Geliy chaqnashi

Geliy chaqnashi yulduzda geliyning yadroviy yonishining portlovchi boshlanishidir. Bu geliyning yonishi sodir bo'lgan hudud haroratning oshishi bilan tez sovib keta olmasa va keyin isitish yadro reaksiyalari tezligining oshishiga olib keladigan bo'lsa, bu sodir bo'ladi, bu esa moddaning yanada qizib ketishiga olib keladi. Geliy olovi yulduzning kimyoviy tarkibiga va ba'zi hollarda uning tuzilishiga ta'sir qiladi.

Odatda geliy chaqnashi moddasi degeneratsiyalangan gaz holatida bo'lgan qizil gigant yulduzlarning yadrolarida geliyning yonishi boshlanishini anglatadi, ammo boshqa turdagi geliy chaqnashlari boshqa ob'ektlarda, masalan, asimptotik qatlamli manbalarda paydo bo'lishi mumkin. yirik shoxli yulduzlar yoki oq mittilarda.

Xossalari

Geliy chaqnashi yulduzda geliyning yonishining boshlanishi bo'lib, u portlovchi tarzda sodir bo'ladi va qisqa vaqt ichida katta miqdorda energiya ajralib chiqadi. Bu yulduzning kimyoviy tarkibining o'zgarishiga olib keladi va strukturaning o'zgarishiga olib kelishi mumkin^[1]^[2].

Geliy chaqnashi yulduzning geliy yonishi boshlangan hududi kengayish tufayli haroratning oshishi bilan tez sovib keta olmaganida sodir bo'ladi, chunki isitish bosimning oshishi bilan birga kelmaydi. Bunday holda, geliyning yonishi paytida ajralib chiqadigan energiya ushbu mintaqadagi haroratni oshiradi, bu esa, o'z navbatida, geliy yadrolari ishtirokidagi yadro reaksiyalarining tezligini oshiradi va energiyaning ajralib chiqish quvvatini oshiradi. Bunday shartlar, masalan, bosimi buziladigan gazning bosimi bilan saqlanadigan moddada, bunda bosim deyarli haroratga bog'liq emas va shuning uchun gaz kengaymaydi^[2]^[3]^[4].

Geliyning yonishi energiyani chiqarish quvvati bilan tavsiflanadi $P$ haroratga juda bog'liq $T$ : agar bu qaramlikni kuch qonuni bilan yaqinlashtirsak $P\propto T^{\nu },$ keyin 1-2 ×10⁸ K oralig'idagi harorat uchun indeks qiymati $\nu$ 19 dan 40 gacha o'zgarib turadi, shuning uchun geliy chaqnash paytida energiya chiqishining ko'payishi juda tez sodir bo'ladi^[5]. Umuman olganda, geliyning yonishi boshida chaqnash har doim ham sodir bo'lmaydi, masalan, ba'zi sohalarda reaksiyalar tezligining oshishi uning kengayishi bilan birga bo'lib, haroratning pasayishiga olib keladigan bo'lsa, u holda gidrostatik muvozanat yuzaga keladi. saqlanib qoladi va reaksiya tezligi o'sishni to'xtatadi^[6].

Oq mittilarda va neytron yulduzlarida geliy porlaydi

Degeneratsiyalangan va ideal gazlar uchun haroratga nisbatan bosim

Eng tez-tez, geliy chirog'i vodorod allaqachon charchab, chunki geliy iborat degenerativ yadro bilan qizil gigantlari yulduz filiali yadrolari, ham Gorenje yonish boshlanishi va uch geliy reaksiya boshlanishi uchun harorat etarli emas, deb anglatadi^[1]. Uch geliy reaksiyasida muhim energiya ajratish moddadagi zichlik ×10⁶3^{bo'lsa va harorat 8}⋅10×10⁷ bo'lsa, sodir bo'ladi. Yadro massasi deyarli yulduz massasiga bog'liq emas va ayni paytda 0,48-0,50 Gorenje yadro harorati ko'taradi, lekin, chunki unda moddaning degenerat davlat bosim ortadi yadro kengaytirish emas va sovutish emas, harorat ortishi energiya ajratish tezligini oshiradi, energiya o'z navbatida, harorat ortadi, jarayon ko'chki kabi rivojlanadi, shuning uchun geliy Flash^[6]^[7] bor.

