Разнообразие пород кроликов великанов

Завершающие стадии эволюции красных гигантов

Пути эволюции красных гигантов в зависимости от их массы
Масса Ядерные реакции Процессы в ходе эволюции Остаток
0,1—0,5 Водородный слоевой источник Образуется вырожденное гелиевое ядро, оболочка рассеивается He-белый карлик с массой до 0,5 солнечных
0,5—8 Двойной слоевой источник Образуется вырожденное СО-ядро с массой до 1,2 M, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся ~104 лет СО-белый карлик массой 0,5—1,2 солнечных, планетарная туманность
8—12 Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах
  1. «Горение» углерода останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра, оболочка рассеивается
  2. В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как вспышка сверхновой типа II
  1. O-Ne-Mg-белый карлик с массой, близкой к пределу Чандрасекара
  2. Звезда полностью рассеивается при вспышке
12—30 Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni) Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение ~104 лет наблюдается как остаток сверхновой Нейтронная звезда
> 30 Процессы неясны Процессы неясны Чёрная дыра с массой от 3 солнечных?

Красные гиганты переменные звёзды

Фотография Миры в ультрафиолете. «Хвост» звёздной атмосферы обусловлен влиянием звезды-компаньона

  • Мириды (радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — Омикрона Кита) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2,5m до 11m, в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
  • SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска ~ 3m (пример: Z Большой Медведицы (нем.)русск.).
  • SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
  • Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
  • Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска ~ 1m (примеры: TZ Cas).

Солнце как красный гигант

Жизненный цикл Солнца

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, и возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.

После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.)Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Орбита Земли будет находится (по наиболее вероятному сценарию) чуть дальше внешних оболочек Солнца и непосредственно расширением не будет задета, но из-за приливного воздействия постепенно (за несколько десятков – сотню миллионов лет) будет приближаться к звезде и в итоге всё равно будет поглощена им. Но даже если и не разделит их судьбу (из-за постепенной потери массы Солнцем в результате излучения и Солнечного ветра перейдёт на более высокую орбиту), то будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет, как из-за постепенного увеличения яркости Солнца, так и по причине .

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение от многих миллиардов до 100 квинтиллионов лет.

Разведение породы Белый Великан

Порода «белый великан» считается одной из самых популярных у тех, кто занимается разведением кроликов. Эти животные дают нежнейшее мясо, а их шкура, которая имеет весьма крупные размеры, подходит для пошива шуб. Касаемо последней можно дать совет: не допускайте чрезмерной пушистости. Крольчат, обладающих более пушистой шерсткой, чем предписано стандартами, можно смело выбраковывать – это дефект породы.

Одним из главных достоинств белых великанов является тот факт, что крольчиха не съедает свое потомство, а ухаживает за ним и обеспечивает полноценное кормление. В связи с этим приплод – обычно это 7-9 детенышей – отсаживают в возрасте двух месяцев. Как раз в это время самка белого великана прекращает вскармливание.

Жасмин

Кроликов необходимо содержать в чистоте, не следует пренебрегать уборкой и дезинфекцией. Не забывайте следить за здоровьем питомцев – белые великаны подвержены плододерматитам и маститам, при появлении первых признаков этих заболеваний нужно немедленно обратиться к ветеринару.

Содержание кроликов в клетках

Солидный шерстяной покров белого великана защищает его от переохлаждения, поэтому клетку не нужно дополнительно утеплять – главное, ликвидировать сквозняки. Также не стоит ставить ее на солнцепек, наилучшим вариантом будет место в тени. Клетка должна быть просторной, животное не терпит тесноты.

Из-за большого веса на лапах белого великана могут появляться натоптыши, для предотвращения которых необходимо уделять значительное внимание полу клетки. Лучше всего, если он будет гладким и сплошным, в крайнем случае – деревянным

Дверцы клеток делают из сетчатого материала (просвет ячеек не должен превышать 2х2 см). В зимнее время их можно завешивать мешковиной, чтобы защитить кроликов от порывов холодного ветра. В качестве поилок, кормушек можно использовать емкости, которые легко моются – например, металлические миски.

