Odpowiedź:
Masywne zapadnięcie się rdzenia żelaznego wymaga przekształcenia protonów w neutron, co powoduje emisję neutrin.
Wyjaśnienie:
Żelazny rdzeń masywnej gwiazdy musi opierać się zapadaniu się pod wpływem grawitacji. Gdy rdzeń ulega reakcjom fuzji, jest on odporny na załamanie grawitacyjne. Gdy fuzja się zatrzyma, zapaść rdzenia zostaje zatrzymana przez ciśnienie degeneracji elektronów. W rzeczywistości jest to zasada wykluczenia Pauliego, która zabrania dwóm elektronom bycia w tym samym stanie kwantowym.
Jeśli rdzeń ma masę ponad 1,4 masy Słońca, ciśnienie degeneracji elektronów nie może już zatrzymać zapadania się grawitacji. Rdzeń na tym etapie zapada się w gwiazdę neutronową.
Aby gwiazda neutronowa tworzyła elektrony, a protony łączą się w neutrony. W celu zachowania liczb barionowych neutrino jest emitowane w tym procesie.
Stąd powstanie gwiazdy neutronowej wytwarza ogromną liczbę neutrin.
Jakie są znaczące różnice między życiem a ostatecznym losem masywnej gwiazdy i gwiazdy średniej wielkości, takiej jak słońce?
Tam jest dużo! Ta ilustracja jest idealna w odpowiedzi na twoje pytanie.
Gęstość jądra planety to rho_1, a zewnętrznej powłoki rho_2. Promień rdzenia wynosi R, a planety 2R. Pole grawitacyjne na zewnętrznej powierzchni planety jest takie samo jak na powierzchni rdzenia, jaki jest stosunek rho / rho_2. ?
3 Przypuśćmy, że masa rdzenia planety wynosi m, a zewnętrzna powłoka jest m 'Więc pole na powierzchni rdzenia jest (Gm) / R ^ 2 I na powierzchni skorupy będzie (G (m + m ')) / (2R) ^ 2 Podane, oba są równe, więc, (Gm) / R ^ 2 = (G (m + m')) / (2R) ^ 2 lub, 4 m = m + m 'lub, m' = 3m Teraz, m = 4/3 pi R ^ 3 rho_1 (masa = objętość * gęstość) i, m '= 4/3 pi ((2R) ^ 3-R ^ 3) rho_2 = 4 / 3 pi 7R ^ 3 rho_2 Stąd, 3m = 3 (4/3 pi R ^ 3 rho_1) = m '= 4/3 pi 7R ^ 3 rho_2 So, rho_1 = 7/3 rho_2 lub (rho_1) / (rho_2 ) = 7/3
Jaka jest różnica w losie małej gwiazdy i bardzo masywnej gwiazdy?
Słońce zmieni się w białego krasnoluda. Główna sekwencja Gwiazda, podobnie jak nasze Słońce, będzie powoli spalać paliwo przez całe życie. Obecnie Słońce topi wodór do helu. Robi to od około 4,5 miliarda lat i będzie nadal palić wodór przez następne 4,5 miliarda lat, dopóki nie będzie w stanie spalić wodoru, a wszystko, co pozostanie w jego rdzeniu, to hel. W tym momencie Słońce rozszerzy swoje zewnętrzne warstwy, przekształcając się w Czerwonego Olbrzyma. Na tym etapie Słońce spali Hel do Węgla na następne 100 milionów lat, aż skończy się Hel. Na tym etapie Słońce będzie posiadało tylko Węgiel w s