Yjet e sekuencës kryesore: sinteza e hidrogjenit
Linas JuozėnasTë ndash
Harku i dijes · Universi · Kapitulli 04 / Artikulli 02
Yjet e sekuencës kryesore
Gjatë pjesës më të madhe të jetës së një ylli, kur ndodhin reaksione bërthamore, hidrogjeni në bërthamën e tij shndërrohet në helium. Drita duket e qëndrueshme, sepse ylli rregullon vazhdimisht strukturën e vet dhe e përdor lëndën djegëse ngadalë.
Çfarë e mban yllin të shkëlqejë?
Dielli shkëlqen prej miliarda vjetësh. Këtë e mundësojnë rezervat e mëdha të hidrogjenit, procesi i ngadaltë i shndërrimit të tij në helium dhe struktura e brendshme që reagon ndaj ndryshimeve në ekuilibrin energjetik.
E ashtuquajtura sekuencë kryesore është faza në të cilën shkrirja e vazhdueshme e hidrogjenit në bërthamë është burimi kryesor afatgjatë i energjisë. Në të bëjnë pjesë xhuxhët e zbehtë të kuq, yjet e ngjashëm me Diellin dhe yjet masive verbueshëm të ndritshëm, jetëgjatësitë e të cilëve ndryshojnë shumë.[1], [3]
Në artikullin e mëparshëm, ndoqëm formimin e reve molekulare dhe protoyjeve. Këtu shqyrtojmë strukturën jetëgjatë të yllit që formohet kështu.
Ku ndodhet një yll i sekuencës kryesore në diagramë?
E ashtuquajtura diagramë Hercšprung-Rasel, zakonisht e shkurtuar si diagramë H–R, krahason fuqinë e përgjithshme të rrezatimit të yllit – ndriçimin e tij – me temperaturën efektive të sipërfaqes. Sipas marrëveshjes, yjet më të nxehta janë në të majtë, ndërsa më të ftohtat në të djathtë.
Yjet e sekuencës kryesore zënë një brez të gjerë, nga yjet e nxehtë me ndriçim të lartë lart majtas deri te yjet e ftohtë e të zbehtë poshtë djathtas. Brezi krahason kryesisht yje me masa të ndryshme. Ndërsa ndryshon brendësia e një ylli të caktuar, ai lëviz përgjatë trajektores së vet evolucionare.[14]
Temperatura e sipërfaqes dhe temperatura e bërthamës janë madhësi të ndryshme. Temperatura efektive e sipërfaqes së Diellit është rreth 5 800 K, ndërsa, sipas modeleve, temperatura në qendrën e tij arrin rreth 15,7 milionë K.[2]
Rrezja është gjithashtu e rëndësishme. Një gjigante e madhe mund të rrezatojë me intensitet, edhe pse sipërfaqja e saj është e ftohtë, ndërsa një xhuxhe e bardhë kompakte mund të jetë e nxehtë, por me ndriçim të ulët. Prandaj, vetëm temperatura nuk tregon as ndriçimin e yllit, as nëse ai bën pjesë në sekuencën kryesore.[14]
Pse ylli as nuk shembet, as nuk shpërndahet?
Në thellësitë e një ylli, presioni është më i madh se pranë sipërfaqes së tij. Kjo rënie e presionit drejt pjesës së jashtme krijon një forcë që i kundërvihet gravitetit. Në ekuilibër hidrostatik të përafërt, forca e gradientit të presionit balancon forcën gravitacionale të drejtuar nga brenda.
