W rdzeniu gwiazdy, niezależnie od typu, ciśnienie i temperatura są wystarczająco wysokie, aby wycisnąć jądra atomowe poprzez inicjację syntezy jądrowej. Na przykład jądra wodoru łączą się ze sobą, tworząc Hel i od Helu do innych cięższych pierwiastków, ale im cięższy pierwiastek, tym większe ciśnienie i temperatura wymagane do stopienia tego elementu w znacznie cięższy pierwiastek.
Słońce na swoim głównym etapie sekwencji spali wodór do helu, a gdy nie będzie już miało więcej wodoru do spalenia, spali hel, ale fuzja helu wymaga znacznie większej gęstości, co sugeruje, że Słońce będzie o wiele bardziej gęstsze w stadium Czerwonego Olbrzyma, a następnie sekwencja główna Etap. Nawet jeśli Słońce w stadium Czerwonego Giganta będzie masywne i znacznie większe, nie spali cięższych elementów, elementów cięższych niż węgiel.
W znacznie masywniejszych gwiazdach ciśnienie i temperatura wewnątrz jądra są znacznie wyższe niż Słońce, więc to ciśnienie pozwala na szybsze stopienie większej ilości wodoru, co powoduje, że bardziej masywne gwiazdy żyją krótko. W przeciwieństwie do Słońca, masywne gwiazdy, znacznie bardziej masywne niż nasze Słońce, około 8 razy większe od masy naszego Słońca, po spaleniu całego helu na węgiel mogą również spalić ten węgiel na inne cięższe pierwiastki, takie jak Magnez, Neon i Sód itd. I po prostu nie, że mogą spalić Magnez w tlen, tlen do krzemu i od krzemu do żelaza. Reakcja fuzji Zatrzymuje się po wypełnieniu rdzenia gwiazdy żelazem, ponieważ żelazo jest najbardziej stabilnym elementem.
Po całym tym spalaniu i fuzji gwiazdy o wyższej masie żyją tylko przez kilka milionów lat, ponieważ spalają paliwo znacznie szybciej niż gwiazdy o niskiej masie.
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.
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
Jaka teoria potwierdza, że upadek żelaznego rdzenia masywnej gwiazdy wytwarza neutrina?
Masywne zapadnięcie się rdzenia żelaznego wymaga przekształcenia protonów w neutron, co powoduje emisję neutrin. 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