Odpowiedź:
Słońce zmieni się w białego krasnoluda.
Wyjaśnienie:
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 swoim rdzeniu i nie będzie wystarczająco gęste, aby przekształcić go w inne cięższe elementy. Słońce ponownie zmieni swoje położenie i zrzuci swoje zewnętrzne warstwy do przestrzeni, tworząc mgławicę planetarną z Białym Krasnoludem w centrum. To prawie życie gwiazdy normalnej wielkości. Szacuje się, że po 100 miliardach lat po utworzeniu białego karła Biały Krasnolud ostygnie i przekształci się w Czarnego Krasnoluda, Martwą Gwiazdę bez Promieniowania, ale jest to całkowicie hipotetyczne, ponieważ Wszechświat nie jest wystarczająco stary.
Większa Gwiazda, znacznie większa niż nasze Słońce, Super Giganty, Hyper Giants, spali swój Wodór znacznie szybciej niż nasze Słońce, biorąc pod uwagę ich Rozmiar i wyższy zakres temperatur. Spalą wodór do helu w ciągu kilku do 100 milionów lat, a następnie przekształcą się w czerwono-nadolbrzymów. W tym momencie spłoną hel do węgla, a następnie węgiel do innych cięższych pierwiastków, takich jak żelazo, krzem i azot itd. Żelazo jest najbardziej stabilnym elementem, po tym jak te masywne gwiazdy mają tylko żelazo w swoich rdzeniach, reakcje syntezy zatrzymają się i tam nie będzie zewnętrznej presji, aby zrównoważyć grawitację działającą do wewnątrz, a Gwiazda zapadnie się na swoim rdzeniu, co spowoduje gwałtowny wybuch Supernowej.
Biorąc pod uwagę rozmiar gwiazdy, gwiazda około 3 razy większa od naszego Słońca zamieni się w gwiazdę neutronową, podczas gdy gwiazda jeszcze bardziej masywna zmieni się w czarną dziurę. Gęsty region, z którego nawet światło nie może uciec.
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 definicja gwiazdy masywnej?
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 gęstsz
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