلة عطارد. معظم (وليس كل) الأجسام في النظام الشمسي ليست صخورًا نقية ولكنها مزيج من الصخور / الجليد.

P5 - & gt 3.7 × 10 19 كجم إلى 0.05 كتلة أرضية. هذه الفئة هي في الغالب أجسام بها مزيج من الصخور / الجليد بما في ذلك الأقمار الجليدية الكروية والكواكب القزمة.

تعتمد فئات الكتلة على معايير فيزيائية وتميل إلى تجميع الكواكب في مجموعات ذات نطاق أصغر من أنواع التكوين ولكنها لا تتطلب أن يكون لكوكب فئة الكتلة تركيبة واحدة محددة.

عند القراءة على ويكيبيديا ، يبدو أن هناك فئة كاملة من الأجسام تسمى "الأقزام شبه البنية" بكتل صغيرة مثل كتلة جوفيان واحدة والتي لا يستطيع علماء الفلك معرفة ما إذا كانت نجومًا أم كواكب.

لكن 13 كتلة من كوكب المشتري لإشعال الاندماج تساوي 0.01 كتلة شمسية فقط ، لذا فهذه كمية إضافية صغيرة جدًا من الكتلة اللازمة لنظامنا الشمسي ليتكون من نجمين بدلاً من نجم واحد.

قد لا يكون تحديد كيفية تكوين كائن ما مؤهلًا مثاليًا أيضًا. قرأت مؤخرًا مقالًا مفاده أن عددًا من الأجسام في نظامنا الشمسي ربما لم تتشكل في نظامنا الشمسي على الإطلاق. يمكن أن يصبح الفضاء شديد الفوضى ، وهناك تفاعل أكبر بين أنظمة النجوم أكثر مما قد يعتقده المرء.


يُعرف الجمع أو الاندماج لثلاثة جسيمات ألفا (نواة الهليوم 4 He) لتشكيل نواة كربون (12 درجة مئوية) باسم عملية ألفا الثلاثية.

  • عملية الاندماج ليست بسيطة على الإطلاق لأنه لا يوجد تكوين مستقر مع كتلة ذرية من 8 (8 بي) التي تشكلت من اندماج نواتين 4 He. عمر 8 Be هو 3 & # 215 قصير جدًا و 10-16 ثانية.
  • ومع ذلك ، إذا ضربت نواة 8 Be هذه غير المستقرة بـ 4 نواة أخرى ، فمن الممكن تكوين 12 درجة مئوية (وأشعة جاما). يمكن أن يحدث هذا لأن عمر 8 Be هو في الواقع أطول من متوسط ​​وقت الاصطدام أو التشتت لنواة الهيليوم عند درجات حرارة حوالي 10 8 كلفن اللازمة لإجراء عملية الاندماج هذه. في عام 1952 ، اقترح إدوين سالبيتر هذه العملية كطريقة لتكوين 12 درجة مئوية.
  • Not long afterwards Fred Hoyle suggested that the fusion of 8 Be and 4 He would be greatly enhanced if the 12 C nucleus possessed an energy level near to the combined energies of the two nuclei involved. The subsequent reaction would then be a resonant reaction. This resonant energy level was found by experiments at the Kellogg Radiation Laboratory at CalTech.

The triple alpha process will occur in red giant stars that have left the main sequence (and have consumed their core hydrogen) and have core temperatures of 10 8 K and higher. Once 12 C has been formed it is possible with temperatures around 6 × 10 8 K to continue forming heavier nuclei by the combination of two 12 C nuclei to make 16 O , 20 Ne, 24 Mg and with temperatures around 10 9 K the combination of two 16 O nuclei can make 28 Si, 31 P, 31 S and 32 S.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Nuclear Reactions in the Sun’s Interior

The Sun , then, taps the energy contained in the nuclei of atoms through nuclear fusion . Let’s look at what happens in more detail. Deep inside the Sun, a three-step process takes four hydrogen nuclei and fuses them together to form a single helium nucleus. The helium nucleus is slightly less massive than the four hydrogen nuclei that combine to form it, and that mass is converted into energy.

The initial step required to form one helium nucleus from four hydrogen nuclei is shown in Figure 16.6. At the high temperatures inside the Sun’s core, two protons combine to make a deuterium nucleus, which is an isotope (or version) of hydrogen that contains one proton and one neutron. In effect, one of the original protons has been converted into a neutron in the fusion reaction. Electric charge has to be conserved in nuclear reactions, and it is conserved in this one. A positron (antimatter electron) emerges from the reaction and carries away the positive charge originally associated with one of the protons.