Te një yll i ngjashëm me Diellin, kontributin më të madh e jep presioni i gazit, i shkaktuar nga grimcat e nxehta. Rrezatimi krijon gjithashtu presion, rëndësia e të cilit rritet te yjet shumë masivë. Fuzioni bërthamor shton rezervat e energjisë; ai vetë nuk është forcë mekanike e drejtuar nga jashtë.[1], [2]
Ekuilibri i presionit në një ekuacion
dP/dr = −G M(r) ρ / r2
Ekuacioni përshkruan një yll pothuajse në gjendje të qëndrueshme dhe sferik. Për shkak të rrotullimit dhe faktorëve të tjerë më të ndërlikuar, mund të nevojitet një përshkrim më i hollësishëm.[1]
Termostati i thjeshtuar i një ylli
Plėtimasis gali atvėsinti žvaigždės vidų
Kintant energijos kiekiui žvaigždėje, ji gali plėstis. Įprastomis pagrindinės sekos sąlygomis vėstant lėtėja temperatūrai jautrios branduolių sintezės reakcijos, o tai padeda atkurti pusiausvyrą.
Traukimasis gali pakelti temperatūrą
Žvaigždei traukiantis, dėl gravitacijos išsiskiria energija. Kaitimas gali paspartinti branduolių sintezę ir taip padėti kompensuoti energijos trūkumą.
Šis paaiškinimas taikomas įprastai žvaigždžių vidaus medžiagai, kuri daugiausia elgiasi kaip idealiosios dujos. Mechaninės pusiausvyros palaikymo ir šiluminio prisitaikymo laiko mastai skiriasi, o žvaigždės sandara toliau evoliucionuoja net ir apytikriai išlaikant tiek mechaninę, tiek šiluminę pusiausvyrą.[1]
Net ir vykstant stabiliam branduoliniam degimui žvaigždės centre, jos paviršius gali būti aktyvus. Dėmės, žybsniai ir svyravimai gali keisti stebimą žvaigždės spindesį, nenutraukdami jos pagrindinės sekos etapo.
Kaip vandenilio sintezė aprūpina žvaigždę energija?
Karštame žvaigždės branduolyje vandenilis yra jonizuotas: jo branduoliai yra protonai, judantys tarp laisvųjų elektronų. Per reakcijų seką vandenilis virsta heliu. Reakcijų produktų masė yra šiek tiek mažesnė už pradinių medžiagų masę, o šis skirtumas išsiskiria energijos pavidalu.
Apie 0,7 % reakcijose dalyvaujančio vandenilio masės virsta energija vykstant bendrajam vandenilio virtimo heliu procesui. Dalį energijos išneša neutrinai, o likusioji padeda kaitinti žvaigždę ir palaikyti jos šviesį.[3]
Protonų–protonų grandinės
Šie reakcijų tinklai prasideda nuo vandenilio branduolių. Pradinė protonų–protonų reakcija apima lėtą silpnosios sąveikos etapą, per kurį vienas protonas virsta neutronu ir taip sudaromos sąlygos susidaryti deuteriui.
Vėlesnių reakcijų metu susidaro helis. Įprastas trijų etapų aprašymas atitinka vieną šaką, vadinamą pp I; vyksta ir kitų šakų reakcijos.
CNO ciklai
Anglies, azoto ir deguonies branduoliai veikia kaip katalizatoriai kitame vandenilio virtimo heliu reakcijų kelyje. Jie padeda vykti reakcijų tinklui, kurio pagrindinis galutinis produktas vis tiek yra helis.
Šių reakcijų kelių santykinis indėlis priklauso nuo temperatūros ir sudėties, todėl nėra vienos universalios žvaigždės masės ar temperatūros vertės, ties kuria visos žvaigždės pereitų nuo vieno reakcijų kelio prie kito.[3]
Në Diell ndodhin të dy mekanizmat. Neutrinot CNO të zbuluara nga eksperimenti „Borexino“ konfirmuan se cikli CNO kontribuon në shkrirjen që ndodh në Diell, megjithëse pjesën më të madhe të fuqisë së Diellit e siguron zinxhiri proton-proton.[6]
Të dyja rrugët e reaksionit bazohen në tunelimin kuantik, i cili u mundëson bërthamave të ngarkuara të afrohen mjaftueshëm që të ndodhë reaksioni, pavarësisht shtytjes së tyre elektrike. Fazat e hollësishme të këtyre reaksioneve trajtohen në artikullin vijues Rrugët e shkrirjes bërthamore.