Содержание маточника

При обустройстве клетки нельзя забывать о маточнике – ведь рано или поздно самка принесет -крольчат. Маточник подготавливают за 7-10 дней до родов, соблюдая ряд строгих требований:

  • Он должен находиться сбоку клетки и иметь стандартные размеры: высота – 35 см, длина – 60 см, ширина 30 см;
  • Для упрощения осмотра гнезда и выводка съемную крышку располагают сверху;
  • Клетка должна быть двухэтажной, причем второй этаж нуждается в особой защите.

Помимо вышеперечисленных особенностей, для маточника актуальны и все правила оборудования общей клетки.

Питание кроликов

Белым великанам можно покупать готовые корма, а можно готовить их самим – и последний вариант значительно выгодней. Данная порода весьма неприхотлива в еде и может похвалиться отменным аппетитом. Чем же можно кормить этих животных? К числу их любимых блюд относятся:

  • Трава, в том числе ботва;
  • Различные овощи – морковь, огурцы, тыква, капуста, кукуруза, перец, салаты;
  • Хорошо просушенное сено;
  • Зерновые культуры.

Многие хозяева готовят своим белым великанам своеобразный винегрет:

  • Отходы овощных и фруктовых культур тщательно нарезать, перемешать.
  • Плотно уложить в эмалированное ведро, залить кипятком.
  • Варить смесь на протяжении двух часов.
  • Слить ненужную жидкость и охладить получившийся салат.

Не отказываются кролики и от хлеба, смоченного в молоке. При полноценном питании белые великаны довольно быстро растут и крепнут – так, масса тела четырехмесячного крольчонка может достигать четырех килограмм.

В летнее время животных рекомендуется выводить на естественные пастбища, избегая мест, где могут произрастать ядовитые растения. Весной допускается применение специальных витаминизированных добавок – это спасет кроликов от сезонного авитаминоза. Для поддержания нормальной работы пищеварительного тракта желательно периодически давать жесткую пищу – например, сухарики.

В поильниках постоянно должна находиться вода, однако некоторые особи могут отказываться от нее – это значит, что рацион питания полностью насыщает организм животного жидкостью.

Зачастую белых великанов держат дома как декоративного зверька, и в этом случае за ними тоже нужен надлежащий уход. Соблюдайте правила содержания – и животное непременно оправдает все возложенные на него ожидания.

Смотрите видео — кролик Белый Великан

Внешний вид

Современные представители породы отличаются большой живой массой (в среднем 5,1 кг). Как правило, они не тяжелее 8,3 кг и не легче 4,3 кг. Это крупные особи, длина туловища которых достигает 60 см и не бывает меньше 59 см, при этом обхват глубокой и неширокой груди 37 см, с большим подгрудком — 39 см. У них округлый круп с хорошо выраженными бёдрами.

Тело у них удлинённое, конституция коренастая крепкая, а костяк тонкий. На длинной голове размещены широкие и длинные уши (15-18 см). Это длинноногое племя с красными глазами и длинным, пушистым волосяным покровом. Мех у животных густой и блестящий, но не такой упругий и эластичный как у шиншилл. Пуховые волоски немного извилистые. На один остевой волосок приходится около 23 пуховых волосков. Звероводы получают большие шкурки, которым нередко придают цвет дорогой пушнины.

Натуральный цвет меха только белый без вкраплений и примесей, это обусловлено тем, что породистые особи содержат ген альбинизма.

Примечания

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. 12 supergiant – www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  
  3. hypergiant – www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hypergiant.html, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  
  4. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  5. 12 giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  6. Late stages of evolution for low-mass stars – spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology.  (англ.)  .
  7. 1234567Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  8. Structure and Evolution of White Dwarfs – adsabs.harvard.edu/abs/1995BaltA…4..166K, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  9. Giants and Post-Giants – www.astro.psu.edu/users/rbc/a534/lec23.pdf, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  10. Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.
  11. Alcyone – simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name alcyone  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD.
  12. Джим Калер. Alcyone – www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/alcyone.html  (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера.
  13. Thuban – simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name thuban  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD.
  14. Sigma Octantis – simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=sigma octantis  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD.
  15. α Aurigae A – simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=alf Aur A  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD.
  16. Pollux – simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name pollux  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD.
  17. Mira – simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name mira  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD.
Огурцы на зиму

Калифорнийские кролики

Еще одной, неприхотливой, и всеми любимой, считается эта порода. Она очень широко распространенна в нашей стране. А все благодаря тому, что отличием калифорнийских кроликов есть отменное здоровье, хороший характер, неприхотливость в уходе и много других преимуществ.

