1
00:00:00,906 --> 00:00:06,850
Opowiadaliśmy już o cyklu życia gwiazd o masach podobnych do naszego Słońca.

2
00:00:06,850 --> 00:00:12,933
W tym filmie chciałbym opowiedzieć więcej o gwiazdach masywnych.

3
00:00:12,933 --> 00:00:21,491
Mówiąc o masywnej gwieździe mam na myśli gwiazdę o masie większej niż 9 mas Słońca.

4
00:00:21,491 --> 00:00:28,467
Ogólna koncepcja rozwoju jest podobna, na pewno zacznie się od ogromnej chmury złożonej głównie z wodoru.

5
00:00:28,537 --> 00:00:34,867
Teraz chmura musi być większa od chmur z których powstały gwiazdy takie jak nasze Słońce.

6
00:00:34,867 --> 00:00:43,498
Zaczniemy od czegoś takiego, w końcu grawitacja spowoduje skupienie się tej materii tak, że powstanie wystarczająco gorące i gęste jądro w którym zapoczątkują

7
00:00:43,498 --> 00:00:47,948
się reakcje termojądrowe, innymi słowy fuzja wodoru.

8
00:00:48,089 --> 00:01:04,807
Następuje fuzja wodoru. Wodór spala się teraz w centrum.

9
00:01:04,807 --> 00:01:12,098
Wokół jest jest chmura złożona z innych pierwiastków i reszty wodoru. Centrum jest teraz rozgrzane, jest to tak naprawdę plazma. Coś w rodzaju zupy elektronów

10
00:01:12,098 --> 00:01:16,600
i jąder atomowych zamiast dobrze ułożonych atomów. Szczególnie blisko jądra.

11
00:01:16,600 --> 00:01:20,271
W tym momencie mamy fuzję wodoru, widzieliśmy że potrzeba do tego temperatury około 10 milionów kelwinów.

12
00:01:20,271 --> 00:01:24,776
Żeby była jasność, mówimy o bardziej masywnych gwiazdach, również na tym etapie rozwoju w ciągu głównym,

13
00:01:24,776 --> 00:01:34,250
na jądro jest wywierane większe ciśnienie grawitacyjne.

14
00:01:34,250 --> 00:01:40,600
Ze względu na swoją masywność gwiazda będzie się spalała szybciej i goręcej.

15
00:01:40,600 --> 00:01:51,851
Będzie się spalać szybciej i goręcej niż coś o masie naszego Słońca. W związku z czym nawet początkowa faza będzie przebiegać

16
00:01:51,851 --> 00:01:58,533
znacznie szybciej niż u gwiazdy podobnej do Słońca. Nasze Słońce łącznie będzie istniało od 10 do 11 miliardów lat,

17
00:01:58,533 --> 00:02:03,832
tutaj mówimy o życiu gwiazdy liczonym w dziesiątkach milionów lat,

18
00:02:03,832 --> 00:02:07,919
czyli około 1000x krótszym okresie czasu. Zastanówmy się jednak co się stanie,

19
00:02:07,919 --> 00:02:12,238
znany z mniej masywnych gwiazd model rozwoju jest w dużej mierze powtórzony w gwiazdach masywnych,

20
00:02:12,238 --> 00:02:17,467
jednak z powodu większego ciśnienia, grawitacji i temperatury kolejne fazy kończą się znacznie szybciej.

21
00:02:20,597 --> 00:02:26,333
Ostatecznie cały ten wodór ulegnie fuzji i powstanie jądro złożone z helu,

22
00:02:26,333 --> 00:02:32,764
wokół którego powstanie otoczka - gdzie dalej będzie się odbywała fuzja wodoru.

23
00:02:32,764 --> 00:02:36,671
I dalej reszta gwiazdy wokół tego. Pozwólcie, że dopisze oznaczenia.

24
00:02:36,944 --> 00:02:42,238
Tutaj znajduje się jądro złożone z helu.

25
00:02:42,238 --> 00:02:46,502
Coraz więcej helu będzie się w nim odkładać w miarę spalania się warstwy wodoru.

26
00:02:46,926 --> 00:02:50,504
W gwiazdach o masie naszego Słońca

27
00:02:50,504 --> 00:02:56,267
to jest etap kiedy gwiazda przeradza się w czerwonego giganta. Jądro staje się coraz bardziej gęste

28
00:02:56,267 --> 00:02:59,188
w miarę jak więcej helu jest produkowane.

29
00:02:59,188 --> 00:03:01,200
W miarę jak jądro staje się coraz bardziej gęste

30
00:03:01,200 --> 00:03:03,925
większe ciśnienie grawitacyjne jest wywierane

31
00:03:03,925 --> 00:03:09,916
na zewnętrzną warstwę wodoru, gdzie w dalszym ciągu trwa fuzja.

32
00:03:09,916 --> 00:03:16,836
Co powoduje wydzielenie się na zewnątrz większej ilości energii, która z kolei powoduje powiększenie się promienia gwiazdy

33
00:03:16,836 --> 00:03:22,007
Istnieje pewien ogólny schemat rozwoju - wraz ze zwiększaniem się masy początkowej gwiazdy

34
00:03:22,007 --> 00:03:25,845
w jądrze będą powstawać coraz to cięższe pierwiastki,

35
00:03:25,845 --> 00:03:28,818
te coraz cięższe pierwiastki wraz wzrostem gęstości gwiazdy

36
00:03:28,818 --> 00:03:30,867
również zaczną syntezować w jeszcze cięższe, utrzymując jądro.

37
00:03:30,944 --> 00:03:37,672
Ale ponieważ jądro samo w sobie staje się coraz gęstsze i gęstsze, lżejsze pierwiastki są wypychane na zewnątrz z coraz większą energią.