Si arrin energjia në sipërfaqe?
Energjia brenda yjeve transportohet kryesisht me transport rrezatues dhe konvekcion. Rrezatimi përhapet përmes difuzionit, me procese të përsëritura përthithjeje, emetimi dhe shpërndarjeje. Konvekcioni transporton energji përmes lëvizjeve makroskopike të gazit, kur shtresëzimi bëhet i paqëndrueshëm.
Në një zonë të caktuar mund të prodhohet energji bërthamore dhe të transportohet me rrezatim, ose të prodhohet energji dhe të transportohet me konvekcion. Prandaj, vetëm vendi ku ndodh shkrirja nuk tregon mekanizmin e transportit të energjisë.
Konvekcion në të gjithë yllin
Yjet me masë shumë të vogël, masa e të cilëve është më e vogël se afërsisht 0,35 masa diellore, zakonisht janë plotësisht konvektivë. Kufiri i këtij kalimi varet nga modeli dhe përbërja; xhuxhët e tipit M me masë më të madhe mund të kenë zona të transportit rrezatues.[4]
Brenda - transport rrezatues, jashtë - konvekcion
Bërthama ku ndodh shkrirja ndodhet brenda zonës së brendshme të transportit rrezatues të yllit. Mbështjella konvektive e Diellit fillon afërsisht në 71% të rrezes së tij, duke u matur nga qendra.[2]
Bërthamë konvektive
Prodhimi shumë i përqendruar i energjisë shpesh çon në formimin e një bërthame konvektive, ndërsa në mbështjellën që e rrethon mbizotëron kryesisht transporti rrezatues. Mund të formohen edhe zona të tjera konvektive lokale.[9]
Si të kuptoni diagramet e prerjes: ngjyra blu në të gjelbër shënon konvekcionin, ndërsa e arta - transportin rrezatues. Zona qendrore e shkrirjes së yllit të ngjashëm me Diellin, e shënuar me ngjyrë portokalli, është pjesë e zonës së tij të brendshme të transportit rrezatues; në bërthamën e yllit masiv ndodh shkrirja e hidrogjenit dhe energjia transportohet me konvekcion. Linjat e rrezatimit simbolizojnë difuzionin e energjisë përmes shumë ndërveprimeve. Në figurë, yjet paraqiten me përmasa të njëjta, ndërsa përmasat relative të shtresave janë skematike.
Konvekcija gjithashtu përzien materialin. Ajo mund të sjellë hidrogjen të ri në zonën e djegies dhe të rishpërndajë heliumin. Sasia e materialit që përzihet ndikon te rezervat e disponueshme të karburantit dhe evolucioni i mëtejshëm i yllit.[4], [9]
Kodėl masyvesnės žvaigždės gyvena trumpiau?
Didėjant žvaigždės masei, joje yra daugiau vandenilio, tačiau kartu kinta jos vidinis slėgis, temperatūra ir išspinduliuojama galia. Didžiojoje pagrindinės sekos dalyje šviesis didėja gerokai sparčiau negu masė. Todėl masyvios žvaigždės savo kurą sunaudoja daug greičiau.
