Lifecycle of Massive Stars

Biz artıq, təxminən bizim günəşimizlə
eyni kütləyə sahib olan

ulduzların həyat dövrü
haqqında danışmışıq.

Bu videoda mənim məqsədim isə daha böyük
kütləyə sahib olan

ulduzlar haqqında danışmaqdır.

Böyük kütləli ulduzlar haqqında
danışdığım zaman,

kütlələri Günəşdən 9 dəfə çox olan

ulduzları nəzərdə tuturam.

Yəni ümumi fikir tamamilə eynidir.

Əsasən hidrogendən ibarət olan bu nəhəng

buludla başlayacaqsınız.

Və indi isə bulud bizim günəşimiz kimi

ulduzları yaratmaq üçün qatılaşmış
buludlardan

daha böyük olmalıdır.

Ancaq siz bununla başlayacaqsınız və nəticədə

cazibə qüvvəsi onu bir araya gətirəcək.

Onun nüvəsi hidrogenin alovlanması və
əriməsi üçün

kifayət qədər isti və sıx
bir vəziyyətdə olacaq.

Beləliklə, bu hidrogendir və
o hazırda əriyir.

Gəlin bunu yazaq.

O indi əriyir.

Bu hidrogen füzyonudur.

Bunu belə yazaq.

Artıq sizin ortada bir hidrogen
birləşməniz var.

Beləliklə, o, alovlanır və sən buludun
ətrafında olan

digər materiala sahibsən.

Bu da hidrogenin qalan hissəsidir.

Və artıq o çox istiləşməsi səbəbi ilə həqiqətən də bir plazmadır.

Bu, xüsusilə nüvəyə yaxın və yaxşı bir şəkildə formalaşdırılmış

atomlardan fərqli olaraq elektron və nüvələrdən
ibarət bir növ yaxşı bir supdur.

İndi siz hidrogen birləşməsinə
sahibsiniz.

Biz bunun təxminən 10 milyon
Kelvində baş verdiyini gördük.

Və mən bunu aydın bir şəkildə
dəqiqləşdirmək istəyirəm.

Böyük kütləyə sahib olan ulduzlardan

bəhs etdiyimiz üçün,

hətta bu mərhələdə belə

yəni ulduzun əsas ardıcıllığı zamanı

daha çox qravitasiya təzyiqi olcaqdır.

Və beləliklə, daha sürətli bir şəkildə yanacaq və
eyni zamanda daha da isti olacaqdır.

Yəni bu, günəşimizin kütləsindən
daha sürətli və

daha isti olacaq.

Hətta bu mərhələ belə

bizim günəşimizin kütləsi həcmində olan
bir ulduzdan çox daha qısa

bir müddət ərzində baş verəcəkdir.

Günəşimizin ömrü ümumi olaraq 10
və ya 11 milyard il olacaqır.

Bəlkə də on milyonlarla il sonra olan

şeylər haqqında
danışacağıq.

Yəni, 1000 həyat ömrü əmsalı
daha da qısaldı.

Ancaq yenə də gəlin nə baş verdiyini düşünək.

Və indiyə qədər, baş verənlər artıq daha

sürətli baş verəcək,

çünki biz daha çox təzyiqə,
cazibə qüvvəsinə və temperatura sahibik.

Ancaq bu, günəşin kütləsi həcimində olan
bir ulduzda gördüyümüz kimi,

təxminən eyni şəkildə baş verəcəkdir.

Ən sonunda, helium, üzr istəyirəm,

hidrogen ətrafında bir hidrogen
qabığı olan

bir helium nüvəsinə çevriləcək.

Onun ətrafında bir hidrogen

füzyon qabığı olacaq.

Daha sonra siz ulduzun geri qalan
hissəsinə sahibsiniz.

Gəlin bunu etiketləyək.

Buradakı bizim helium nüvəmizdir.

Bu qabıqdakı hidrogen birləşdikcə,

tədricən daha çox helium yığılacaq.

Günəşimizin böyüklüyündə və ya kütləsi
həcimində olan

bir ulduz olduğu zaman isə o qırmızı bir
nəhəngə çevrilməyə başlayır.

Çünki daha çox helium istehsal edildikcə

bu nüvə də getdikcə daha da
sıxlaşmağa başlayır.

Və daha da sıxlaşdıqca,

birləşmənin hələ də baş verdiyi

bu hidrogen qabığına getdikcə

daha çox qravitasiya təzyiqi
tətbiq olunur.

Faktiki ulduzun radiusunu xaircə
itələmək üçün

daha çox xaricə doğru enerji buraxacaq.

Beləliklə ümumi prosesdə,

biz nüvədə daha ağır elementlərin
formalaşdığına

sahib olacağıq və ulduzun getdikcə

daha çox kütlə əldə etdiyini görəcəyik.

