تطور النجوم: الفرق بين النسختين

لا تغيير في الحجم ، ‏ قبل 5 أشهر
تعديل
(تعديل)
[[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 . وعليوعلى 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 [[كبريت|الكبريت]] و [[سيليكون (توضيح)|السيليكون]] وبعض العناصر الأخف منهما أيضا. وفي النهاية تصبح درجة الحرارة عالية بشدة يمكن عندها أن تنقسم أي نوايا ذرية وتنتج مها أنوية الهيليوم ([[جسيم ألفا|جسيمات ألفا]]) ، وعند ذلك يمكن لبعض أنوية الهيليوم أن تتحد مع بعضها ومع عناصر أثقل 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 [[التقاط إلكترون|اصطياد الإلكترونات]] من قبل الوصول إلى اندماج العناصر الثقيلة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة| مؤلف=Ken'ichi Nomoto | عنوان=Evolution of 8–10 {{Solar mass}} stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core | series=322 | صحيفة=Astrophysical Journal | تاريخ=1987 | المجلد=Part 1 | صفحات=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>{{استشهاد بدورية محكمة| مؤلف=Claudio Ritossa | مؤلف2=Enrique García-Berro | مؤلف3=Icko Iben, Jr.| عنوان=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 | صحيفة=The Astrophysical Journal | تاريخ=1999 | المجلد=515 | العدد=1 | صفحات=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 الانهيار والمتشتتة في [[مستعر أعظم|المستعر الأعظم]].