tMS ∝ f M / L
Dažnai cituojamas sąryšis L ∝ M3,5 yra apytikslis ir galioja tik ribotuose masės intervaluose. Atskirųjų dvinarių žvaigždžių stebėjimai rodo, kad skirtinguose masės intervaluose reikia taikyti skirtingus laipsnio rodiklius. Taikant tą patį laipsnio rodiklį visoms raudonosioms nykštukėms ir masyvioms žvaigždėms, gaunami klaidinantys rezultatai.[10]
| Žvaigždės pavyzdys | Apytikslė gyvavimo trukmė | Kodėl tai tik apytikslis įvertis |
|---|---|---|
| Maža raudonoji nykštukė Apie 0,1 M⊙ |
Keli tūkstančiai milijardų metų | Tokią trukmę numato žvaigždžių modeliai; Visata dar gerokai per jauna, kad tokia pavienė žvaigždė jau būtų baigusi šį etapą.[7] |
| Į Saulę panaši žvaigždė Apie 1 M⊙ |
Apie 10 milijardų metų | Suapvalinta pagal Saulės modelį apskaičiuota trukmė. Detalės priklauso nuo cheminės sudėties ir ankstesnės evoliucijos.[8] |
| Masyvi žvaigždė Apie 12 M⊙ |
Apie 15–20 milijonų metų | Pavyzdiniai Saulės metalingumo modeliai, pagrįsti skirtingomis prielaidomis apie sukimąsi.[9] |
| Labai masyvi žvaigždė Apie 60 M⊙ |
Keli milijonai metų | Didelis šviesis, medžiagos maišymasis, žvaigždžių vėjai ir kintanti masė – visa tai turi įtakos gyvavimo trukmei.[9] |
M⊙ žymi vieną Saulės masę. Nurodytos apytikslės viso etapo trukmės, o ne konkrečioms stebimoms žvaigždėms likęs gyvavimo laikas.
Visiškai konvekcinės raudonosios nykštukės gali sunaudoti didesnę savo vandenilio atsargų dalį nei žvaigždės, kurių kurą deginantys branduoliai yra atskirti nuo didžiosios apvalkalo dalies. Jų mažas šviesis ir veiksmingas medžiagos maišymasis kartu paaiškina nepaprastą jų ilgaamžiškumą.[7]
Kaip Saulė evoliucionuoja būdama pagrindinėje sekoje?
Modelet diellore përshkruajnë një yll që është bërë gradualisht më i ndritshëm. Në fillim të sekuencës kryesore, Dielli lëshonte vetëm rreth 70 % të energjisë që lëshon sot, ndaj faza e qëndrueshme nuk nënkupton ndriçim të pandryshueshëm.[8]
Ndërsa hidrogjeni shndërrohet në helium, ndryshojnë përbërja e bërthamës dhe numri i grimcave që krijojnë presion për njësi mase. Brendësia e yllit përshtatet, ndërsa temperatura qendrore dhe ndriçimi i tij ndryshojnë. Gjatë gjithë këtij shndërrimi të ngadaltë, gjendja e yllit mund të mbetet pranë ekuilibrit.[2]
Sekuenca kryesore me moshë zero
E ashtuquajtura ZAMS është pikë referimi modelore për fillimin e fazës së sekuencës kryesore. „Mosha zero“ këtu nuk e përjashton periudhën e mëparshme të rritjes dhe tkurrjes së protoyllit.
Sekuenca kryesore në moshë përfundimtare
Kufiri TAMS shënon përfundimin e djegies së qëndrueshme të hidrogjenit në bërthamë. Kur qendra arrin këtë fazë, pjesët e tjera të yllit mund të përmbajnë ende shumë hidrogjen.
Masa është faktori më i rëndësishëm, por ndikojnë edhe të tjerë
Përbërja kimike ndikon te patejdukshmëria, sasia e karburantit në dispozicion dhe shpejtësia e reaksioneve. Astronomët i quajnë „metale“ elementet më të rënda se heliumi; bollëku i tyre ndikon në ndryshimet e pozicionit dhe evolucionit të yllit. Rrotullimi dhe përzierja e brendshme mund të ndryshojnë sasinë e karburantit në dispozicion të bërthamës dhe të zgjasin kohëzgjatjen e modeluar të jetës në sekuencën kryesore.[9]
Si përcaktojnë astronomët se çfarë ndodh brenda një ylli?