Ulduz sıxlaşdıqca bu ağır elementlər

ən sonunda alovlanacaq

və nüvəni dəstəkləyəcək.

Lakin nüvənin özü getdikcə daha da

sıxlaşdığı üçün material getdikcə
daha böyük enerji ilə

daha da uzaq bir məsafəyə itələnir.

Ulduz kifayət qədər kütləyə sahib olsa da,

siz günəşə bənzər

siz günəşə bənzər qırmızı bir nəhəngə

sahib olacaqsınız və onu uzağa
itələmək mümkün olmayacaq.

Ancaq gəlin bu nümunənin

necə davam edəcəyini düşünək.

Ən sonda helium kifayət qədər
sıxlaşdıqdan sonra

alovlanacaq və karbona qarışacaq.

Və sizdə bir karbon nüvəsi formalaşmasına
sahib olacaqsınız.

Beləliklə, bu karbon nüvəsidir.

Bəli bu bir karbon nüvəsidir.

Bunun ətrafında sizin bir helium nüvəniz var.

Helium nüvəsinin mərkəzinə yaxın bir yerdə

helium birləşməsindən ibarət
bir qabığnız var,

bu birləşmə hidrogen deyil, heliumdur və karbona çevrilir,

bu da karbon nüvəsini daha sıx və
daha isti bir vəziyyətə gətirir.

Daha sonra bunun ətrafında sizin hidrogen birləşməniz olacaq.

Burada çox diqqətli olmaq lazımdır.

Unutmayın, sizin buarda hidrogen
birləşməniz var.

Və sonra bunun ətrafında ulduzun qalan hissəsinə sahibsiniz.

Beləcə bu proses sadəcə davam edəcək.

Nəhayət, bu karbon əriməyə başlayacaq.

Və siz nüvəni təşkil edən daha ağır

elementlərə sahib olacaqsınız.

Beləliklə, bu, kifayət qədər yetkin və böyük
bir kütləyə sahib olan

ulduzun Vikipediyadan olan kənar təsviridir.

Siz daha ağır elementlərdən ibarət olan

bu qabıqları və nüvələri

dəmir əldə edənə qədər

formalaşdırmağa davam edirsiniz.

Xüsusilə də biz dəmir 56 haqqında danışırıq.

Atom kütləsi 56 olan dəmir.

Baxın bu dövri cədvəldə 26 onun atom nömrəsidir.

Bu isə onun sahib olduğu
proton sayısıdır.

Baxmayaraq ki, bu dəqiq deyil, siz 56 - nı

bir növ proton və neytronların
sayı kimi görürsünüz.

Ancaq bu nöqtədə dayanmağınızın səbəbi
dəmiri əridərək

enerji əldə edə bilməməyinizdir.

Dəmiri dəmirdən daha ağır
elementlərə çevirmək

əslində enerji tələb edir.

Bu əslində endotermik bir proses olardı.

Yəni dəmiri əritmək əslində nüvəni dəstəkləməyə kömək etməyəcəkdir.

Mənim buradakı məqsədim ağır elementlərin

əslində bu şəkildə formalaşmasını
göstərməkdir.

Biz hidrogen, hidrogenin heliumla,

heliumun isə karbonla birləşməsi ilə
başladıq

və daha sonra bütün bunların

müxtəlif kombinasiyalarda daha da ağır

elementlərlin birləşməsi ilə davam etdi.

Neon, oksigen və siz onu tam olaraq
burada görürsünüz.

Bu isə silikondur.

Bunlar formalaşan yeganə elementlər deyil,

lakin bunlar bir növ formalaşan
əsas elementlərdir.

Ancaq eyni zamanda sizin əlinizdə itiyum,
berilyum

və bor kimi başqa şeylərədə var.

Bütün bu digər şeylər də formalaşır.

Beləliklə, dəmir 56 - ya qədər olan elementləri
bu şəkildə tərtib edirsiniz.

Bununla yanaşı, nikel 56-ya qədər də tam olaraq
bu şəkildə

tərtib edə bilərsiniz.

Dəmir 56 ilə eyni kütləyə malikdir

ancaq nikel 56 da sadəcə iki neytron az və

iki proton daha çoxdur.

Beləliklə, nikel 56 da formalaşacaq və ya
formalaşa bilər,

bu bir nikel-dəmir nüvəsi kimi olacaq.

Ancaq bu, ulduzun nə qədər böyük olmasından
asılı olmayaraq,

ən azı ənənəvi birləşmə mərhələsindən

və alovlanma mexanizmindən keçməklə

nə qədər uzağa gedə biləcəyi ilə bağlıdır.

Mənim etmək istədiyim şey,

artıq bu ulduzu bir daha əridə bilməyəcəyimizə görə sizi burada buraxmaqdır ki,

bundan sonra nə baş verə biləcəyini
düşünə biləsiniz.

Və əslində görəcəyimiz şey onun bir fövqəlnova olacağıdır.