If you're seeing this message, it means we're having trouble loading external resources on our website.

Ако си зад уеб филтър, моля, увери се, че домейните *. kastatic.org и *. kasandbox.org са разрешени.

Основно съдържание
Текущ час:0:00Обща продължителност:6:41

Видео транскрипция

Вече говорихме за жизнения цикъл на звезди с маса, приблизително равна на тази на нашето Слънце. В това видео искам да говоря за звездите с по-голяма маса. Под "масивни звезди" разбирай такива с маса над 9 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Основната идея е една и съща. Започва се с огромен, основно водороден облак. В този случай той е по-голям от облаците, които са кондензирали така, че да образуват звезди като нашето Слънце. И в двата случая обаче има облак, който гравитацията в крайна сметка ще сгъсти. Ядрото ще стане достатъчно горещо и плътно, че да се запали и да започне термоядрен синтез с водород. Това е водород, който в момента реагира. Нека го запиша. В момента синтезира. Водороден термоядрен синтез. Нека го напиша така. В центъра вече има водороден синтез. Гори, а около него се намира останалият материал, съставляващ облака. Тоест останалият водород. Вече става дума за плазма, понеже е силно нагорещен. Реално е като супа от електрони и атомни ядра, а не добре сформирани атоми, особено при ядрото. Вече има водороден термоядрен синтез. Разбрахме, че това става при 10 милиона Келвина. Искам да е ясно. Понеже става дума за по-масивни звезди, дори в тази фаза ще има по-голямо гравитационно въздействие, тоест – докато звездата е в Главната последователност, пак, защото е по-масивна. Следователно и ще гори по-бързо и по-силно. Тоест това ще гори по-бързо и по-силно в сравнение с нещо от порядъка на Слънцето. Тази фаза също така ще приключи много по-бързо, отколкото при нещо с маса като на Сънцето. Животът на нашето Слънце ще трае 10-11 милиарда години. Тук става дума за цифри от порядъка на може би десетки милиони. Животът им е 1000 пъти по-кратък. Както и да е, нека помислим какво ще се случи. Дотук знаем, че каквото и да стане, то ще е по-бързо, защото се случва при по-голямо налягане, гравитация и температура. Иначе ще се случи по почти същия начин, както при звездите с по-малка маса. В един момент хелият – извинявам се, водородът – ще се слее един с друг и става на хелиево ядро, което ще има водородна обвивка около себе си. Ще има водородна обвивка около себе си, в която протича водороден термоядрен синтез. Останалата част от звездата я обгражда. Нека го отбележа. Това е хелиевото ядро. Хелият в него ще се увеличава, докато продължава синтезът от водорода. Тогава звезда с масата или големината на Слънцето започва да се превръща в червен гигант. Колкото повече хелий се синтезира, толкова по-плътно става ядрото. Колкото по-плътно става, толкова повече гравитационно налягане въздейства на водорода от обвивката тук, където се извършва синтезът. Ще освобождава все повече енергия, увеличавайки радиуса на самата звезда. Тоест основният процес, който се наблюдава с нарастването на масата на звездата, е формирането на все по-тежки елементи в ядрото. С нарастването на плътността на звездата, тези все по-тежки елементи в крайна сметка ще се запалят, "подпомагайки" ядрото. Понеже то става все по-плътно, материал от него ще се избутва все по-навън с все повече енергия. Ако обаче звездата е достатъчно масивна, няма да бъде избутан толкова навън, както при червен гигант, някоя звезда като Слънцето. Нека все пак да помислим какво ще последва. В крайна сметка, веднъж щом хелият стане достатъчно плътен, ще се запали и синтезира във въглерод. Ще се образува въглеродно ядро. Това е въглеродно ядро. Около него има хелиево ядро. Близо до центъра на хелиевото ядро има обвивка от синтезиращ хелий – хелий, а не водород – превръщащ се във въглерод, правейки ядрото по-плътно и горещо. В по-външен слой има хелий... термоядрен синтез от водород. Трябва да внимавам. Има водороден термоядрен синтез. Около него е останалата част от звездата. Този процес ще продължи по същия начин. В един момент въглеродът ще започне да синтезира. Ядрото ще се образува от все по-тежки елементи. Това е изображение от Уикипедия на една доста зряла масивна звезда. Продължават да се образуват обвивки и ядра от все по-тежки елементи докато накрая не се стигне до желязо. По-точно – желязо 56. Тоест желязо с атомна маса 56. В периодичната система атомният му номер е 26. Толкова протони има. 56 е един вид броят и на протоните, и на неутроните, макар и не точно. Дотук обаче спира процесът, защото не се отделя енергия след синтеза на желязото. Синтезирането му в по-тежки елементи изисква енергия. Процесът става ендотермичен. Тоест синтезът след желязо няма да подпомогне отделянето на енергия в ядрото. Това, което искам да е ясно, е, че така са се образували по-тежките елементи. Започва се с водород, който синтезира хелий, който синтезира въглерод, и така, във всевъзможни комбинации – няма да се спирам подробно – се синтезират все по-тежки елементи. Тук се вижда – неон, кислород, силиций. Това не са единствените образуващи се елементи, но те са основните, съставляващи ядрото. Има и други – литий, берилий, бор. Всички тези също се формират. Това се случва с всички елементи до желязо 56. Също, това е и как се стига до никел 56, за да сме точни. Ще има и никел 56, който е със същата маса като желязо 56, но просто има два неутрона по-малко и два протона повече. Тоест никел 56 също ще се образува и ще се получи ядро от никел и желязо. Само дотам обаче може да стигне една звезда, независимо от масата си, само чрез традиционния термоядрен синтез, традиционния механизъм на запалване. Иска ми се дотук да спрем, за да можеш да си помислиш какво се случва нататък, след като звездата вече не може да синтезира. Ще видим, че следва супернова.
Кан Академия – на български благодарение на сдружение "Образование без раници".