الفلك

لماذا تصبح النجوم عمالقة حمراء؟

لماذا تصبح النجوم عمالقة حمراء؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

تنصل: أنا لست عالم فلك مهني. أنا لا أملك تلسكوب. ليس لدي أوراق اعتماد مهنية. لكني أجد هذه الأشياء رائعة ، وأستهلك كل الأفلام الوثائقية المتعلقة بعلم الفلك.


لذلك ، لقد شاهدت الكثير من الأفلام الوثائقية التي تصف التطور النجمي. أنا أفهم أن الموت النجمي تحت عتبة معينة لا يشمل المستعرات الأعظمية. أفهم أنه فوق هذا الحد ، قد تخلق المستعرات الأعظمية نجومًا نيوترونية ، أو نجوم مغناطيسية ، أو ثقوبًا سوداء (إذا كان المستعر الأعظم مؤهلًا ليكون مفرط نوفا).

ومع ذلك ، لفترة طويلة ، كنت أشعر بالفضول لماذا النجوم تحت عتبة المستعر الأعظم - مثل شمسنا - تصبح عمالقة حمراء.


من الأفلام الوثائقية ، تلقيت تعليمات بأنه (بالنسبة للنجوم التي تقع تحت عتبة المستعر الأعظم) ، عندما يتعذر استمرار اندماج قلب النجم ... يتوقف الاندماج ، ويبدأ النجم في الانهيار تحت تأثير الجاذبية.

عندما تسحق الجاذبية النجم ، أدرك أن النجم يسخن بينما تسحقه الجاذبية. نتيجة لذلك ، على الرغم من أن النواة النجمية تظل "ميتة" (لا يحدث اندماج) ، فإن "غلاف" من الغاز حول النواة النجمية يصبح ساخنًا بدرجة كافية لبدء اندماج الهيليوم. نظرًا لأن الاندماج يحدث على شكل "غلاف" حول النواة النجمية ، فإن الدفع الخارجي من الاندماج هو ما يدفع الطبقات الخارجية للنجم إلى أبعد من ذلك. والنتيجة هي أن النجم ينمو ليصبح عملاق أحمر.


سؤالي هو هذا: لماذا يتوقف الاندماج في اللب ؟! يبدو لي أنه بينما تسحق الجاذبية النجم ، فإن الاندماج النجمي سوف يشتعل من جديد في اللب نفسه - وليس في كرة حول القلب. لماذا تبقى النواة النجمية "ميتة" بينما تبدأ "غلافها" بالاندماج ؟؟؟


(هذا أمر مبسط إلى حد ما لكني آمل أن تصل الفكرة عبره.)

تتوقف ردود الفعل في القلب بسبب نفاد الوقود. خلال التسلسل الرئيسي ، يتم دعم النجم من خلال اندماج الهيدروجين في الهيليوم. في النهاية ، ينفد الهيدروجين في المركز ، لذا لم يعد اندماج الهيدروجين ممكنًا هناك.

لماذا لا تبدأ في دمج الهيليوم في الكربون على الفور؟ هذا لأن اللب ليس ساخنًا أو كثيفًا بدرجة كافية حتى الآن. تعتمد التفاعلات المختلفة على نطاق واسع على وجود حالات طنين مختلفة في النوى ، وفي حالة الهيليوم ، لا يمكن الوصول إلى مثل هذه الحالة في كثير من الأحيان بشكل كافٍ حتى تبلغ درجة الحرارة الأساسية حوالي 10 ^ 8 دولارات كلفن.

من أجل الحصول على هذا السخونة ، يجب أن يتقلص القلب ويسخن. يحدث ذلك في النهاية (إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية) لكنه لا يحدث على الفور. تذكر أن الغاز لا يزال ساخنًا وضغطًا مرتفعًا يمارسه على نفسه ومحيطه.

في هذه الأثناء ، على حافة القلب ، النجم (جزئيًا نتيجة الانكماش المذكور) هو ساخن بدرجة كافية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم ، لذا فهو يفعل ذلك. هذه هي بالضبط القشرة التي تحترق نوويًا والتي تميز الهيكل الداخلي للعملاق الأحمر.

لذلك ربما فكر في الأمر بهذه الطريقة. تخيل نجمة في نهاية التسلسل الرئيسي. أين يكون الجو حارًا بدرجة كافية لدمج الهيدروجين في الهيليوم؟ في كل مكان حتى حافة القلب! هل يندمج في القلب؟ لا ، لأن الوقود نفد. إذن أين يندمج؟ على حافة القلب ، والتي نعرفها بالصدفة.


يعتمد مصير النجم أساسًا على كتلته. كل تنوع أنشطتها يعتمد على كتلتها. إذا كانت كتلة نواة النجم أقل من حد Chandraseckhar ($ M sim1.4M_ {sun} $) ، فمن المُقدر أن يموت كقزم أبيض (أو ، في الواقع ، كقزم أسود في النهاية). ال تكوين من القزم الأبيض ، يعتمد أيضًا على الكتلة الأصلية للنجم. ستؤدي الجماهير المختلفة إلى تكوينات مختلفة. بتعبير أدق ، كلما كان النجم أكبر ، كلما كانت العناصر المكونة للشيء النهائي أثقل. هذا لأن المزيد من الكتلة يعني المزيد من طاقة الجاذبية الكامنة

$ dU = - frac {GM (r) dm} {r} $

التي بدورها يمكن تحويلها إلى حرارة.

