Opowiadaliśmy już o cyklu życia gwiazd o masach podobnych do naszego Słońca.
W tym filmie chciałbym opowiedzieć więcej o gwiazdach masywnych.
Mówiąc o masywnej gwieździe mam na myśli gwiazdę o masie większej niż 9 mas Słońca.
Ogólna koncepcja rozwoju jest podobna, na pewno zacznie się od ogromnej chmury złożonej głównie z wodoru.
Teraz chmura musi być większa od chmur z których powstały gwiazdy takie jak nasze Słońce.
Zaczniemy od czegoś takiego, w końcu grawitacja spowoduje skupienie się tej materii tak, że powstanie wystarczająco gorące i gęste jądro w którym zapoczątkują
się reakcje termojądrowe, innymi słowy fuzja wodoru.
Następuje fuzja wodoru. Wodór spala się teraz w centrum.
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
i jąder atomowych zamiast dobrze ułożonych atomów. Szczególnie blisko jądra.
W tym momencie mamy fuzję wodoru, widzieliśmy że potrzeba do tego temperatury około 10 milionów kelwinów.
Żeby była jasność, mówimy o bardziej masywnych gwiazdach, również na tym etapie rozwoju w ciągu głównym,
na jądro jest wywierane większe ciśnienie grawitacyjne.
Ze względu na swoją masywność gwiazda będzie się spalała szybciej i goręcej.
Będzie się spalać szybciej i goręcej niż coś o masie naszego Słońca. W związku z czym nawet początkowa faza będzie przebiegać
znacznie szybciej niż u gwiazdy podobnej do Słońca. Nasze Słońce łącznie będzie istniało od 10 do 11 miliardów lat,
tutaj mówimy o życiu gwiazdy liczonym w dziesiątkach milionów lat,
czyli około 1000x krótszym okresie czasu. Zastanówmy się jednak co się stanie,
znany z mniej masywnych gwiazd model rozwoju jest w dużej mierze powtórzony w gwiazdach masywnych,
jednak z powodu większego ciśnienia, grawitacji i temperatury kolejne fazy kończą się znacznie szybciej.
Ostatecznie cały ten wodór ulegnie fuzji i powstanie jądro złożone z helu,
wokół którego powstanie otoczka - gdzie dalej będzie się odbywała fuzja wodoru.
I dalej reszta gwiazdy wokół tego. Pozwólcie, że dopisze oznaczenia.
Tutaj znajduje się jądro złożone z helu.
Coraz więcej helu będzie się w nim odkładać w miarę spalania się warstwy wodoru.
W gwiazdach o masie naszego Słońca
to jest etap kiedy gwiazda przeradza się w czerwonego giganta. Jądro staje się coraz bardziej gęste
w miarę jak więcej helu jest produkowane.
W miarę jak jądro staje się coraz bardziej gęste
większe ciśnienie grawitacyjne jest wywierane
na zewnętrzną warstwę wodoru, gdzie w dalszym ciągu trwa fuzja.
Co powoduje wydzielenie się na zewnątrz większej ilości energii, która z kolei powoduje powiększenie się promienia gwiazdy
Istnieje pewien ogólny schemat rozwoju - wraz ze zwiększaniem się masy początkowej gwiazdy
w jądrze będą powstawać coraz to cięższe pierwiastki,
te coraz cięższe pierwiastki wraz wzrostem gęstości gwiazdy
również zaczną syntezować w jeszcze cięższe, utrzymując jądro.
Ale ponieważ jądro samo w sobie staje się coraz gęstsze i gęstsze, lżejsze pierwiastki są wypychane na zewnątrz z coraz większą energią.
Pomimo to jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna to materia nie zostanie wypchnięta tak daleko
jak ma to miejsce w przypadku czerwonych olbrzymów będących jednym z etapów ewolucji podobnych do Słońca gwiazd.
Zastanówmy się jak będzie kontynuowany ten cykl.
Ostatecznie jądro składające się z helu stanie się dostatecznie gęste,
by rozpoczęła się fuzja helu wskutek której powstaje węgiel.
To jest już jądro złożone z węgla, nad nim formuje się jądro złożone z helu. Na granicy pomiędzy nimi tworzy
się warstwa helu ulegającemu fuzji do węgla, tworząc coraz to bardziej gęste, węglowe jądro.
Wokół tego wszystkiego znajduje się otoczka w której następuje synteza wodoru, wokół otoczki znajduje się reszta gwiazdy.
Proces jest kontynuowany,
w końcu rozpocznie się synteza znajdującego się w jądrze węgla
i w gwieździe zaczną powstawać coraz to cięższe pierwiastki.
To jest przedstawienie dosyć dojrzałej, masywnej gwiazdy (ściągnięte z Wikipedii).
W gwieździe ciągle powstają kolejne warstwy coraz to cięższych pierwiastków.
Powstają coraz to cięższe jądra pierwiastków, do momentu kiedy dojdziemy do żelaza.
Konkretnie chodzi nam o
żelazo-56. Żelazo o masie atomowej 56.
W układzie okresowym żelazo posiada liczbę atomową 26 - oznacza ona liczbę protonów w jądrze.
56 jest interpretowane jako liczba protonów i neutronów,
ale nie jest tak do końca.
Powodem, dla którego zatrzymujemy się przy żelazie jest to, że jego fuzja nie dostarcza energii.
Fuzja żelaza w cięższe od niego pierwiastki wymaga dostarczenia energii,
jest więc tak naprawdę procesem endotermicznym.
Czyli fuzja żelaza nie jest w stanie utrzymać jądra.
W ten sposób tworzą się cięższe pierwiastki:
zaczynamy od wodoru,
wodór syntezuje się do helu, hel syntezuje się do węgla i później kolejne syntezy pierwiastków
w różnych kombinacjach, nie będę wchodził w szczegóły tworzą się nowe pierwiastki:
neon, tlen i krzem.
Nie są to jedyne pierwiastki jaki są tworzone, ale stanowią znaczącą większość.
Po drodze tworzą się również inne pierwiastki: lit, beryl, bor.
W ten sposób tworzą się pierwiastki
z układu okresowego, aż po żelazo-56.
Będąc zupełnie dokładnym w ten sposób da się wytworzyć pierwiastki aż po nikiel-56.
Będzie również trochę niklu-56.
Który ma taką samą masę jak żelazo-56,
posiada po prostu dwa mniej neutrony i dwa więcej protony.
Powstanie również nikiel-56, czyli będziemy mieć do czynienia z niklowo-żelaznym jądrem.
Mniej więcej do tego punktu jest w stanie dojść gwiazda, niezależnie od tego jak bardzo jest masywna.
Przynajmniej podążając klasycznym schematem syntezy pierwiastków.
W tym miejscu chciałbym was zostawić,
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.
Przekonamy się, że czeka nas supernowa.