Degeneratsiyalangan yadrolar massasi 2,3 dan kam bo'lgan yulduzlarda yulduzlar evolyutsiyasining ma'lum bir bosqichida paydo bo'ladi.M ⊙ va printsipial jihatdan uch karra geliy reaksiyasi faqat massasi 0,5 dan katta bo'lgan yulduzlarning yadrolarida sodir bo'lishi mumkin.M ⊙ - engilroq yulduzlarning yadrolaridagi harorat ularning evolyutsiyasining istalgan bosqichida geliyning yonishini ta'minlash uchun etarli emas va shuning uchun yulduzlar yadrolarida geliyning chaqnashi faqat 0,5-2,3 massa diapazonidagi yulduzlarda sodir bo'ladi.M ⊙ [6]. Ko'proq massiv yulduzlar uglerod yonishi bilan o'xshash jarayonga ega bo'lishi mumkin -uglerod detonatsiyasi [8] [7].

Dastlab, energiya chiqishi juda sekin o'sib boradi - taxminan bir necha yuz ming yil davomida geliy yadrosi tomonidan chiqarilgan quvvat taxminan 1000 ga etadi. Bir necha yil o'tgach, quvvat ×10¹⁰ - ×10¹¹ darajali qiymatga etadi. , galaktikalarning yorqinligi bilan solishtirish mumkin va bir necha soniya davomida shu darajada qoladi. Yulduz yorqinligining keskin oshishi bu holda kuzatilmaydi: yadrodagi geliy chaqnashida ajralib chiqadigan energiya yulduz yuzasiga etib bormaydi, balki tashqi qatlamlari va yadro tomonidan so'riladi, bu esa qiziydi. shunday darajadaki, u degeneratsiyadan to'xtaydi, kengayadi va soviydi. Reaksiyalar tezligi pasayadi va yadroning kengayishi tufayli sovuqroq hududlarga ko'chib o'tgan vodorodli yonishning vodorod qatlami manbai qisqa vaqt ichida energiya ishlab chiqarishni to'xtatadi. Geliyning yonishi kamroq intensivlik bilan davom etadi - shunday qilib, geliy chirog'i tugaydi^[5]^[6].

Geliy chayqalishidan so'ng, yadro kattalashadi, undan oldingiga qaraganda kamroq zichroq va sovuqroq bo'ladi. Vodorod qatlami manbasida energiya chiqishi portlashdan oldingiga qaraganda ancha kam bo'lib chiqadi, shuning uchun yulduzning umumiy energiya chiqishi kamayadi. Natijada , yorug'lik taxminan kattalik tartibiga tushadi, ya'ni radiatsiya bosimi pasayadi va shuning uchun yulduzning tashqi qobiqlari siqiladi^[8]^[9]. Natijada, taxminan ×10⁴ yil davomida yulduz qizil gigant novdasining tepasidan gorizontal shoxchaga o'tadi^[10]. Bu jarayon davomida yulduz ham massasining bir qismini yoʻqotishi mumkin^[6]^[7].

Qizil gigant shoxli yulduz yadrosining markaziy qismlari ko'p miqdorda neytrinolar chiqaradi, shuning uchun geliy chaqnashdan oldin, maksimal harorat yulduzning eng markazida emas, balki neytrinoning sovishi tufayli undan ma'lum masofada joylashgan.. Aynan o'sha erda geliy porlashi sodir bo'ladi, shuning uchun undan keyin degeneratsiya faqat tashqi qatlamlardan chiqariladi, lekin ichki qatlamlardan emas. Yulduz materiyasining holat tenglamasi ideal gaz holati tenglamasiga yaqinlashguncha va yulduz markazida geliy yonishi sodir bo'lmaguncha, yana bir necha kuchsizroq, ikkilamchi geliy chaqnashlari sodir bo'ladi - taxminan ×10⁶ yil o'tadi. birinchisining boshidan oxirigacha va shu vaqt ichida taxminan 5%Yadrodagi 5% geliy uglerodga aylanadi^[5]^[6].

Qatlamli geliy chirog'i

Geliy qatlamining porlashi uglerod va kisloroddan tashkil topgan inert yadroga ega bo'lgan asimptotik gigant shoxli yulduzlarda sodir bo'ladi. Ularning yadrosi yupqa geliy qatlami bilan o'ralgan, tashqi qatlamlari esa asosan vodoroddan iborat. Dastlab geliy qatlamli manbada yonadi, lekin bir nuqtada geliy tugaydi va geliy va vodorod chegarasida vodorodning geliyga aylanishi boshlanadi. Natijada geliy qatlamining massasi asta-sekin o'sib boradi va bir muncha vaqt o'tgach, undagi sharoitlar geliyning yonishi uchun qulay bo'ladi. Buning uchun zarur bo'lgan geliy qobig'ining massasi yadro massasiga bog'liq: yadro massasi 0,8 ga teng.M_☉ bu taxminan ×10⁻³ ga tengM_☉ va yadro massasining ortishi bilan kamayadi^[2]^[6].