Figure 16.6. This is the first step in the process of fusing hydrogen into helium in the Sun. High temperatures are required because this reaction starts with two hydrogen nuclei, which are protons (shown in blue at left) that must overcome electrical repulsion to combine, forming a hydrogen nucleus with a proton and a neutron (shown in red). Note that hydrogen containing one proton and one neutron is given its own name: deuterium. Also produced in this reaction are a positron, which is an antielectron, and an elusive particle named the neutrino.

Since it is antimatter, this positron will instantly collide with a nearby electron, and both will be annihilated, producing electromagnetic energy in the form of gamma-ray photons. This gamma ray, which has been created in the center of the Sun, finds itself in a world crammed full of fast-moving nuclei and electrons. The gamma ray collides with particles of matter and transfers its energy to one of them. The particle later emits another gamma-ray photon, but often the emitted photon has a bit less energy than the one that was absorbed.

Such interactions happen to gamma rays again and again and again as they make their way slowly toward the outer layers of the Sun, until their energy becomes so reduced that they are no longer gamma rays but X-rays (recall what you learned in The Electromagnetic Spectrum). Later, as the photons lose still more energy through collisions in the crowded center of the Sun, they become ultraviolet photons.

By the time they reach the Sun’s surface, most of the photons have given up enough energy to be ordinary light—and they are the sunlight we see coming from our star. (To be precise, each gamma-ray photon is ultimately converted into many separate lower-energy photons of sunlight.) So, the sunlight given off by the Sun today had its origin as a gamma ray produced by nuclear reactions deep in the Sun’s core. The length of time that photons require to reach the surface depends on how far a photon on average travels between collisions, and the travel time depends on what model of the complicated solar interior we accept. Estimates are somewhat uncertain but indicate that the emission of energy from the surface of the Sun can lag its production in the interior by 100,000 years to as much as 1,000,000 years.

In addition to the positron, the fusion of two hydrogen atoms to form deuterium results in the emission of a neutrino . Because neutrinos interact so little with ordinary matter, those produced by fusion reactions near the center of the Sun travel directly to the Sun’s surface and then out into space, in all directions. Neutrinos move at nearly the speed of light, and they escape the Sun about two seconds after they are created.

Figure 16.7. This is the second step of the proton-proton chain, the fusion reaction that converts hydrogen into helium in the Sun. This step combines one hydrogen nucleus, which is a proton (shown in blue), with the deuterium nucleus from the previous step (shown as a red and blue particle). The product of this is an isotope of helium with two protons (blue) and one neutron (red) and energy in the form of gamma-ray radiation.

The second step in forming helium from hydrogen is to add another proton to the deuterium nucleus to create a helium nucleus that contains two protons and one neutron (Figure 16.7). In the process, some mass is again lost and more gamma radiation is emitted. Such a nucleus is helium because an element is defined by its number of protons any nucleus with two protons is called helium. But this form of helium, which we call helium-3 (and write in shorthand as 3 He) is not the isotope we see in the Sun’s atmosphere or on Earth. That helium has two neutrons and two protons and hence is called helium-4 ( 4 He).

To get to helium-4 in the Sun, helium-3 must combine with another helium-3 in the third step of fusion (illustrated in Figure 16.8). Note that two energetic protons are left over from this step each of them comes out of the reaction ready to collide with other protons and to start step 1 in the chain of reactions all over again.

Figure 16.8. This is the third step in the fusion of hydrogen into helium in the Sun. Note that the two helium-3 nuclei from the second step (see [link]) must combine before the third step becomes possible. The two protons that come out of this step have the energy to collide with other protons in the Sun and start step one again.