Shkëlqimi i matur mundëson përcaktimin e ndriçimit vetëm pasi të merren parasysh distanca dhe zbehja e dritës midis yllit dhe vëzhguesit. Spektrat ndihmojnë në përcaktimin e temperaturës efektive dhe përbërjes kimike të sipërfaqes. Paralakset dhe fotometria e „Gaia“-s zbulojnë sekuenca të hollësishme yjore dhe ndikimin e popullatave të ndryshme.[14]
Orbitat e sistemeve binare
Lëvizja e yjeve të përshtatshëm binarë, së bashku me gjeometrinë e orbitave, mundëson matjen e masave. Eklipset mund të kufizojnë edhe vlerat e rrezeve dhe kështu të ofrojnë prova të rrepta për modelet yjore.[10]
Lëkundjet yjore
Në astroseizmologji, modelet e lëkundjeve përdoren për të kufizuar strukturën e brendshme dhe, te yjet e përshtatshëm, edhe parametrat e rrotullimit dhe përzierjes. Modalitete të ndryshme mundësojnë studimin e rajoneve të ndryshme.[15]
Neutrinat diellore
Neutrinai lengvai ištrūksta iš Saulės vidaus ir liudija jame vykstančias branduolines reakcijas. Jie suteikia informacijos, papildančios paviršiaus šviesos ir virpesių duomenis.[6]
Žvaigždžių spiečiai suteikia bendrą laikrodį
Daugelis spiečiaus žvaigždžių susiformavo per palyginti trumpą laikotarpį. Masyviausios narės pirmos sunaudoja branduolio vandenilį, todėl susidaro posūkis iš pagrindinės sekos spiečiaus diagramoje.
Astronomai šį dėsningumą lygina su izochronomis, modelių prognozėmis vienodo amžiaus, bet skirtingų masių žvaigždėms. Nustatomas amžius priklauso nuo cheminės sudėties, atstumo, šviesos slopinimo, maišymosi ir kitų prielaidų. Spalva ir šviesis neleidžia vienareikšmiškai nustatyti kiekvienos atskiros žvaigždės amžiaus.[11]
Kodėl kai kurios spiečiaus žvaigždės gali atrodyti netikėtai jaunos?
Mėlynosios atsilikėlės yra aukščiau ir mėlyniau nei įprastas spiečiaus posūkis iš pagrindinės sekos. Masės perdavimas arba susiliejimai gali sukurti masyvesnes žvaigždes, kurių išvaizda nebeatitinka tokio pat amžiaus izoliuotos žvaigždės istorijos.
Tai tariamas atjaunėjimas dėl pasikeitusios masės ir kuro atsargų. Jis nepradeda iš naujo skaičiuoti laiko, praėjusio nuo pradinių žvaigždžių susidarymo.[13]
Gausiausios žvaigždės nebūtinai suteikia daugiausia šviesos
Mažos masės žvaigždės gali sudaryti daugumą populiacijos žvaigždžių, bet suteikti palyginti nedidelę jos bendro šviesio dalį. Milžinės ir kitos evoliucionavusios žvaigždės gali vyrauti tam tikruose bangos ilgių ruožuose, ypač senesnėse populiacijose. Aiškinant galaktikos šviesą, būtina atsižvelgti į jos žvaigždžių masių ir evoliucijos etapų įvairovę.[12]
Kas būna po pagrindinės sekos?
Į Saulę panašiai žvaigždei sunaudojus vandenilį, lieka daug helio turintis branduolys, kuris traukiasi, o aplinkiniame sluoksnyje vandenilio sintezė tęsiasi. Visai sandarai persitvarkant, apvalkalas plečiasi ir žvaigždė pereina pomilžinės bei raudonosios milžinės evoliucijos etapus.[16]
Kintantis branduolys, energijos išsiskyrimas sluoksnyje ir apvalkalo sandara kartu lemia, kaip žvaigždė plečiasi.