يبدأ الاندماج النووي الهيدروجيني لتفاعل البروتون-البروتون (وهي العملية المهيمنة للنجوم الشبيهة بالشمس) بحوالي 10 ^ 7 كلفن دولار. هذه هي القيمة التي تسمح للجزيئات بالتغلب على حاجز الكولومبي (أي إلى فتيل). بعد اندماج الهيدروجين ، عندما يتكون معظم اللب من الهيليوم ، فإن اندماج الهيدروجين بالطبع لا يمكن أن يحدث بعد الآن. يبدأ اللب في الانهيار ، وتسخن نفسه. بالنسبة للنجم الشبيه بالشمس ، توجد كتلة كافية للضغط إلى مستوى يسخن اللب بدرجة كافية لبدء حرق He. لكن هذا كل شيء. عندما يتم تحويل الهيليوم أيضًا إلى كربون ، فإن النجم ليس لديه كتلة كافية للضغط مرة أخرى إلى مستوى يبدأ تفاعل اندماج نووي آخر. هذا هو سبب توقف التفاعلات النووية الأساسية. بالنسبة لمسألة احتراق القشرة ، من المهم أن نفهم شيئين: $ (1) $ هيكل غلاف النجم هو مجرد تقريب ، و $ (2) $ هناك تدرج لدرجة الحرارة داخل النجوم الشبيهة بالشمس ، وهذا يعني أنه (إلى جانب الهالة) تزداد درجة الحرارة عندما تذهب من الخارج إلى القلب. الآن ، إذا تم ضغط اللب وأصبح ساخنًا جدًا لحرق الهيليوم ، فإن الغلاف الخارجي "خارج" اللب (الذي كان في مخطط يشبه البصل كان داخل نصف قطر قلب حرق الهيدروجين السابق) ، لا يزال ساخنًا بدرجة كافية لحرق الهيدروجين. ال بحجم من نواة احتراق الهليوم أصغر من نواة احتراق الهيدروجين (هذا ضغط حسب التعريف). لا تزال القشرة تحتوي على ما يكفي من الهيدروجين ، والمعاصرة عميقة بدرجة كافية داخل النجم (وهذا يعني ارتفاع درجة الحرارة) ، للسماح بالاندماج النووي للهيدروجين. إذا كان النجم أكثر ضخامة ، يمكن أن تحدث المزيد من الأشياء ، مثل اندماج نواة العناصر الثقيلة ، والمزيد والمزيد من القذائف المحترقة.

ألق نظرة على هذه: المرجع 1 ، المرجع 2.

المرجع 3 لبعض الأرقام أيضًا.


أعتقد أنك مثلي وتحتاج إلى المزيد من إجابة الشخص العادي. إذا كنت تريد شرحًا جيدًا وسهل الفهم لما يحدث ، انظر إلى "تكوين وتطور النظام الشمسي" في ويكيبيديا ، ثم انقر فوق 5.3 (الشمس وبيئات الكواكب). سوف تتمدد الشمس في الواقع مرتين: مرة واحدة عندما يصبح اللب ساخنًا جدًا من اندماج الهيدروجين المتسارع (مع ازدياد حرارة نواة الشمس ، يحترق الهيدروجين بشكل أسرع) بحيث يبدأ الهيدروجين الموجود في الغلاف حول اللب في الاندماج (اندماج الهيدروجين في الغلاف هو ما يدفع الطبقات الخارجية إلى حوالي 1AU). ثم بعد ذلك بحوالي 2 مليار سنة. يصل اللب إلى كثافة / درجة حرارة حرجة (بسبب زيادة كمية الهليوم) حيث يبدأ الهيليوم في الاندماج في الكربون. في هذه المرحلة ، يوجد "وميض" هيليوم وتتقلص الشمس مرة أخرى إلى حوالي 11 ضعف حجمها الأصلي. يندمج الهيليوم الموجود في القلب في الكربون لمدة 100 مليون سنة تقريبًا حتى يحدث نفس الشيء (باستثناء هذه المرة يبدأ الهيدروجين والهيليوم الموجودان في الغلاف حول النواة في الاندماج مما يتسبب في تمدد الطبقات الخارجية مرة أخرى. وذلك بعد أن يبدأ الهيليوم في التعود أعلى (أو "ملوث" بالكربون بدرجة كافية لإيقاف عملية الاندماج) ولا توجد كتلة كافية لبدء اندماج الكربون بحيث يتم إخراج سديم كوكبي ويبدأ النجم في "الموت".


سؤالي هو: لماذا يتوقف الاندماج في اللب ؟! يبدو لي أنه بينما تسحق الجاذبية النجم ، فإن الاندماج النجمي سوف يشتعل من جديد في اللب نفسه - وليس في كرة حول القلب. لماذا تبقى النواة النجمية "ميتة" بينما تبدأ "غلافها" بالاندماج ؟؟؟

تقع شمسنا في منتصف الطريق تقريبًا من خلال "التسلسل الرئيسي" أو مرحلة اندماج الهيدروجين. الاندماج في قلب النجم هو جزء منه توازن ديناميكي.

