Τι συμβαίνει σε ένα αστέρι όταν το υδρογόνο γίνεται ήλιο;
1. Σύντηξη υδρογόνου σε ήλιο
* Η κύρια ακολουθία: Ένα αστέρι ξοδεύει το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του σε μια σταθερή κατάσταση γνωστή ως κύρια ακολουθία. Κατά τη διάρκεια αυτού του σταδίου, ο πυρήνας του αστεριού συγχωνεύει τα άτομα υδρογόνου σε άτομα ηλίου, απελευθερώνοντας τεράστιες ποσότητες ενέργειας στη διαδικασία. Αυτή η ενέργεια δημιουργεί εξωτερική πίεση που εξισορροπεί την εσωτερική δύναμη της βαρύτητας.
* Εξάντληση υδρογόνου: Καθώς το αστέρι συγχωνεύει το υδρογόνο, η ποσότητα υδρογόνου στον πυρήνα μειώνεται. Τελικά, ο πυρήνας αποτελείται κυρίως από ήλιο.
2. Ο πυρήνας του ήλιου συμβαδίζει και θερμαίνεται
* Βαρβική κατάρρευση: Χωρίς σύντηξη υδρογόνου για να παρέχει εξωτερική πίεση, ο πυρήνας ηλίου αρχίζει να συστέλλεται με τη δική του βαρύτητα.
* Αυξημένη θερμοκρασία: Αυτή η συστολή αυξάνει τη θερμοκρασία και την πυκνότητα του πυρήνα, καθιστώντας την ακόμα πιο ζεστή.
3. Το αστέρι επεκτείνεται και γίνεται κόκκινος γίγαντας
* Η σύντηξη υδρογόνου στο κέλυφος: Η αυξανόμενη θερμοκρασία του πυρήνα επιτρέπει στην έναρξη της σύντηξης υδρογόνου σε ένα κέλυφος που περιβάλλει τον πυρήνα ηλίου.
* επέκταση: Η ενέργεια που απελευθερώνεται από αυτή τη σύντηξη κελύφους προκαλεί την επέκταση των εξωτερικών στρωμάτων του αστεριού, μετατρέποντας το αστέρι σε έναν κόκκινο γίγαντα.
4. Η σύντηξη ηλίου ξεκινά
* Διαδικασία τριπλής αλφαί: Εάν ο πυρήνας γίνει αρκετά ζεστός (περίπου 100 εκατομμύρια βαθμοί Κελσίου), οι πυρήνες ηλίου (σωματίδια άλφα) μπορούν να συγχωνευθούν μαζί για να σχηματίσουν άνθρακα σε μια διαδικασία που ονομάζεται διαδικασία τριπλής αλφαί.
* Περαιτέρω επέκταση: Το Helium Fusion απελευθερώνει ακόμη περισσότερη ενέργεια από τη σύντηξη υδρογόνου, προκαλώντας περαιτέρω το αστέρι.
5. Το μέλλον του αστεριού εξαρτάται από τη μάζα του
* αστέρια χαμηλής μάζας: Για αστέρια μικρότερα από περίπου 0,8 φορές τη μάζα του ήλιου μας, ο πυρήνας δεν θα γίνει ποτέ αρκετά ζεστός για να συγχωνεύσει το ήλιο. Τελικά θα ρίξουν τα εξωτερικά τους στρώματα, αφήνοντας πίσω τους ένα λευκό νάνο που αποτελείται κυρίως από άνθρακα και οξυγόνο.
* Αστέρια ενδιάμεσης μάζας: Τα αστέρια όπως ο ήλιος μας θα συγχωνεύσει το ήλιο σε άνθρακα και οξυγόνο και μπορεί ακόμη και να συγχωνεύσει τον άνθρακα σε βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια, θα ρίξουν τα εξωτερικά τους στρώματα, θα σχηματίσουν ένα πλανητικό νεφέλωμα και θα αφήσουν πίσω τους ένα λευκό νάνο.
* αστέρια υψηλής μάζας: Τα αστέρια πιο μαζικά από τον ήλιο θα συγχωνεύουν το ήλιο και τα βαρύτερα στοιχεία, φτάνοντας τελικά το σίδερο στους πυρήνες τους. Θα εκραγούν ως Supernovae, αφήνοντας πίσω του ένα αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα.
Key Takeaways:
* Η σύντηξη υδρογόνου είναι η κύρια πηγή ενέργειας για την κύρια διάρκεια ζωής ενός αστεριού.
* Όταν το υδρογόνο εξαντλείται στον πυρήνα, το αστέρι εισέρχεται σε μια νέα φάση, επεκτείνεται και γίνεται κόκκινος γίγαντας.
* Η σύντηξη ηλίου αρχίζει στον πυρήνα, απελευθερώνοντας ακόμα περισσότερη ενέργεια και επεκτείνοντας περαιτέρω το αστέρι.
* Η μοίρα του αστεριού μετά από σύντηξη ηλίου εξαρτάται από την αρχική του μάζα.