Yadrodagi geliy chirog'idan farqli o'laroq, bu holda geliy qatlami degenerativ emas, shuning uchun u reaksiyalar boshlanganidan keyin kengayishni boshlaydi. Biroq, geliy qatlami etarlicha nozik bo'lsa, kengayish uni sovutmaydi, balki uni isitadi. Buni tushuntirish uchun qalinligi bo'lgan geliy qatlamini ko'rib chiqishimiz mumkin $s,$ uning ichki chegarasi uzoqda joylashgan $r_{0}$ yulduz markazidan, tashqi qismi esa uzoqda $r=r_{0}+s.$ Da $s\ll r_{0}$ ifodalash mumkin $m\propto \rho r_{0}^{2}s,$ qayerda $m$ qatlamning doimiy massasi, $\rho$ uning zichligi. Shunday qilib, bu miqdorlardagi mumkin bo'lgan o'zgarishlarni, deb taxmin qilish bilan bog'lash mumkin $r_{0}$ o'zgarishsiz qoladi^[6]^[5] :

{\frac {d\rho }{\rho }}=-{\frac {ds}{s}}=-{\frac {r}{s}}{\frac {dr}{r}}.

Geliy qatlamidagi bosim tashqi qatlamlar tomonidan belgilanadi, geliy qatlami kengayishi yoki qisqarishi natijasida ko'tariladi va tushadi. Shunday qilib, bosimning o'zgarishi $P$ kengayish va demak, zichlikning o'zgarishi bilan ifodalanishi mumkin :

{\frac {dP}{P}}=-4{\frac {dr}{r}}=4{\frac {s}{r}}{\frac {d\rho }{\rho }}.

Geliy qatlami uchun holat tenglamasi har qanday holatda quyidagi shaklga ega, bu yerda $T$ harorat va $\alpha$ va $\beta$ musbat konstantalar^[6]^[5] :

{\frac {dP}{P}}=\alpha {\frac {d\rho }{\rho }}+\beta {\frac {dT}{T}}.

Agar bosimning o'zgarishini zichlikning o'zgarishi bilan ifodalasak, biz^[6]^[5] ni olamiz:

{\frac {d\rho }{\rho }}\left(4{\frac {s}{r}}-\alpha \right)=\beta {\frac {dT}{T}}.

Shunday qilib, geliy qatlami etarli darajada nozik va bo'lsa ${\textstyle 4{\frac {s}{r}}<\alpha }$ , keyin qavs ichidagi qiymat manfiy bo'ladi. Demak, geliy qatlamining kengayishi va uning zichligining pasayishi uning haroratining oshishiga olib keladi. Bunday holda, geliy chirog'i rivojlanadi va maksimal quvvatga taxminan ×10⁷ - ×10⁸ ga etadi. Geliy qobig'ining kengayishi vodorod yonadigan hududni yulduzning sovuqroq va kamroq zich qismlariga o'tkazadi, shuning uchun vodorodning yonishi to'xtaydi, lekin geliy qatlamining miltillashi tugagandan so'ng, barqaror geliy yonishi davom etadi. Ta'riflangan butun jarayon termal pulsatsiya deb ham ataladi (inglizcha: thermal pulse) va bir necha yuz yil davom etadi, bu davrda yulduz yorqinligining vaqtincha pasayishi kuzatiladi^[2]^[6]^[5].

Bir muncha vaqt o'tgach, geliy tugaydi va vodorod yulduzda yonishni boshlaydi va geliy qatlamining massasini oshiradi. U ma'lum bir massaga yetganda, geliy chaqnashi takrorlanadi - u termoyadroviy reaksiyalar va kuchli yulduz shamoli tufayli vodorod to'liq tugamaguncha takrorlanishi mumkin. Shundan so'ng, yulduz asimptotik gigant novdasini tark etadi, qisqaradi va sayyora tumanligiga aylanadi. Vaqt oralig'i $\Delta t$ qatlamlar orasidagi miltillashlar yadro massasiga bog'liq $M_{c}$ va formula bilan ifodalanishi mumkin $\lg \Delta t=7{,}55-4{,}5~M_{c},$ qayerda $\Delta t$ yillar bilan ifodalangan $M_{c}$ — quyosh massalarida^[2]^[6].