  • يميل مجال جاذبية النجم (الناتج عن كتلته) إلى ضغط كتلته باتجاه اللب. كلما زاد ضغط المادة ، زادت سخونتها.

  • إن إطلاق الطاقة الناتج عن اندماج العناصر في اللب يميل إلى تشتيت المادة بعيدًا عن اللب. يميل تشتت المادة من اللب إلى تقليل درجة حرارتها.

يعود حجم النجم إذن ، جزئيًا على الأقل ، إلى التوازن الديناميكي المتكون الذي تكون فيه قوى الجاذبية الانضغاطية مساوية لقوى التمدد الناتجة عن الاندماج. هذا يسمى النجم التوازن الهيدروستاتيكي.

تنخفض كمية الطاقة التي يتم إطلاقها على أساس الكتلة مع اندماج العناصر الثقيلة. يتم إطلاق معظم الطاقة من أجل اندماج الهيدروجين ، ويتم إطلاق القليل من خلال اندماج الهيليوم ، وما إلى ذلك. في النهاية ، يتم الوصول إلى نقطة (اندماج الحديد) تكون فيها كمية الطاقة اللازمة لدمج العناصر أكبر من الطاقة الصادرة عن تفاعل الاندماج. يُعتقد أن اللب الحديدي لهذه النجوم "غير انصهار" لأنه إذا تم تسخين اللب إلى درجة حرارة لتمكين اندماج الحديد ، فلن يتم إطلاق طاقة كافية من التفاعل للحفاظ على درجة الحرارة.

عند هذه النقطة ، يصبح النجم بشكل متزايد غير قادر على الحفاظ على توازنه الهيدروستاتيكي ، حتى مع تكثف كتلته. ما سيحدث بعد ذلك يعتمد على مدى كتلة النجم وما إذا كان مجال جاذبيته قويًا بما يكفي لتجاوز ضغط انحلال الإلكترون لكتلته.


أقترح عليك قراءة هذا المقال على http://www.space.com/.

نقلا عنه:

معظم النجوم في الكون هي نجوم تسلسل رئيسي - تلك النجوم التي تحول الهيدروجين إلى هيليوم عبر الاندماج النووي. قد يكون لنجم التسلسل الرئيسي كتلة تتراوح بين ثلث إلى ثمانية أضعاف كتلة الشمس ، وفي النهاية يحترق من خلال الهيدروجين الموجود في قلبه. على مدار حياته ، توازن الضغط الخارجي للانصهار ضد الضغط الداخلي للجاذبية. بمجرد توقف الاندماج ، تأخذ الجاذبية زمام المبادرة وتضغط النجم بشكل أصغر وأكثر إحكامًا.

تزداد درجات الحرارة مع الانكماش ، لتصل في النهاية إلى مستويات يمكن أن يندمج فيها الهيليوم في الكربون. اعتمادًا على كتلة النجم ، قد يكون احتراق الهيليوم تدريجيًا أو قد يبدأ بوميض متفجر. تتسبب الطاقة الناتجة عن اندماج الهيليوم في تمدد النجم للخارج إلى عدة أضعاف حجمه الأصلي.

تعديل: توفر ويكيبيديا بعض الأفكار الإضافية:

عندما يستنفد النجم وقود الهيدروجين في قلبه ، لا يمكن أن تستمر التفاعلات النووية وبالتالي يبدأ اللب في الانكماش بسبب جاذبيته. يؤدي ذلك إلى جلب هيدروجين إضافي إلى منطقة تكون فيها درجة الحرارة والضغط كافيين لإحداث الاندماج لاستئناف الاندماج في غلاف حول القلب. تؤدي درجات الحرارة المرتفعة إلى زيادة معدلات التفاعل ، وهو ما يكفي لزيادة لمعان النجم بعامل من 1000 إلى 10000. ثم تتوسع الطبقات الخارجية للنجم بشكل كبير ، وبالتالي تبدأ مرحلة العملاق الأحمر من حياة النجم.


لفهم أكثر جوهرية ، من المفيد إدراك صعوبات دمج He-4 في C-12. وهذا ما يسمى عملية ثلاثية ألفا.

عندما تمتلك نواتان من نوع He-4 (جسيمات ألفا) طاقة كافية للتغلب على حاجز كولوم ومحاذاة المقاطع العرضية ، فإنها تنتج Be-8. نواة Be-8 غير مستقرة إلى حد كبير (نظرًا لكونها مواتية بقوة للنوكليونات الموضوعة في جسيمين ألفا) بحيث يبلغ عمر نصفها حوالي 10 ^ -17 ثانية وهو موجز بشكل مثير للدهشة. لذلك ، لإنتاج C-12 ، يجب أن تتجمع ثلاث جسيمات ألفا معًا على الفور تقريبًا ، ينتج اثنان منها Be-8 وفي عتبة نصف العمر هذه ، يتفاعل الثلث.

