De ce moartea stelele masive?

Răspuns:

-Stars mor pentru că nu mai au combustibil nuclear.

- Starurile masive își consumă mai repede combustibilul

- Stele mai mici roșii pitici va dura mai mult

Explicaţie:

• Puteți trece la punctele (•••) din partea de jos, dacă doriți să ajungeți direct la punct

Să trecem prin viața stelelor …

(Voi incerca sa nu dispar subiectul)

* Unele note înainte de a începe:

Cuvântul "masiv" în astronomie se referă la masa totală a subiectului. Deci, când se spune că o stea este masivă, nu se referă la dimensiune, ci la masa acesteia. Deși masa și dimensiunea se corelează într-un anumit grad.

Fiecare stea alimentează hidrogenul în heliu în nucleul său când este născut prima dată. Stele asemănătoare cu soarele nostru, stele care ajung să fie în jurul valorii de dimensiunea lui Jupiter numite Pitici roșii și stele supermassive care de obicei sunt de sute de ori mai masive decât soarele nostru toate suferă această primă etapă a reacției nucleare.

Cu cât o stea este mai masivă, cu atât temperatura superioară ajunge la miezul ei și cu cât ard mai repede prin combustibilul său nuclear.

Pe măsură ce o aprovizionare cu stele a hidrogenului se scurge, începe să se contracte și crește temperatura. Dacă steaua devine suficient de densă și suficient de caldă, va începe să fuzioneze elemente mai grele.

Soarele asemănătoare stelelor, odată ce arderea cu hidrogen se va termina, va ajunge destul de fierbinte și densă pentru a uni heliul cu carbon, dar este cel mai mult ca această stea (dimensiunea soarelui) să ajungă la îndeplinire. Pentru a intra în următoarea etapă a reacției nucleare, este necesară o stea de opt ori mai multe ori mai masivă decât soarele nostru.

Acum intrăm în Carbon Fusion

Soarele asemănătoare soarei ar expune straturile lor exterioare ca nebuloasă planetară și ar contracta într-un pitic alb. Iar piticii rosii care nici macar nu au facut-o pentru heliul arzator s-ar contracta pana la un pitic alb, de asemenea.

Dar vedetele mai masive dau un spectacol cataclismic …

••••••••••••

Adesea, în special la sfârșitul masei inferioare a spectrului (~ 20 de mase solare și sub), temperatura miezului crește constant și fuziunea se face pe elementele mai grele: arderea carbonului în oxigen și / sau neon și apoi chiar arderea magneziului, siliciului, și sulf, care atinge un punct culminant într-un nucleu de fier, cobalt și nichel.

Deoarece fuziunea acestor elemente ar folosi mai multă energie decât produce, nucleul se implozie și se prăbușește într-o formă supernova. După supernovă, apare unul din cele două rezultate permanente. Ori steaua supermazivă recent mort devine o stea neutronică, devine o gaură neagră.

(Http://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/05/04/how-do-the-most-massive-stars-die-supernova-hypernova-or-direct-collapse/#7392173f35fd)

(Http://www.dkfindout.com/us/space/stars-and-galaxies/death-star/)

(Http://www.sciencefocus.com/article/space/how-do-stars-die)