Oq mittilarda va neytron yulduzlarida geliy porlaydi

Geliy chaqnashi hamroh yulduzning moddasi to'planib borayotgan oq mittida paydo bo'lishi mumkin. Misol uchun, agar geliy oq mitti massasi 0,6 dan katta bo'lsaM_☉, keyin unda geliy chirog'i paydo bo'ladi, uning davomida taxminan ×10⁴⁴ J energiya chiqariladi. Bunda oq mitti materiya kengayib, I tipdagi oʻta yangi yulduz portlashi kuzatiladi.Agar geliy uglerod-kislorodli oq mitti ustiga toʻplansa ham epidemiya sodir boʻlishi mumkin: geliyning massasi 0,1–0,3 boʻlganda.M_☉, portlash sodir bo'ladi, bunda oq mitti ham butunlay uchib, ham tirik qolishi mumkin^[2]^[6].

Agar geliy neytron yulduzga to'plangan bo'lsa, uning qobig'ida davriy geliy chaqnashlari ham sodir bo'lishi mumkin va bu holda neytron yulduzi yorilish sifatida kuzatiladi^[2]^[11].

Eslatmalar

https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%81%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%B5%D1%82
https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%81%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%B5%D1%82
Baturin V. A., Mironova I. V. Yadroda geliy porlashi. Astronet lug'ati.^{[sayt ishlamaydi]} 2021-yil 7-mayda olindi. Asl nusxadan 2021-yil 7-mayda arxivlangan.Baturin V. A., Mironova I. V. Yadroda geliy porlashi. Astronet lug'ati. 2021-yil 7-mayda olindi. Asl nusxadan 2021-yil 7-mayda arxivlangan. Архивная копия от 5 июня 2020 на Wayback Machine
Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A.. Stellar Structure and Evolution. Springer, 2012. ISBN 978-3-642-30304-3.
Salaris M., Cassisi S.. Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester: John Wiley & Sons, 2005. ISBN 978-0-470-09219-X. Fizika va muhandislik entsiklopediyasi

Adabiyotlar

Baturin V. A., Mironova I. V. Yadroda geliy porlashi. Astronet lug'ati. 2021-yil 7-mayda olindi. Asl nusxadan 2021-yil 7-mayda arxivlangan. Архивная копия от 5 июня 2020 на Wayback Machine
Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A.. Stellar Structure and Evolution. Springer, 2012. ISBN 978-3-642-30304-3.
Salaris M., Cassisi S.. Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester: John Wiley & Sons, 2005. ISBN 978-0-470-09219-X.

Andoza:Добротная статья

↑ ^1,0 ^1,1 {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.
↑ ^2,0 ^2,1 ^2,2 ^2,3 ^2,4 ^2,5 ^2,6 {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.
↑ {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.
↑ Salaris, Cassisi 2005, ss. 148–149, 189–190.
↑ ^5,0 ^5,1 ^5,2 ^5,3 ^5,4 ^5,5 ^5,6 Kippenhahn et al. 2012.
↑ ^6,00 ^6,01 ^6,02 ^6,03 ^6,04 ^6,05 ^6,06 ^6,07 ^6,08 ^6,09 ^6,10 ^6,11 Salaris, Cassisi 2005.
↑ ^7,0 ^7,1 Karttunen et al. 2007.
↑ {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.
↑ {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.
↑ {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.
↑ {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[:0-1] 1,0 ^1,1 {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[:1-2] 2,0 ^2,1 ^2,2 ^2,3 ^2,4 ^2,5 ^2,6 {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[3] {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[FOOTNOTESalaris,_Cassisi2005148–149,_189–190-4] Salaris, Cassisi 2005, ss. 148–149, 189–190.

[FOOTNOTEKippenhahn_et_al.2012-5] 5,0 ^5,1 ^5,2 ^5,3 ^5,4 ^5,5 ^5,6 Kippenhahn et al. 2012.

[FOOTNOTESalaris,_Cassisi2005-6] 6,00 ^6,01 ^6,02 ^6,03 ^6,04 ^6,05 ^6,06 ^6,07 ^6,08 ^6,09 ^6,10 ^6,11 Salaris, Cassisi 2005.

[FOOTNOTEKarttunen_et_al.2007-7] 7,0 ^7,1 Karttunen et al. 2007.

[8] {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[9] {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[10] {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[11] {{Veb manbasi}} andozasidan foydalanishda sarlavha= parametrini belgilashingiz kerak. „{{{title}}}“.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]