Karbon detonasjon



All kunnskapen som mennesket har samlet i århundrer om Karbon detonasjon er nå tilgjengelig på internett, og vi har samlet og bestilt den for deg på en mest mulig tilgjengelig måte. Vi vil at du skal kunne få tilgang til alt relatert til Karbon detonasjon som du vil vite raskt og effektivt; at opplevelsen din er hyggelig og at du føler at du virkelig har funnet informasjonen om Karbon detonasjon som du lette etter.

For å nå våre mål har vi gjort en innsats for ikke bare å få den mest oppdaterte, forståelige og sannferdige informasjonen om Karbon detonasjon, men vi har også passet på at utformingen, lesbarheten, lastehastigheten og brukervennligheten til siden være så hyggelig som mulig, slik at du på denne måten kan fokusere på det essensielle, kjenne til all data og informasjon som er tilgjengelig om Karbon detonasjon, uten å måtte bekymre deg for noe annet, vi har allerede tatt hånd om det for deg. Vi håper vi har oppnådd vårt formål og at du har funnet informasjonen du ønsket om Karbon detonasjon. Så vi ønsker deg velkommen og oppfordrer deg til å fortsette å nyte opplevelsen av å bruke scientiano.com.

Carbon detonasjon eller karbon deflagrasjon er den voldsomme gjentenning av Termonukleær i en hvit dverg stjerne som tidligere var sakte avkjøling. Det involverer en rømt termonukleær prosess som sprer seg gjennom den hvite dvergen i løpet av sekunder, og produserer en Type Ia supernova som frigjør en enorm mengde energi når stjernen blåses fra hverandre. Karbondetonasjons- / deflagrasjonsprosessen fører til en supernova på en annen vei enn den bedre kjente supernovaen Type II (kjernekollaps) (type II er forårsaket av den katastrofale eksplosjonen av de ytre lagene til en massiv stjerne når kjernen imploderer).

En hvit dverg er resten av en liten til middels størrelse stjerne ( solen vår er et eksempel på disse). På slutten av livet har stjernen brent hydrogen og heliumdrivstoff , og termonukleære fusjonsprosesser opphører. Stjernen har ikke nok masse til verken å brenne mye tyngre grunnstoffer, eller til å implodere i en nøytronstjerne eller type II supernova slik en større stjerne kan, fra kraften av sin egen tyngdekraft, så den gradvis krymper og blir veldig tett når den avkjøles , glødende hvitt og deretter rødt, i en periode mange ganger lenger enn universets nåværende tidsalder .

Noen ganger får en hvit dverg masse fra en annen kilde - for eksempel en binær stjernekammerat som er nær nok til at dvergstjernen kan sifonere tilstrekkelige mengder materie på seg selv; eller en kollisjon med andre stjerner, den sifonede saken har blitt utvist under prosessen med følgesvennens egen evolusjon i sen fase . Hvis den hvite dvergen gevinster nok uansett, vil dens indre trykk og temperatur stige nok for karbon å begynne å smelte sammen i kjernen. Karbondetonasjon oppstår vanligvis på det tidspunktet når det opparbeidede stoffet skyver den hvite dvergmassen nær Chandrasekhar-grensen på omtrent 1,4 solmasser , den massen som tyngdekraften kan overvinne elektrondegenerasjonstrykket som forhindrer at det kollapser i løpet av livet. Dette skjer også når to hvite dverger smelter sammen hvis den samlede massen er over Chandrasekhar-grensen, noe som resulterer i en Type Ia-supernova.

En hovedsekvensstjerne støttet av termisk trykk vil ekspandere og avkjøles, som automatisk motvirker en økning i termisk energi. Imidlertid er degenerasjonstrykk uavhengig av temperatur; den hvite dvergen klarer ikke å regulere fusjonsprosessen på samme måte som normale stjerner, så den er sårbar for en løpsk fusjonsreaksjon.

