Lifecycle of Massive Stars

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.