38
00:03:37,867 --> 00:03:42,842
Pomimo to jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna to materia nie zostanie wypchnięta tak daleko

39
00:03:42,842 --> 00:03:46,933
jak ma to miejsce w przypadku czerwonych olbrzymów będących jednym z etapów ewolucji podobnych do Słońca gwiazd.

40
00:03:46,933 --> 00:03:48,926
Zastanówmy się jak będzie kontynuowany ten cykl.

41
00:03:48,926 --> 00:03:52,594
Ostatecznie jądro składające się z helu stanie się dostatecznie gęste,

42
00:03:52,594 --> 00:03:58,260
by rozpoczęła się fuzja helu wskutek której powstaje węgiel.

43
00:03:58,260 --> 00:04:08,430
To jest już jądro złożone z węgla, nad nim formuje się jądro złożone z helu. Na granicy pomiędzy nimi tworzy

44
00:04:08,430 --> 00:04:15,600
się warstwa helu ulegającemu fuzji do węgla, tworząc coraz to bardziej gęste, węglowe jądro.

45
00:04:15,600 --> 00:04:28,000
Wokół tego wszystkiego znajduje się otoczka w której następuje synteza wodoru, wokół otoczki znajduje się reszta gwiazdy.

46
00:04:28,000 --> 00:04:30,333
Proces jest kontynuowany,

47
00:04:30,333 --> 00:04:32,254
w końcu rozpocznie się synteza znajdującego się w jądrze węgla

48
00:04:32,254 --> 00:04:33,926
i w gwieździe zaczną powstawać coraz to cięższe pierwiastki.

49
00:04:35,598 --> 00:04:39,591
To jest przedstawienie dosyć dojrzałej, masywnej gwiazdy (ściągnięte z Wikipedii).

50
00:04:40,938 --> 00:04:43,446
W gwieździe ciągle powstają kolejne warstwy coraz to cięższych pierwiastków.

51
00:04:43,446 --> 00:04:47,904
Powstają coraz to cięższe jądra pierwiastków, do momentu kiedy dojdziemy do żelaza.

52
00:04:47,904 --> 00:04:50,923
Konkretnie chodzi nam o

53
00:04:50,923 --> 00:04:53,941
żelazo-56. Żelazo o masie atomowej 56.

54
00:04:55,567 --> 00:04:57,333
W układzie okresowym żelazo posiada liczbę atomową 26 - oznacza ona liczbę protonów w jądrze.

55
00:04:59,839 --> 00:05:04,251
56 jest interpretowane jako liczba protonów i neutronów,

56
00:05:04,251 --> 00:05:05,923
ale nie jest tak do końca.

57
00:05:05,923 --> 00:05:12,239
Powodem, dla którego zatrzymujemy się przy żelazie jest to, że jego fuzja nie dostarcza energii.

58
00:05:12,239 --> 00:05:17,161
Fuzja żelaza w cięższe od niego pierwiastki wymaga dostarczenia energii,

59
00:05:17,161 --> 00:05:19,530
jest więc tak naprawdę procesem endotermicznym.

60
00:05:19,530 --> 00:05:23,617
Czyli fuzja żelaza nie jest w stanie utrzymać jądra.

61
00:05:23,617 --> 00:05:28,933
W ten sposób tworzą się cięższe pierwiastki:

62
00:05:28,933 --> 00:05:30,908
zaczynamy od wodoru,

63
00:05:30,908 --> 00:05:35,598
wodór syntezuje się do helu, hel syntezuje się do węgla i później kolejne syntezy pierwiastków

64
00:05:35,598 --> 00:05:38,942
w różnych kombinacjach, nie będę wchodził w szczegóły tworzą się nowe pierwiastki:

65
00:05:40,846 --> 00:05:43,261
neon, tlen i krzem.

66
00:05:43,261 --> 00:05:45,861
Nie są to jedyne pierwiastki jaki są tworzone, ale stanowią znaczącą większość.

67
00:05:48,183 --> 00:05:51,573
Po drodze tworzą się również inne pierwiastki: lit, beryl, bor.

68
00:05:51,573 --> 00:05:53,849
W ten sposób tworzą się pierwiastki

69
00:05:53,849 --> 00:05:56,264
z układu okresowego, aż po żelazo-56.

70
00:05:57,936 --> 00:06:03,601
Będąc zupełnie dokładnym w ten sposób da się wytworzyć pierwiastki aż po nikiel-56.

71
00:06:03,601 --> 00:06:06,109
Będzie również trochę niklu-56.

72
00:06:06,109 --> 00:06:08,245
Który ma taką samą masę jak żelazo-56,

73
00:06:08,245 --> 00:06:11,267
posiada po prostu dwa mniej neutrony i dwa więcej protony.

74
00:06:11,267 --> 00:06:18,183
Powstanie również nikiel-56, czyli będziemy mieć do czynienia z niklowo-żelaznym jądrem.

75
00:06:18,183 --> 00:06:22,800
Mniej więcej do tego punktu jest w stanie dojść gwiazda, niezależnie od tego jak bardzo jest masywna.

76
00:06:22,800 --> 00:06:26,333
Przynajmniej podążając klasycznym schematem syntezy pierwiastków.

77
00:06:28,493 --> 00:06:29,933
W tym miejscu chciałbym was zostawić,

78
00:06:29,933 --> 00:06:36,202
tak byście mogli się zastanowić, co może się stać później w momencie, kiedy w jądrze gwiazdy nie może utrzymywać się dalej synteza i staję się ono niestabilne.

79
00:06:36,202 --> 99:59:59,999
Przekonamy się, że czeka nas supernowa.