Når det gjelder en hvit dverg, frigjør de startede fusjonsreaksjonene varme, men det ytre trykket som eksisterer i stjernen og støtter det mot ytterligere kollaps, skyldes i utgangspunktet nesten helt degenerasjonstrykk, ikke fusjonsprosesser eller varme. Derfor, selv når fusjonen starter igjen, øker ikke det ytre trykket som er nøkkelen til stjernens termiske balanse. Et resultat er at stjernen ikke utvider seg mye for å balansere fusjons- og varmeprosessene med tyngdekraften og elektrontrykket, slik den gjorde da man brente hydrogen (til for sent). Denne økningen i varmeproduksjon uten et kjølemiddel ved ekspansjon øker den indre temperaturen dramatisk, og derfor øker fusjonshastigheten også ekstremt raskt, en form for positiv tilbakemelding kjent som termisk løpsk .

En analyse fra 2004 av en slik prosess sier at:

En deflagrasjonsflamme som brenner fra midten av den hvite dvergstjernen utover etterlater varmt og lett brent materiale. Drivstoffet foran er imidlertid kaldt og tett. Dette resulterer i en tetthetsdeling invers til stjernens gravitasjonsfelt, som derfor er ustabil. Dermed dannes klatter av brennende materiale og stiger opp i drivstoffet. Ved deres grensesnitt kommer skjærstrømmer opp. Disse effektene fører til sterke virvler. De resulterende turbulente bevegelsene deformerer flammen og forstørrer dermed overflaten. Dette øker flammens nettoforbrenningshastighet og fører til den energiske eksplosjonen.

Flammen akselererer dramatisk, delvis på grunn av Rayleigh Taylor ustabilitet og interaksjoner med turbulens . Gjenopptakelsen av fusjonen sprer seg utover i en serie ujevne, ekspanderende "bobler" i samsvar med Rayleigh Taylor ustabilitet. Innen fusjonsområdet resulterer økningen i varme med uendret volum i en eksponentielt rask økning i fusjonshastigheten - en slags superkritisk hendelse ettersom termisk trykk øker grenseløst. Ettersom hydrostatisk likevekt ikke er mulig i denne situasjonen, utløses en "termonukleær flamme" og et eksplosivt utbrudd gjennom dvergstjernens overflate som fullstendig forstyrrer den, sett på som en Ia-supernova .

Uansett de nøyaktige detaljene i denne kjernefysiske fusjonen, er det generelt akseptert at en betydelig brøkdel av karbon og oksygen i den hvite dvergen omdannes til tyngre grunnstoffer i løpet av bare noen få sekunder, og hever den indre temperaturen til milliarder grader. Denne energifrigjøringen fra termonukleær fusjon (12 × 10 44  J ) er mer enn nok til å binde stjernen; det vil si at de individuelle partiklene som utgjør den hvite dvergen får tilstrekkelig kinetisk energi til å fly fra hverandre. Stjernen eksploderer voldsomt og frigjør en sjokkbølge der materie vanligvis kastes ut i hastigheter i størrelsesorden 500020 000  km / s , omtrent 6% av lysets hastighet . Energien som frigjøres i eksplosjonen forårsaker også en ekstrem økning i lysstyrken. Den typiske visuelle absolutte størrelsen på Type Ia-supernovaer er M v  = 19.3 (omtrent 5 milliarder ganger lysere enn solen), med liten variasjon. Denne prosessen, av et volum som støttes av elektrondegenerasjonstrykk i stedet for termisk trykk som gradvis når forhold som er i stand til å antenne rømningsfusjon, finnes også i en mindre dramatisk form i en heliumblits i kjernen til en tilstrekkelig massiv rød gigantisk stjerne.

Se også

Referanser

Eksterne linker

Opiniones de nuestros usuarios

Hans Tønnessen

Denne oppføringen på Karbon detonasjon har hjulpet meg til å fullføre arbeidet mitt for i morgen i siste øyeblikk. Jeg kunne allerede se meg selv trekke Wikipedia igjen, noe læreren har forbudt oss. Takk for at du reddet meg.

Anny Ellingsen

Takk. Artikkelen om Karbon detonasjon hjalp meg.

Laila Hamre

Endelig en artikkel om Karbon detonasjon som er gjort lett å lese.

Ina Berntsen

Informasjonen som gis om Karbon detonasjon er sann og veldig nyttig. Bra.