خذ لحظة للتفكير في مدى قسوة ظروف اللب للسماح باحتمالية تجمع ثلاث جسيمات ألفا معًا والتفاعل بنجاح على الفور تقريبًا ولكي يحدث ذلك مرات كافية لإنتاج الطاقة اللازمة لإخراج النواة من الانحطاط . يستغرق اندماج الهيليوم حوالي 100 مليون كلفن للبدء في مقابل 15 مليون كلفن من لب الشمس (يخضع لسلسلة بروتون-بروتون لحوالي 99٪ من التفاعلات) في الوقت الحاضر. يتم توفير درجة الحرارة هذه من خلال الضغط الهائل للنواة المتدهورة والطاقة الإضافية التي توفرها الغلاف.

يبدأ اندماج القشرة قبل عملية الألفا الثلاثية لأنه مع تقلص النواة وتصبح متدهورًا ، هناك الكثير من الطاقة التي تشع من اللب بحيث تسخن الطبقات المحيطة المباشرة إلى النقطة التي يمكن أن تبدأ فيها اندماج H-to-He ، في الواقع ، يكون الجو حارًا جدًا لدرجة أن اندماج القشرة يتم بواسطة دورة CNO.

تتوسع الطبقات الخارجية للنجم بسرعة حيث يتم إشعاع كمية هائلة من الطاقة بعيدًا عن هذه القشرة ، والتي تندمج عند درجة حرارة أعلى بكثير من اللب اليوم.


سؤال وجواب: تكوين العملاق الأحمر

يتشكل النجم العملاق الأحمر عندما ينفد وقود الهيدروجين من نجم مثل شمسنا أو نجم أكبر. داخل النجم ، تتحد ذرات الهيدروجين معًا لتكوين ذرات الهيليوم. تخلق هذه العملية الطاقة التي يحتاجها النجم لمقاومة قوة الجاذبية التي تحاول سحق النجم معًا ، كما تؤدي أيضًا إلى إضاءة النجم.

بمجرد أن يتحول كل الهيدروجين إلى هيليوم (بعد حوالي 5 إلى 10 مليارات سنة ، اعتمادًا على حجم النجم) لم تعد هناك طاقة تمنع النجم من الانهيار ، لذلك تسيطر الجاذبية وتسحب النجم إلى نفسه. لكن النجم ينهار فقط لدرجة أن ذرات الهيليوم يمكن أن تبدأ في الاندماج في ذرات كربون. توفر هذه العملية الآن طاقة كافية لمنع النجم من الانهيار وتدفع في الواقع الطبقات الخارجية للنجم للخارج ، مما يجعل النجم أكبر بكثير مما بدأ في الأصل. النجم الآن هو عملاق أحمر.


لماذا تتحول النجوم إلى عمالقة حمراء قبل أن تنفجر على شكل مستعر أعظم؟

إجابة مختصرة: عندما يتمدد النجم ، يصبح معظم غلافه الخارجي من الغاز ضعيفًا وبالتالي يكون أكثر برودة - مثل الهواء في قمة الجبل يكون أرق وبالتالي أبرد من الهواء عند قاعدة الجبل. النجوم الأكثر برودة حمراء (مثل الأقزام الحمراء).

عندما يحرق النجم هيدروجينه ، فإنه يخلق في مركزه نواة من الهيليوم الداخلي لا يمكنه (في البداية) فعل أي شيء. إنه يفتقر إلى الكتلة اللازمة لدمج الهيليوم في عناصر أكثر ضخامة مثل الكربون ، وما إلى ذلك. وفي النهاية ، فإنه يستخدم معظم الهيدروجين في قلبه. (لا يزال لدى بقية النجم الكثير من الهيدروجين ، ولكن هذا ليس بالقرب من اللب وبالتالي ليس تحت الضغوط المطلوبة للاندماج).

في هذا الوقت يضعف الاندماج المتفجر وتتحكم الجاذبية الساحقة في توازن النجم ، مما يتسبب في اندفاع كتلة النجم الأقرب إلى الداخل. يؤدي هذا إلى زيادة الضغط على الهيليوم ، مما يؤدي في النهاية إلى تجاوز نقطة التحول والسماح بانصهار الهيليوم. هذا له تأثيرات عديدة على النجم.

أولاً ، يتركز قدر أكبر من كتلة النجم في اللب ، لأن الهيليوم أكثر كثافة من الهيدروجين. نتيجة لذلك ، يكون باقي النجم أقل كثافة إلى حد ما.

ثانيًا ، كنتيجة للأولى ، تكتسب الجاذبية قبضة أفضل ، كما كانت ، على قلب النجم حتى عندما تفقد بعضًا من قبضتها على بقية النجم. تظل الكتلة جزءًا من النجم ، ولكن بسبب ضعف قبضة الجاذبية ، فإن النجوم النجمية تتوسع.

ثالثًا ، لا يؤدي الضغط المتزايد إلى اندماج الهيليوم فقط - بل إنه أمر عظيم جدًا أن يبدأ الهيدروجين * بالقرب من * اللب في الاندماج في الهيليوم. هذا الحجم من اندماج الهيدروجين أكبر من حجم قلب النجم - وبالتالي في حين أن اندماج الهيليوم في اللب أقل كفاءة من اندماج الهيدروجين ، فإن اندماج الهيدروجين الثانوي خارج القلب (بالإضافة إلى توفير المزيد من الوقود للنواة الانصهار ، لبعض الوقت) يزيد من لمعان النجم بشكل كبير.

