Vastaus:
Massiivinen rautasydämen romahtaminen vaatii neutronien neutraalipäästöjä aiheuttavien protonien muuttamisen.
Selitys:
Massiivisen tähden rautasydämen täytyy vastustaa romahtamista painovoiman aikana. Kun ydin käy läpi fuusioreaktioita, tämä vastustaa gravitaatiota. Kun fuusio pysähtyy, ytimen romahtaminen pysäytetään elektronin degeneraatiopaineella. Tämä on tosiasiallisesti Paulin syrjäytymisperiaate, joka kieltää kaksi elektronia samalla kvanttitilalla.
Jos ytimen massa on yli 1,4 aurinkopainoa, elektronin degeneraatiopaine ei enää voi pysäyttää gravitaatiota. Tässä vaiheessa ydin hajoaa neutronitähdeksi.
Jotta neutronitähti muodostaisi elektroneja ja protoneja yhdistyvät neutronit. Baryonilukujen säilyttämiseksi neutrino vapautuu prosessissa.
Näin ollen neutronitähtien muodostuminen tuottaa suuria määriä neutriinoja.
Mitkä ovat huomattavat erot massiivisen tähden ja keskikokoisen tähden, kuten auringon, elämän ja lopullisen kohtalon välillä?
Siellä on paljon! Tämä kuva on täydellinen vastaamaan kysymykseesi.
Planeetan ytimen tiheys on rho_1 ja ulkokuoren rho_2. Ytimen säde on R ja planeetan säde on 2R. Gravitaatiokenttä planeetan ulkopinnalla on sama kuin ytimen pinnalla, mikä on suhde rho / rho_2. ?
3 Oletetaan, että planeetan ytimen massa on m ja ulkokuoren m on m 'Niinpä ytimen pinnan kenttä on (Gm) / R ^ 2 Ja kuoren pinnalla se on (G (m + m ')) / (2R) ^ 2 Annettu, molemmat ovat yhtä suuret, joten, (Gm) / R ^ 2 = (G (m + m')) / (2R) ^ 2 tai 4m = m + m 'tai m' = 3m Nyt m = 4/3 piR ^ 3 rho_1 (massa = tilavuus * tiheys) ja m '= 4/3 pi ((2R) ^ 3-R ^ 3) rho_2 = 4 / 3 pi 7R ^ 3 rho2 Näin ollen 3 m = 3 (4/3 piR ^ 3 rho_1) = m '= 4/3 pi 7R ^ 3 rho_2 Niin, rho_1 = 7/3 rho_2 tai (rho_1) / (rho_2 ) = 7/3
Mikä ero on pienen tähden ja erittäin massiivisen tähden kohtalossa?
Sun muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Tärkein sekvenssi Star aivan kuten meidän Sun polttaa sen polttoaine hitaasti koko sen eliniän. Tällä hetkellä Sun sulauttaa vetyä Heliumiin. Se on tehnyt niin noin 4,5 miljardia vuotta ja se jatkaa polttamista vetyä seuraavien 4,5 miljardin vuoden ajan, kunnes se ei voi enää polttaa vetyä, ja kaikki, joka on jätetty ytimekseen, on Helium. Tässä vaiheessa aurinko laajentaa ulkokerroksensa muuttumaan Red-Giantiksi. Tässä vaiheessa aurinko polttaa Heliumin hiileksi seuraavien 100 miljoonan vuoden