Visai kitokia prognozuojama ateitis
Pagal modelius mažiausios masės vandenilį deginančios žvaigždės gali panaudoti gerokai didesnę savo kuro dalį ir išvengti įprasto milžinės etapo. Vėlyvoji jų evoliucija tebėra prognozė, siekianti gerokai už dabartinį Visatos amžių.[7]
Tolesnis kuro degimas ir žvaigždžių liekanos
Į Saulę panašios žvaigždės ilgainiui degina helį ir palieka baltąsias nykštukes. Masyvios žvaigždės pereina papildomus etapus, tačiau branduolio kolapso baigtis priklauso nuo evoliucijos suformuotos jų sandaros; ryški supernova nėra garantuota.[16], [17]
Pagrindinės sekos etapas lemia cheminę sudėtį ir vidinę sandarą, su kuriomis žvaigždė pradeda šiuos vėlesnius etapus. Todėl norint suprasti, kokios liekanos susidaro vėliau, būtina suprasti kuro sąnaudas ir medžiagos maišymąsi šiame etape.
Šios vėlesnės evoliucijos šakos nagrinėjamos straipsniuose Mažos masės žvaigždės: raudonosios milžinės ir baltosios nykštukės ir Didelės masės žvaigždės: supermilžinės ir branduolio kolapso supernovos.
Tolygiai šviečiančios žvaigždės vidus kinta.
Pagrindinės sekos žvaigždėje slėgis atsveria gravitaciją, o vandenilis virsta heliu. Jos masė, cheminė sudėtis ir medžiagos maišymasis lemia, kaip ryškiai ji šviečia ir kiek laiko užteks jai prieinamo kuro.
Toliau išsamiau aptariami Branduolių sintezės keliai – reakcijų tinklai, dėl kurių šis ilgas žvaigždės evoliucijos etapas yra įmanomas.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Moksliniai straipsniai, autorių apžvalgos ir žvaigždžių sandaros paskaitų konspektai. Skaitinės gyvavimo trukmės vertės yra iliustraciniai modelių rezultatai. H–R diagrama ir žvaigždžių vidaus vaizdai yra scheminiai paaiškinimai; atskirai pažymėta atskaitinė Saulės padėtis.
- Pols (2011) — Žvaigždžių sandara ir evoliucijaAutoriaus paskaitų konspektai apie hidrostatinę pusiausvyrą, energijos balansą ir savosios gravitacijos veikiamos žvaigždės reakciją į pokyčius.
- Christensen-Dalsgaard (2021) — Saulės sandara ir evoliucijaSaulės modeliai, energijos pernaša jos viduje, branduolio temperatūra ir helioseismologiniais duomenimis nustatomi apribojimai.
- Acharya ir kt. (2025) — Saulės branduolių sintezė III: nauji duomenys ir teorija apie vandenilį deginančias žvaigždesProtonų–protonų grandinių ir CNO ciklų branduolinė fizika.
- Feiden, Skidmore dhe Jao (2021) — Boshllëku i Gaia-s dhe fizika e yjeve me masë të vogël. I. Kufiri i yjeve plotësisht konvektivëKalimi mes yjeve plotësisht konvektivë dhe yjeve që kanë zona të transportit rrezatues.
- Prša etj. (2016) — Vlerat nominale të zgjedhura për madhësitë diellore dhe planetare: Rezoluta B3 e IAU-së, 2015Temperatura efektive nominale e Diellit, e përdorur për të përcaktuar pozicionin e Diellit në diagramin skematik H–R.
- Bashkëpunimi Borexino (2020) — Dëshmi eksperimentale për neutrinot e prodhuara nga cikli i sintezës CNO në DiellDëshmi të drejtpërdrejta se në Diell, krahas reaksioneve mbizotëruese proton-proton, zhvillohet edhe cikli CNO.