Происхождение породы.

Выведением калифорнийских кроликов занимался один из самых талантливых кролиководов США Джордж Вест. Одно только название, уже говорит о месте происхождения – Калифорнии. Первые представители этой породы появились на свет в начале 20 века. В этом животном соединились все лучшие качества от новозеландского, гималайского кролика и шиншиллы.

Чаще всего, взрослые особи достигают веса 4,5 кг. Но, и конечно, нельзя промолчать о вкусовых качествах мяса этой породы. Как раз из-за него и полюбись эти кролики всему миру.

Общее описание.

Окрас меха у данных животных преобладает белый, только ушки, нос, а также хвостик и лапки покрыты темно-коричневым цветом. Голова у них не большая, а туловище среднего размера, но при этом широкое. Ушки короткие, не более 11 см. Длина тела у этих кроликов составляет 50 см.

Отличительными качествами породы являются высокая скороспелость, и хорошая способность адаптироваться к различным климатическим условиям. Самки этого вида достаточно плодовиты. Чаще всего, могут привести за один раз 10 крольчат. Нельзя оставить без внимания материнские качества крольчих. Именно за это высоко ценятся самки данной породы. Благодаря своему спокойному нраву, они могут даже выкормить чужих малышей. При этом, ничуть не выделяя своих. Главное, нужно подкладывать крольчат в гнездо в отсутствие крольчихи, и потом нужно подождать два часа, чтобы малыши пропитались запахом нового места. И тогда, самка спокойно будет их выкармливать.

Еще одной отличительной чертой является быстрое усвоение корма. Поэтому, этим кроликам должно поступать намного больше белка в организм, чем другим породам. Также стоит давать зверькам молочные продукты, и мясную или мясокостную муку. Они помогут кроликам намного лучше развиваться и расти.

Особых требований к уходу калифорнийских кроликов нет. Они, как и все другие породы, нуждаются в качественном корме, чистоте, и заботе. Также необходимо постоянное наличие свежей воды в поилках. Нельзя, чтобы клетка была маленького размера, и животному там могло стать тесно. Желательно, чтоб кролики могли свободно передвигаться по своему жилищу. Естественно, не стоит допускать сквозняков. Если соблюдать все элементарные условия содержания кроликов, то в ближайшем времени появится значительная прибыль, как в мясном, так и в шкурковом направлении. А это, естественно, приведет и к финансовому прибавлению.

Описание и общие характеристики

Красные гиганты – это звезды, относящиеся к спектральным классам К и М, с классом светимости III. Их абсолютная звездная величина составляет 0m ≥ Mv ≥ -3m. Температура поверхности подобных объектов невелика – она не превышает 5 тыс. K, однако, внушительные размеры делают их весьма заметными на небосклоне. Характерный радиус подобных объектов в 100-800 раз превосходит солнечный, по площади поверхности они в 104-106 раза больше нашей звезды. Именно сочетание большой светимости и невысокой температуры является основной характеристикой красных гигантов.

Башкирская утка

Температура оболочки звезд этого класса приблизительно равна уровню нагрева нити лампы накаливания, поэтому их свет ближе не к красному, а к желтому или охристому цвету. Характерной особенностью является присутствие в спектре излучений металлов и молекулярных полос: сравнительно небольшая температура фотосферы позволяет молекулам сохранять устойчивость.

Солнце по сравнению с красным гигантом

Плотность красных гигантов относительно мала – иногда она меньше в несколько миллионов раз, чем у солнечного вещества. Звезды этого класса имеют горячее плотное ядро и очень обширную оболочку. На небольшое ядро приходится приблизительно 10% от общего веса объекта. Такое строение приводит к значительному истечению вещества и стремительному уменьшению массы. В год она может достигать 10−6—10−5 M☉.