الثلاثة السابقة لها تأثير رابع على النجمة. تركيز الكتلة بالقرب من قلب النجم * يقلل * الكثافة (نسبيًا) لأبعد الحدود الخارجية للنجم. علاوة على ذلك ، فإن زيادة اللمعان - الطاقة المشعة - القادمة من (بالقرب) من قلب النجم ، جنبًا إلى جنب مع انخفاض قوة الجاذبية على الكتلة الخارجية للنجم يتسبب في زيادة توسع النجم بشكل كبير وسريع. يمكن لنجم مثل الشمس ، على سبيل المثال ، أن يتوسع حتى يصبح حافته الخارجية في مدار الأرض تقريبًا. لن يكون أداء عطارد والزهرة جيدًا ، وهناك أدلة على أن الأرض - بعد أن تم تسجيلها جافة وبلا حياة - ستندفع في الواقع إلى الشمس. سيصبح المريخ عطارد الجديد ، كما كان.

ومع ذلك ، فإن ما تعنيه الفقرة الأخيرة حقًا هو أنه في حين أن اللب الداخلي أصبح أكثر كثافة مما هو موجود حاليًا في مركز الشمس ، فقد أصبح الغلاف الخارجي أقل كثافة بشكل لا يصدق - وانتشرت الكتلة نفسها على مئات المرات حرفياً حجم عقده مسبقًا. كما هو موضح في الجزء العلوي ، عندما ينتشر الغاز رقيقًا ، فإنه يبرد من درجة حرارته السابقة. كما هو موضح ، انتشرت الكتلة الخارجية للشمس على حجم أكبر بشكل غير مفهوم تقريبًا مما كان عليه في السابق - مما أدى إلى انخفاض ملحوظ في درجة حرارة "سطح" النجم (على الرغم من لمعانه المتزايد بشكل كبير).

وهكذا ، بوجود "سطح" أكثر برودة ، يظهر لون النجم الأكثر برودة: الأحمر.


لماذا تصبح النجوم عمالقة حمراء؟ - الفلك

أغنية Twinkle twinkle little star. ما سبب "وميض" النجوم؟ هل ضوء من الكواكب "يومض" كما الضوء من النجوم؟

سألني شاب من معارفي هذا السؤال ، ولم تكن لدي إجابة جيدة.

تلألأ النجوم بسبب الاضطرابات في الغلاف الجوي للأرض. عندما يتأرجح الغلاف الجوي ، ينكسر ضوء النجم في اتجاهات مختلفة. هذا يتسبب في تغيير صورة النجم قليلاً في السطوع والموضع ، وبالتالي "وميض". هذا هو أحد أسباب نجاح تلسكوب هابل: في الفضاء ، لا يوجد غلاف جوي يجعل النجوم تومض ، مما يسمح بالحصول على صورة أفضل بكثير.

لا تلمع الكواكب كما تفعل النجوم. في الواقع ، هذه طريقة جيدة لمعرفة ما إذا كان جسم معين تراه في السماء كوكبًا أم نجمًا. والسبب هو أن النجوم بعيدة جدًا لدرجة أنها في الأساس نقاط ضوء في السماء ، في حين أن الكواكب في الواقع لها حجم محدود. حجم كوكب في السماء بمعنى "متوسط" التأثيرات المضطربة للغلاف الجوي ، مما يقدم صورة مستقرة نسبيًا للعين.

تم تحديث هذه الصفحة في 27 يونيو 2015

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


حلول كتب علمية إضافية

مقدمة في العلوم الفيزيائية

الفيزياء للعلماء والمهندسين

آفاق: استكشاف الكون (قائمة دورات MindTap)

الفيزياء للعلماء والمهندسين ، تحديث التكنولوجيا (لم يتم تضمين رموز الوصول)

الكيمياء العامة - كتاب مستقل (قائمة المقررات MindTap)

الكيمياء: المبادئ وردود الفعل

الوراثة البشرية: المبادئ والقضايا (قائمة الدورات MindTap)

الكيمياء العضوية والبيولوجية

علم المحيطات: دعوة إلى علوم البحار ، فيرسين ذو أوراق فضفاضة

الكيمياء العامة والعضوية والبيولوجية

التغذية خلال دورة الحياة

التغذية: المفاهيم والخلافات - كتاب مستقل (MindTap Course List)


لماذا تصبح النجوم منخفضة الكتلة عمالقة حمراء؟

N2 - نعيد النظر في مشكلة تحول النجوم إلى عمالقة حمراء. نقوم بتعديل فيزياء كود التطور النجمي القياسي من أجل تحديد ما الذي يساهم وما لا يساهم في تحول النجم إلى عملاق أحمر. على وجه الخصوص ، أجرينا اختبارات لمحاولة فصل آثار التغيرات في متوسط ​​الوزن الجزيئي وفي توليد الطاقة. تمت مناقشة الآثار المترتبة على سبب تحول النجوم إلى عمالقة حمراء. نجد أنه في حين أن التغيير في متوسط ​​الوزن الجزيئي ضروري (ولكنه غير كافٍ) لـ 1-MaS؟ النجم ليصبح عملاقًا أحمر ، أليس هذا هو الحال في نجمة 5 مللي ثانية ؟. لذلك يبدو أنه قد يكون هناك أكثر من طريقة لصنع عملاق.