- Adams, Laughlin dhe Graves (2004) — Xhuxhët e kuq dhe fundi i sekuencës kryesoreJetëgjatësia e parashikuar prej mijëra miliardë vjetësh dhe evolucioni i mëvonshëm i yjeve më të vegjël që djegin hidrogjen.
- Schröder dhe Smith (2008) — Rishqyrtimi i së ardhmes së largët të Diellit dhe TokësMosha e Diellit, ndriçimi në rritje dhe kohëzgjatja e përafërt e fazës së sekuencës kryesore të Diellit.
- Ekström etj. (2012) — Rrjetet e modeleve yjore me rrotullim. I. Modele nga 0,8 deri në 120 masa diellore, me metalicitet si ai i Diellit (Z = 0.014)Jetëgjatësia ilustruese e yjeve dhe ndikimi i rrotullimit për një përbërje kimike të caktuar.
- Eker etj. (2018) — Marrëdhëniet e ndërlidhura mes masës dhe ndriçimit, masës dhe rrezes, si dhe masës dhe temperaturës efektive të yjeve të sekuencës kryesoreMarrëdhënie empirike, të kalibruara sipas yjeve binarë të veçuar, përfshirë ndryshimet në pjerrësinë e marrëdhënies masë-ndriçim.
- Soderblom (2010) — Mosha e yjeveVlerësimet e moshës së yjeve dhe grumbujve yjorë, supozimet dhe kufizimet e tyre.
- Conroy (2013) — Modelimi i shpërndarjeve spektrale të energjisë së galaktikave në të gjithë diapazonin e gjatësive valoreSi kontribuojnë yjet në faza të ndryshme të evolucionit në dritën e një galaktike në gjatësi valore të ndryshme.
- Davies (2015) — Rrugët e formimit të yjeve blu të prapambeturTransferimi i masës, bashkimet dhe përplasjet si rrugë formimi të yjeve që ndodhen mbi pikën e kthesës së sekuencës kryesore të zakonshme të një grumbulli.
- Bashkëpunimi Gaia (2018) — Publikimi i dytë i të dhënave të Gaia-s: diagramet Hertzsprung–Russell të bazuara në vëzhgimeSekuencat e vëzhguara të yjeve dhe mënyra se si largësia, fotometria dhe përzgjedhja e kampionit përcaktojnë pamjen e tyre.
- Aerts (2021) — Studimi i fizikës së brendshme të yjeve me anë të asteroseizmologjisëPërdorimi i lëkundjeve të yjeve për të kufizuar strukturën e brendshme, rrotullimin dhe përzierjen e lëndës.
- Karakas dhe Lattanzio (2014) — Rishikimi Dawes nr. 2: nukleosinteza dhe rendimenti i elementeve kimike nga yjet e vetmuar me masë të vogël dhe të mesmeEvolucioni pas fazës së sekuencës kryesore, djegia në shtresa, djegia e heliumit dhe kthimi i lëndës në mjedisin ndëryjor.
- Sukhbold et al. (2016) — Supernovat nga kolapsi i bërthamës së yjeve me masa nga 9 deri në 120 masa diellore, sipas modeleve të shpërthimeve të nxitura nga neutrinotPse rezultatet e kolapsit të bërthamës së yjeve me masë të madhe janë më të larmishme sesa parashikon një rregull i vetëm i bazuar te masa.
Të gjithë artikujt e këtij kapitulli
- Re molekulare dhe protoyje
- Yjet e sekuencës kryesore: shkrirja e hidrogjenit — jeni këtu
- Rrugët e shkrirjes bërthamore
- Yje me masë të vogël: gjigantë të kuq dhe xhuxhë të bardhë
- Yje me masë të madhe: supergjigantë dhe supernova nga kolapsi i bërthamës
- Yjet neutronikë dhe pulsarët
- Magnetarët: fusha magnetike jashtëzakonisht të forta
- Vrimat e zeza yjore
- Nukleosinteza: elementet më të rënda se hekuri
- Yje binare dhe dukuri ekzotike