تطور النجوم: الفرق بين النسختين

لا تغيير في الحجم ، ‏ قبل 3 سنوات
ط
بوت:تدقيق إملائي (تجريبي)
ط (بوت: تصحيح أخطاء فحص ويكيبيديا)
ط (بوت:تدقيق إملائي (تجريبي))
بالنسبة إلى نجم نشأ متوسط الكتلة كالشمس تصل درجة حرارته الباطنية إلى نحو 10 مليون [[كلفن]]، وعندها يبدأ [[تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل|تفاعل بروتون-بروتون]] مما يسمح باندماج [[الهيدروجين]] ؛ أولا ينتج منه [[الديوتيريوم]] ثم يندمج فينتج [[الهيليوم]].
 
في نجوم اكبرأكبر من [[كتلة]] الشمس تحدث فيها اندماج الكربون C والنتروجين N والأكسجين O (فيما يسمى ([[دورة CNO]]) وينتج من تلك التفاعلات طاقة كبيرة تماثل تقريبا ما ينشأ من اندماح الهيروجين. وبدء تلك الاندماجات النووية يعمل سريعا على إيجاد توازن بين ضغط الإشعاع من الداخل إلى الخارج موازنا ثقالة مادة النجم وتمنع النجم من الاستمرار في الانكماش الثقالي (قوة الجاذبية). ويصبح النجم بسرعة في حالة توازن ، وتسمى تلك المرحلة للنجم مرحلة [[النسق الأساسي]] لتطوره.
 
{{صورة مشروحة|image-width=500|image-height=435|width=500|height=435
[[ملف:Evolved star fusion shells.svg|left|320px|thumb|طبقات حول نجم ذو كتلة كبيرة متطابقة مثل البصلة ، تلك هي المرحلة قبل انهيار قلب النجم على نفسه (مقياس الرسم اختياري للتوضيح)]]
 
فوق كتلة معينة تبلغ نحو 5و2 [[كتلة شمسية]] تزداد درجة حرارة باطن النجم أعلى من درجة حرارة قلب نجم متوسط . وعلي سبيل المثال إذا كانت كتلة النجم الابتدائية 10 كتلة شمسية فإن درجة حرارة قلبه تصل إلى نحو 1و1 مليار [[كلفن]] ، وهي درجة حرارة يمكن أن تحدث عندها [[عملية احتراق النيون|انقسام النيون]] بحيث يتكون منه أكسجين وهيليوم . في تلك الحالة يندمج الهيليوم مع بعض النيون مكونا [[مغنسيوم]] ؛ وتبدأ [[عملية احتراق الأكسجين|عملية إندماج الأكسجين]] ويتكون [[الكبريت]] و [[السيليكون]] وبعض العناصر الأخف منهما أيضا. وفي النهاية تصبح درجة الحرارة عالية بشدة يمكن عندها أن تنقسم أي نوايا ذرية وتنتج مها أنوية الهيليوم ([[جسيمات ألفا]]) ، وعند ذلك يمكن لبعض أنوية الهيليوم أن تتحد مع بعضها ومع عناصر اثقلأثقل خلال تفاعلات اندماج نووي .
 
عندما يكون قلب النجم كبيرا عن حد تحوله إلى [[قزم أبيض]] ومع ذلك غير كافيا لمداومة تحول النيون إلى اكسجين ومغنسيوم ينكمش قلب النجم بسبب [[اصطياد إلكترون|اصطياد الإلكترونات]] من قبل الوصول إلى اندماج العناصر الثقيلة.<ref>{{Cite journal| author=Ken'ichi Nomoto | title=Evolution of 8–10 {{Solar mass}} stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core | series=322 | journal=Astrophysical Journal | date=1987 | volume=Part 1 | pages=206–214 | bibcode=1987ApJ...322..206N | doi=10.1086/165716 | ref=harv}}</ref> يؤدي اصتياد الإلكترونات في أنوية متوسطة الثقل تكوّن عناصر متوسطة مثل الألمونيوم والصوديوم ، وهذا قد يؤدي إلى زيادة في النكماش من قبل حدوث الانهيار النهائي.<ref>{{Cite journal| author=Claudio Ritossa | author2=Enrique García-Berro | author3=Icko Iben, Jr.| title=On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, URCA Cooling, and Other Properties of an 11 M_solar Population I Model Star | journal=The Astrophysical Journal | date=1999 | volume=515 | issue=1 | pages=381–397 | bibcode=1999ApJ...515..381R | doi=10.1086/307017 | ref=harv | displayauthors=1}}</ref> ومع حدوث الانهيار فهذا يؤثر على نسب العناصر المتولدة خلال الإنهيار والمتشتتة في [[مستعر أعظم|المستعر الأعظم]].