AB - نعيد النظر في مشكلة لماذا تصبح النجوم عمالقة حمراء. نقوم بتعديل فيزياء كود التطور النجمي القياسي من أجل تحديد ما الذي يساهم وما لا يساهم في تحول النجم إلى عملاق أحمر. على وجه الخصوص ، أجرينا اختبارات لمحاولة فصل آثار التغيرات في متوسط ​​الوزن الجزيئي وفي توليد الطاقة. تمت مناقشة الآثار المترتبة على سبب تحول النجوم إلى عمالقة حمراء. نجد أنه في حين أن التغيير في متوسط ​​الوزن الجزيئي ضروري (ولكنه غير كافٍ) لـ 1-MaS؟ النجم ليصبح عملاقًا أحمر ، أليس هذا هو الحال في نجمة 5 مللي ثانية ؟. لذلك يبدو أنه قد يكون هناك أكثر من طريقة لصنع عملاق.


لماذا نرى النجوم؟

قد يبدو هذا وكأنه سؤال سخيف ، ولكن مع بعض التفكير أعتقد أن له بعض الصحة.

فكر للحظة في مدى بُعد "معظم" النجوم حقًا وحجمها المطلق الحقيقي. في هذه المسافات ، قد تتخيل أنها ستكون صغيرة للغاية. في الوقت الحالي ليس لدي أي كميات مثل الثواني القوسية على سبيل المثال النجوم ، لكن يمكنك أن تتخيل أن حجم بعضها صغير جدًا.

إن أفكاري حول سبب رؤيتنا للبعض هي بسبب تشتت الضوء في الغلاف الجوي والفضاء ، والأخطاء البصرية التي تسببها وفي مقلة العين التي تتسبب في تضخم نجم في الحجم نوعًا ما مثل سيريوس أثناء الرؤية الرهيبة.

إنني أميل إلى الاعتقاد أنه إذا كان لدينا 100٪ رؤية كاملة وخالٍ من الأخطاء البصرية من السلسلة البصرية بأكملها من النجم وصولاً إلى مقلة العين البشرية ، فلا يمكن رؤية النجوم إلا إذا كان الحجم الحقيقي للقوس النجمي أكبر. من دقة العين البشرية. أتوقع أن يدخل التباين في اللعب أيضًا.

إذا كان هذا صحيحًا ، فأعتقد أن بعض التشويه الجوي ليس بهذا السوء!

# 2 قتل دابودا

# 3 جون إسحاق

لرؤية نجم ليس من الضروري أو حتى من الممكن حل النجم. لجميع الأغراض العملية ، النجوم هي نقطة ضوء ذات سطوع مرتبط.

إذا كنت تعتبر عينك مستشعرًا بشبكة من البكسلات ، لترى نجمًا ، فكل ما هو ضروري هو أن تكون وحدة البكسل الفردية أكثر إشراقًا من وحدات البكسل المحيطة ، ثم تراها كنجمة. عندما تكون عينك مظلمة ، تكون أحجام البكسل 2 دقيقة - 5 دقائق قوسية.

تنشر الرؤية السيئة الضوء على مساحة أكبر ، وهذا يقلل من التباين على نفس المقياس ويمكن أن يجعل النجوم الخافتة أكثر صعوبة في الرؤية.

# 4 قتل دابودا

# 5 جون إسحاق

حسنًا ، حتى بعد أن درست العلم ، سأقول أنه تمامًا كما الدجاجة هي وسيلة للبيض لصنع بيض آخر ، كذلك فإن الشخص هو وسيلة للنجوم لرؤية (وتصبح) نجومًا أخرى. الباقي مجرد تفاصيل. يا له من سؤال رائع. كما تعلم OP ، "تذكر عندما كنت صغيرًا ، كنت تتألق مثل الشمس. تألق على الماس المجنون."

هذا هو المنتدى العام والفلكي لذلك نحن بحاجة إلى التمسك بالعلم. من السهل تخيل كائنات في ظروف تمنعهم من رؤية نجم أو ربما شمس واحدة فقط.

العلم والملاحظة من فضلك.

# 6 قتل دابودا

مضحك ، لكن هذا بالضبط ما كنت أفكر فيه. أن هذا هو العلم. كيف لا جون؟ وكما تقول ، فإن هذا هو أقرب ما يمكن أن نحصل عليه.

بالنسبة إلى ، "من السهل تخيل كائنات في ظروف من شأنها أن تمنعهم من رؤية نجم أو ربما شمس واحدة فقط" ، في أي فئة من فئاتك تقع هذا الخريف؟ هل تكون مثالا لمثل هذا؟ ما زلت مندهشًا (إنها هدية) عندما يفترض الناس "تخويل" لأغراض تضييق. ربما تخبرني أين ومتى يبدأ علم الفلك وينتهي ، حتى أعرف ما إذا كان العلم لا يزال يعلن ما قلته. أو ربما لا يهم إلا إذا قالها كارل ساجان؟ Curioser و curioser. صحيح ، ربما كان البروتوكول الاختياري يعني "كيف" عندما سأل "لماذا" ، ولكن نظرًا لأنها قد تُفسر على أنها مسائل نحوية ونحوية ، أو حتى أسوأ من ذلك ، فإن السؤال بالتأكيد لن يتوافق مع معايير yer. لكن ملاحظتي ، ملاحظة العلم ، تفعل ذلك بالتأكيد.