Данному процессу способствует ряд обстоятельств:

  • Значительная протяженность оболочек гигантов и их высокая светимость практически выравнивает силу тяготения и давление в фотосфере, что приводит к истечению вещества;
  • Оболочки, которые лежат ниже, слабо прозрачны для электромагнитного излучения, что запускает механизм энергопереноса, основанный на конвекции;
  • Из-за большой протяженности начинаются колебательные процессы, которые нередко изменяют тепловой режим. Сегодня астрономы имеют фотографии туманностей, доказывающие наличие подобных колебаний.

На первом этапе после исчерпания водорода формируется гелиевое ядро, которое не принимает участия в термоядерных реакциях – горение водорода продолжается в слое, окружающем его. Когда температура достигает значения 2*108 К, стартует слияние гелия (тройной альфа-процесс) с образованием углерода. После выгорания гелия, в недрах звезды формируется кислородно-углеродное ядро с вырожденным веществом и двумя неустойчивыми слоями горения: гелия, который находится ближе к центру, и водорода, расположенного в более внешней оболочке ядра. У небольших звезд горение гелия может происходить очень активно.

В результате вышеописанных метаморфоз масса звездного ядра увеличивается, повышается его температура, оно сжимается. У красных гигантов с небольшими массами, ядра не доходят до стадии возгорания углерода, и в конце своей эволюции они превращаются в белые карлики. В ядрах более тяжелых объектов проходят стадии выгорания целого ряда элементов. У них процессы нуклеосинтеза завершаются формированием ядер из железа.

Образование

Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован, и, как следствие, звезда оставила главную последовательность. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, никогда не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри тел таких звёзд сильно перемешано конвекцией, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью, — и в этой точке такая звезда превращается в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Это истощение звёздного водородного термоядерного топлива, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной.

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот минимум, то, когда она потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, — ядро звезды начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается.
В этой стадии своей эволюции, отмеченной как субгиганты на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, светимость звезды остаётся примерно постоянной и температура её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до красного гиганта на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды (уже, как правило, красного гиганта) будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус — существенно расти. Ядро звезды продолжит сжиматься, повышая свою температуру, § 5.9..

Если масса звезды, лежащей на главной последовательности, была менее примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, достаточных для термоядерного «горения» гелия, стр. 169.. Поэтому такая звезда и далее будет красным гигантом с термоядерным «горением» водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик, § 4.1, 6.1.. В противной ситуации, когда температура звездного ядра достигает примерно 108 K, гелий вступает в термоядерную реакцию с углеродом и кислородом в ядре,§ 5.9, chapter 6.. Энергия образуется за счёт реакции с гелием, вызывающей расширение ядра. Это создаёт давление на ближайшую оболочку из горящего водорода, что снижает уровень его энергии. Светимость звезды уменьшается, её внешняя оболочка снова сжимается и звезда покидает ветвь красных гигантов на диаграмме. Последующая эволюция звезды зависит от её массы. Если масса звезды не очень велика, то звезда будет расположена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, или же местоположение звезды может меняться петлеобразно, chapter 6.. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то она в результате исчерпает весь свой гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг углеродного ядра звезды. Тогда светимость звезды снова возрастет и станет как у гиганта на асимптотическом отрезке диаграммы, и звезда поднимется по асимптотической ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда избавится от большей части своей массы, её ядро станет таким же, как у углеродно-кислородного белого карлика, § 7.1-7.4..

Трактор ЮМЗ. Обзор, инструкция по эксплуатации, отзывы

У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс), p. 189 в результате в реакцию вступит углерод. Светимость этих звёзд после схода с главной последовательности значительно не увеличится, но они станут более красными. Они могут превратиться в красных сверхгигантов или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в голубого сверхгиганта, pp. 33–35;  . В конечном итоге они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона или пройдут через стадию сжатия ядра, станут сверхновыми с последующим образованием нейтронных звёзд или чёрных дыр, § 7.4.4-7.8..

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 108К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.

Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2·108 К энерговыделение

ε3α=108ρ2Y3⋅(T108K)30,{\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}\mathrm {K} }}\right)^{30},}

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.



Уважаемые читатели, подписывайтесь на наш канал в Яндекс.Дзен. Нажмите "Подписаться на канал", чтобы получать все самые лучшие материалы к себе в ленту.



Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!:

Закрыть