Les sources d'énergie des étoiles

Admin Mai 2, 2015 Éducation 134 0
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Chaque étoile dans l'univers est alimenté par un processus appelé la fusion nucléaire. Étoiles se composent principalement de l'hydrogène, et les conditions extrêmes présentes dans le noyau d'une étoile que l'hydrogène est forcé de se confondent. Et «l'immense énergie libérée lors de ce processus qui produit la lumière et la chaleur d'une étoile.

La naissance d'une étoile

Les étoiles se forment dans de vastes nuages ​​appelés galactique nébuleuses qui contiennent principalement de l'hydrogène, l'élément le plus simple et le plus abondant dans l'univers. Pendant des millions d'années, l'attraction gravitationnelle provoque l'hydrogène et d'autres oligo-éléments dans un groupe nébuleux ensemble pour former une sphère de plus en plus de gaz dense. La température élevée et une pression au centre de ce gaz sphère pousse les atomes d'hydrogène suffisamment proches pour former des atomes d'hélium. La fusion nucléaire appelé, ce processus génère une immense quantité d'énergie sous forme de chaleur et de la lumière du soleil.

Fusion nucléaire dans une étoile

Un atome d'hydrogène est constitué d'un noyau unique orbite du proton chargé positivement par un seul électron chargé négativement. Normalement, la répulsion électromagnétique empêche protons de la fusion; Toutefois, les températures et des pressions extrêmes au centre d'une étoile causent deux protons à venir suffisamment rapprochés pour la force nucléaire forte prenne effet. Ce pouvoir ne fonctionne que sur une très courte distance, mais il est beaucoup plus fort que l'électromagnétisme.


L'un de ces changements protons condensé ensuite dans la troisième particule subatomique, une charge neutre de neutrons, pour donner un atome de deutérium. Il ya une légère différence de masse entre deux protons et un noyau de deutérium; cette différence est libérée sous forme d'énergie, tel que décrit par l'équation d'Einstein E = mc ^ 2 (où E est l'énergie, m est la masse, c est la vitesse de la lumière).

Le noyau de deutérium va subir d'autres réactions de fusion, soit avec un proton pour former de l'hélium 3 ou un autre noyau pour former du deutérium de l'hélium 4 Chaque réaction produit plus d'énergie et maintient le noyau de l'étoile à une température extrêmement élevée. Le noyau du soleil, par exemple, a une température de 27.000.000 degrés F.

La vie d'une étoile

Combien de temps vit une étoile dépend de la façon de l'hydrogène a et la rapidité avec laquelle change de l'hydrogène en hélium. Notre Soleil est d'environ 5 milliards d'années, a suffisamment d'hydrogène pour brûler pendant encore 5 milliards d'années. Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche de notre système solaire, est une naine rouge qui vivent pour des milliards d'années, la consommation d'hydrogène très lentement. En revanche, une étoile bleue chaud comme Sirius A vivra que pour environ 1 milliard ans avant son hydrogène est consommé.

mort et la renaissance ---

Le destin d'une étoile, une fois son hydrogène a été appauvri dépend de sa masse. Notre soleil se développer pour devenir une géante rouge avec un diamètre sensiblement augmenté; sera également beaucoup plus lumineux que le présent. La pression encore plus élevée et la température dans le coeur d'un géant rouge permet d'atomes d'hélium se combinent pour former des éléments plus lourds tels que le lithium, le béryllium et le bore.

Une fois l'hélium dans le Soleil est épuisée, la fusion est également impossible. La gravité fera le coeur de l'étoile effondrée pour former ce qu'on appelle la matière dégénérée, alors que ses couches externes seront payés espace rudimentaire. Le noyau compact est appelé une naine blanche. Une naine blanche n'a pas de source de combustible, il émet de la lumière pour des milliards d'années, en raison de sa très haute température. Cela peut aller jusqu'à 45 000 degrés F.

Étoiles les plus lourdes se développer pour devenir des supergéantes rouges et subir d'autres réactions pour former des éléments tels que le carbone, l'azote et l'oxygène. Comme la complexité des éléments augmente, il en va de la pointe des conditions nécessaires pour les former, avec supergéantes plus lourd étant assez chaud pour la production de chrome, de manganèse ou même le fer, le plus stable de tous les éléments. Ces étoiles sont mortes forme la plus explosive de supernovae avec leurs âmes à comprimer suffisamment pour former des étoiles à neutrons ou trous noirs même. Les restes gazeux de supergéantes rouges aussi perdent leurs couches externes. Ces gaz sont à la dérive dans l'espace et pourraient un jour faire partie d'une nébuleuse et une nouvelle étoile.

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