# 7 بلب

# 8 bassplayer142

هذا نوع من كيف تخيلته. حتى لو كان الحجم المطلق للنجم أقل من دقة عينك. هذا "البكسل" كما أشرت إليه ، لن يحل النجم من حيث شكله ، ولكن بدلاً من ذلك سوف تكتشفه على أنه اختلاف في السطوع / التباين.

أود حقًا أن أرى كيف تبدو النجوم الحادة عندما تطفو في محطة الفضاء الدولية.

# 9 دارنوه

في الواقع ، هناك فكرتان حول سبب رؤيتنا للبدايات. الأول هو أنه على الرغم من أنها صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها إلا أننا ما زلنا نراها لأنها مشرقة جدًا بحيث لا يمكن تجاهلها. لهذا السبب ، يجب أن يكون المنظر من الفضاء ، مطروحًا منه الوميض الناجم عن السماء ، مشابهًا لما تراه من الأرض.

الآن النظرية الثانية ، التي قدمها لنا الأستاذ المحترم وارنر والتي أوضحها السيد Wyle E.Coyote ، تشير إلى أن الأمر يتطلب تأثيرًا كبيرًا لجعلنا نرى النجوم. احصل على ضربة قوية بما فيه الكفاية ولا يهم إذا كان النهار أو الليل. سترى النجوم.

# 10 جريج ك.

هذا نوع من كيف تخيلته. حتى لو كان الحجم المطلق للنجم أقل من دقة عينك. هذا "البكسل" كما أشرت إليه ، لن يحل النجم من حيث شكله ، ولكن بدلاً من ذلك سوف تكتشفه على أنه اختلاف في السطوع / التباين.

أود حقًا أن أرى كيف تبدو النجوم الحادة عندما تطفو في محطة الفضاء الدولية.

عليك أن تفكر في أن الضوء عبارة عن موجة ، وأن الأنظمة البصرية (بما في ذلك عينيك) تحيد الضوء لتركيزه. أصغر قطر يمكن للنظام البصري تركيز الضوء عليه هو "القرص الهوائي" ولم يعد لديك نقطة واحدة ، بل لديك قرص.

# 11 جون إسحاق

هذا نوع من كيف تخيلته. حتى لو كان الحجم المطلق للنجم أقل من دقة عينك. هذا "البكسل" كما أشرت إليه ، لن يحل النجم من حيث شكله ، ولكن بدلاً من ذلك سوف تكتشفه على أنه اختلاف في السطوع / التباين.

أود حقًا أن أرى كيف تبدو النجوم الحادة عندما تطفو في محطة الفضاء الدولية.

على الرغم من أن النجوم هي نقاط عند اللانهاية ، إلا أنه بسبب الانعراج ، فإن نقطة في اللانهاية لا يتم تعيينها إلى نقطة ما ، فهي ترسم خريطة على قرص متجدد الهواء ، وهو نقطة مركزية محاطة بسلسلة من الحلقات الباهتة. يعتمد قطر القرص المركزي على فتحة النطاق (بالإضافة إلى الرؤية). يستغرق الأمر 25X / في التكبير على الأقل حتى تتمكن العين من حل القرص الهوائي.

# 12 الكتاب الإلكتروني

# 13 جلين ليدرو

إذا كان حل كائن ما مطلوبًا من أجل رؤيته ، ففكر في الحالات للحصول على أمثلة أكثر شيوعًا وقريبة ويمكن التحقق منها بسهولة. ضوء شارع واحد على مسافة أبعد ، على سبيل المثال ، بضعة كيلومترات لم يتم حله بالعين المجردة. ومع ذلك ، فإنه من السهل رؤيته (على الأقل إذا كان من تصميم "رأس الكوبرا" البغيض) الذي يكون بعيدًا ، وفي الواقع أبعد من ذلك بكثير ، يتقلص حجمه مع المسافة تمامًا كما هو متوقع.

للحصول على مثال على نطاق أصغر ، فكر في عرض الألياف البصرية. الألياف الفردية صغيرة جدًا ولا يتم حلها بعد بضعة أمتار. مرة أخرى لا تتأثر رؤيتهم بسبب هذا.

أذكر هذه الأمثلة لأنه يمكن للمرء التحقق من خلال التجربة والتجربة المباشرة ، مع تجنب التقييد على الحالة الأوسع والأقل سهولة في الإمساك بالمصادر بحجم الشمس. نفس المبادئ تنطبق.

# 14 دانيال مونسي

# 15 JustPlainBill

نراهم كمصادر نقطية لأنهم بعيدون جدًا. القرص الهوائي هو تأثير الغلاف الجوي والأداة التي تستخدمها لعرضها.

