Jądro gwiazdy
Obecnie Jądro gwiazdy to temat, który przykuł uwagę dużej liczby osób na całym świecie. Ze względu na swoje znaczenie w dzisiejszym społeczeństwie, Jądro gwiazdy stał się punktem zainteresowania dla tych, którzy chcą lepiej zrozumieć jego wpływ na życie codzienne. Niezależnie od tego, czy jest to poziom osobisty, zawodowy, polityczny czy kulturowy, Jądro gwiazdy zdołał wygenerować dużą liczbę opinii i debat na temat jego znaczenia. W tym artykule zbadamy różne aspekty związane z Jądro gwiazdy, od jego powstania po możliwe konsekwencje w przyszłości. Poprzez głęboką i przemyślaną analizę postaramy się rzucić światło na ten temat, który jest dziś tak złożony i aktualny.
Jądro gwiazdy – centralna część gwiazdy, w której występują lub występowały w przeszłości reakcje syntezy jądrowej. Warstwy gwiazdy zewnętrzne wobec jądra nazywa się otoczką.
Gwiazdy ciągu głównego
Omówienie
W jądrach gwiazd ciągu głównego zachodzi synteza wodoru w hel. Przemiana ta może zachodzić zasadniczo na dwa sposoby. W gwiazdach o mniejszej masie głównym procesem, który odpowiada za syntezę jest cykl protonowy (cykl pp), podczas gdy w gwiazdach masywnych dominujący staje się cykl węglowo-azotowo-tlenowy (cykl CNO). Wydajność tych procesów silnie zależy od temperatury, powyżej około 17 mln K cykl CNO zaczyna dominować.
Najmniejsze gwiazdy ciągu głównego, czerwone karły o masach poniżej 0,4 M☉, nie mają wydzielonych jąder, gdyż całe wnętrze ulega konwekcji, a przez to mieszaniu materii. Gwiazda o większej masie ma jądro, w którym transport energii odbywa się tylko przez promieniowanie (np. w Słońcu). Dla jeszcze większej masy, jądro staje się konwektywne.
Jądro Słońca
Synteza wodoru w hel w Słońcu zachodzi od środka do około 25% promienia Słońca. Powyżej przechodzi w strefę promienistą otoczki. Gęstość materii w jądrze zmienia się od 20 g/cm3 (podobna do gęstości złota) na granicy ze strefą promienistą, do 150 g/cm3 w środku. Temperatura zawiera się w zakresie od 7 do 15 mln K w centrum. Ze względu na osiąganą temperaturę, cykl CNO odpowiada za zaledwie 1% przemian wodoru w hel w jądrze Słońca. Ocenia się, że od zainicjowania syntezy Słońce zużyło około 37% wodoru w jądrze, a za około 5–7 mld lat opuści ono ciąg główny.
Olbrzymy
Po zużyciu wodoru w jądrze reakcje ustają, helowe jądro kurczy się przy jednoczesnej ekspansji otoczki i gwiazda opuszcza ciąg główny. W jądrach gwiazd o masie podobnej do Słońca wzrost gęstości i temperatury prowadzi do zapłonu reakcji syntezy helu w węgiel, znanego jako błysk helowy. Reakcje te noszą nazwę procesu 3-α. Gwiazdy o masie podobnej do Słońca nie mogą już wejść na kolejny etap syntezy i jako gwiazdy z gałęzi asymptotycznej (AGB) „spalają” hel w otoczce jądra, złożonego ze zdegenerowanej materii węglowo-tlenowo-azotowej. Po zakończeniu etapu AGB otoczka zostaje odrzucona w postaci mgławicy planetarnej, odsłaniając jądro gwiazdy, które pozbawione źródła energii stygnie, przekształcając się w białego karła. Jeżeli gwiazda ma wyższą masę i jądro jest w stanie osiągnąć dostatecznie wysoką temperaturę (100-600 mln K), może dojść do zainicjowania reakcji syntezy kolejnych pierwiastków, aż do żelaza; każdy nowy etap wymaga coraz wyższej temperatury. Jądro zyskuje wtedy strukturę warstwową, z kolejnymi powłokami o różnym składzie. Synteza jąder atomowych cięższych niż żelazo jest już endoenergetyczna, przez co jej zainicjowanie destabilizuje gwiazdę, prowadząc do zapaści grawitacyjnej jądra i eksplozji supernowej typu II. Zgniecione jądro przekształca się w gwiazdę neutronową albo czarną dziurę. W przypadku gwiazdy o szczególnie dużej masie (140–260 M☉) pojawia się niestabilność związana z kreacją par, reakcje w jądrze kończą się na eksplozywnym „spalaniu” tlenu i krzemu, w wyniku czego gwiazda zostaje całkowicie rozerwana (tzw. pair instability supernova).
Inne przypadki
Inne rzadko występujące zjawiska mogą doprowadzić do powstania obiektów gwiezdnych o nietypowych jądrach. Obiekt Thorne-Żytkow to olbrzym lub nadolbrzym, którego jądrem jest gwiazda neutronowa. Obiekt taki może powstać np. w wyniku wejścia gwiazdy neutronowej w atmosferę olbrzyma w układzie podwójnym.
Przypisy
- ↑ a b Competition between the P-P Chain and the CNO Cycle. Astronomy 162. Stars, Galaxies, and Cosmology . Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee.
- ↑ a b What is a Star?. NASA, grudzień 2010. . .
- ↑ The Solar Interior. NASA/Marshall Solar Physics, 2011-12-28. .
- ↑ a b Przewodnik po Słońcu. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego. . (pol.).
- ↑ Nicolay J. Hammer: Pair Instability Supernovae and Hypernovae. . . (ang.).
- ↑ Astronomers discover first Thorne-Zytkow object, a bizarre type of hybrid star. Phys.org, 2014-06-05. . (ang.).