ملاحظات

  • The reactor room contains extremely high levels of radiation.
  • If one chooses to have Allie follow them, she will come equipped with a hooded cleanroom suit and an Institute pistol. She can neither sneak nor leave the Mass Fusion building and is essential for the duration of the quest. This provides fire support in the building, and she will also advise the player character on how to retrieve the agitator.
  • Any active companion will join the player character in the Mass Fusion executive suite during this mission, despite none of them (save for X6-88) having any means of following them into the Institute and from there to the roof of the building. The sole exception is Danse, who will either be hostile at the next encounter as all Brotherhood members will or if Blind Betrayal has been completed, leave for one of the settlements and thereafter be unable to be interacted with except for trading items and assignment to tasks/relocation to other settlements with the workshop menu (like an ordinary settler).
  • Completing this quest on the Institute's side, and thus becoming an enemy of the Brotherhood of Steel, is required to maintain one's cover and successfully complete the Railroad main questline.
  • If one has begun The Nuclear Option (Railroad) after completing Rockets' Red Glare, two Railroad agents will be standing on the roof when the player character relays to the normally inaccessible Mass Fusion executive suite, having been spawned for the sequence where the player character activates the detonator and destroys the Institute. If Allie is accompanying the player character, she will engage and kill them, but they will not engage her. The agents wear Mark I Railroad armor regardless of one's level.
  • As of patch 1.2, it is impossible to inform Proctor Ingram of the Institute's plans while Tactical Thinking is active, thus making it impossible to start Spoils of War before completing Tactical Thinking and destroying the Railroad. If she is spoken to, she will simply direct the player character to Captain Kells.
    • On PC the console can be used to complete Tactical Thinking by entering "setstage 00107a1c 255" and still have friendly relations with the Railroad. After this Proctor Ingram will allow Spoils of War to start normally when spoken to.
    • If Blind Betrayal has not been turned in to Elder Maxson, Tactical Thinking will not start. Thus, it is possible to start Spoils of War without finishing Tactical Thinking as long as that quest has not been added to the journal in the first place. However, Elder Maxson will move into his room then, making Blind Betrayal unable to finish.

    قائمة المصطلحات

    Fission

    breaking up of heavier atomic nuclei into lighter ones

    Fusion

    building up of heavier atomic nuclei from lighter ones

    Neutrino

    fundamental particle that has no charge and a mass that is tiny relative to an electron it rarely interacts with ordinary matter and comes in three different types

    Positron

    particle with the same mass as an electron, but positively charged

    Proton-proton chain

    series of thermonuclear reactions by which nuclei of hydrogen are built up into nuclei of helium


    Mass required for a certain fusion process - Astronomy

    Fusion is the process that powers the sun and the stars. It is the reaction in which two atoms of hydrogen combine together, or fuse, to form an atom of helium. In the process some of the mass of the hydrogen is converted into energy. The easiest fusion reaction to make happen is combining deuterium (or “heavy hydrogen) with tritium (or “heavy-heavy hydrogen”) to make helium and a neutron. Deuterium is plentifully available in ordinary water. Tritium can be produced by combining the fusion neutron with the abundant light metal lithium. Thus fusion has the potential to be an inexhaustible source of energy.

    To make fusion happen, the atoms of hydrogen must be heated to very high temperatures (100 million degrees) so they are ionized (forming a plasma) and have sufficient energy to fuse, and then be held together i.e. confined, long enough for fusion to occur. The sun and stars do this by gravity. More practical approaches on earth are magnetic confinement, where a strong magnetic field holds the ionized atoms together while they are heated by microwaves or other energy sources, and inertial confinement, where a tiny pellet of frozen hydrogen is compressed and heated by an intense energy beam, such as a laser, so quickly that fusion occurs before the atoms can fly apart.

    Who cares? Scientists have sought to make fusion work on earth for over 40 years. If we are successful, we will have an energy source that is inexhaustible. One out of every 6,500 atoms of hydrogen in ordinary water is deuterium, giving a gallon of water the energy content of 300 gallons of gasoline. In addition, fusion would be environmentally friendly, producing no combustion products or greenhouse gases. While fusion is a nuclear process, the products of the fusion reaction (helium and a neutron) are not radioactive, and with proper design a fusion power plant would be passively safe, and would produce no long-lived radioactive waste. Design studies show that electricity from fusion should be about the same cost as present day sources.

    We’re getting close! While fusion sounds simple, the details are difficult and exacting. Heating, compressing and confining hydrogen plasmas at 100 million degrees is a significant challenge. It has taken a lot of science and engineering research to get fusion developments to where they are today. Both magnetic and inertial fusion programs are conducting experiments to develop a commercial application. If all goes well, commercial application should be possible by about 2020, providing humankind a safe, clean, inexhaustible energy source for the future.


    شاهد الفيديو: اندماج الشركات. مثال1 (شهر اكتوبر 2021).