أولاً ، تحتاج إلى التفكير في ما يلزمك لرؤية أي كائن؟ حتى يصل الضوء الذي يخرج منها إلى عينيك. سيؤثر حجم النجم على سطوعه ، لكن هذا لا يحدث كثيرًا عادةً حتى تصل إلى العمالقة الزرقاء والعملاقة العملاقة (نجوم من النوع O مثل Rigel) أو عمالقة حمراء غير متسلسلة رئيسية مثل Betelguese. فقط لأن النجم مضغوط يكون مضللاً في بعض الأحيان عندما يتعلق الأمر بإخراج الضوء. في بعض الأحيان ، يمكن أن يكون للنجم كتلة أكبر بكثير ، مما يعني إخراج ضوء أعلى ، لكن حجمه مقارنة بالنجم الأقل كتلة ليس أكبر بكثير. شيء آخر يجب مراعاته هو أنك ترى النجوم * ألمع * فقط ، ومعظمها في مجرتنا.

الإجابة المختصرة هي أنك ترى النجوم في الليل لأنها تبعث الكثير من الطاقة على شكل ضوء يمكنك رؤيتها ، حتى من هذه المسافة.

# 16 نجوم الصحراء

قد يبدو هذا وكأنه سؤال سخيف.

# 17 TMK

قد يبدو هذا وكأنه سؤال سخيف.


متفق. كانت هذه قراءة ممتعة.

# 18 روبو

# 19 جون إسحاق

ما يحيرني هو أننا قادرون على رؤية الضوء من النجوم البعيدة على الإطلاق. مع كل الغبار والغاز الذي لا يزال موجودًا في الفضاء بين النجوم ، ناهيك عن كل المادة المظلمة التي يُفترض أنها تشكل 80٪ + من كتلة الكون ، فمن المدهش أن يتمكن أي ضوء نجم من اختراق كل الأوساخ!

إنه لأمر مدهش حقًا. يمثل الغبار والمادة المظلمة أحد العوائق ، ولكن نظرًا لانخفاض الشدة مع المربع العكسي للمسافة ، فإن أصغر جزء من الضوء فقط هو الذي يمكن أن يصنعه ، وينتشر الضوء على كرة نصف قطرها يساوي المسافة إلى النجم. عندما تفكر في مدى بعدهم. سنة ضوئية واحدة هي 5،882،569،434،500 ميل.

يجب أن تكون النتيجة النهائية أن النجوم هي أجسام ساطعة للغاية.

لكننا عرفنا ذلك من خلال النظر إلى شمسنا.

# 20 JustPlainBill

ISM ليست فارغة ، هذا صحيح. ومع ذلك ، فإن كثافة ISM منخفضة جدًا جدًا ، يجب أن يكون لديك مساحة كبيرة جدًا لمجرد الحصول على أي كتلة قابلة للقياس فيها. الامتصاص من ISM موجود ، لكنه كمية صغيرة نسبيًا ، ما لم يكن هناك سديم في الطريق.

المادة المظلمة قصة أخرى. لا يمتص أو ينبعث في أي من الطيف الكهرومغناطيسي ، مما يعني أنه ليس له تأثير مباشر على الضوء. لذا ، فإن تأثيرات التعتيم الوحيدة التي تراها على النجم هي من امتصاص المواد المتداخلة.

لهذا السبب تعتبر المادة المظلمة موضوعًا لزجًا ، لا يمكننا اكتشافها إلا بتركيزات كبيرة ، من خلال تأثيرات الجاذبية التي تؤثر على الضوء ، ولكن هذا يؤدي فقط إلى انحنائها مما يتسبب في تأثير عدسة الجاذبية.

# 21 bassplayer142

# 22 جلين درو

يطلق عليها فقط اسم `` المادة المظلمة '' لأنها مساهمة مفترضة في الكتلة الكلية المطلوبة لتفسير الجاذبية التي لا يمكن للمادة المرئية والقابلة للكشف عنها ، ولا تضعف الرؤية على الإطلاق. جاهل بالنسبة لنا علماء الفلك البصري ، خارج عدسات الجاذبية.

من المؤكد أن محتوى الغبار في الوسط البينجمي (ISM) كبير ، على الأقل في قرص المجرة (الذي نعيش فيه) وبالقرب منه. يُعتقد أن الغبار يختلط بشكل متساوٍ في جميع أنحاء ISM ، على مدى ضخم من كثافة الغاز ، مع نسبة الكسر بالكتلة حوالي 1٪ قد لا يبدو كثيرًا على الإطلاق ، لكن ضع في اعتبارك هذا.

خذ مترًا مكعبًا من الهواء في غرفتك. كتلته (عند مستوى سطح البحر) - كيلوغرام واحد. يشبه الغبار البينجمي جزيئات دخان السجائر إلى حد كبير ، بل إنه ينثر الضوء في ضباب مزرق مماثل عند إضاءته كسديم انعكاس. إذا احتوى هذا المتر المكعب من الهواء على 1٪ من كتلة الدخان ، فإن الدخان المذكور سيزن 10 جرامات. هذه كمية هائلة من الدخان ، والنتيجة هي الرؤية المقاسة بالسنتيمتر.

ماذا سيحدث إذا قمنا "بفك ضغط" هذا المتر المكعب من الهواء المدخن الذي يحتوي على متوسط ​​كثافة قرص ISM؟ سيشغل حجمًا أكبر بكثير لصندوق بحجم 1 متر في 1 متر بحوالي 10000 سنة ضوئية! قد تكون الرؤية على طول هذا العمود 1000 سنة ضوئية على الأقل.

الآن ، ISM بالكاد ذات كثافة موحدة تقريبًا. تختلف درجة حرارتها ، وبالتالي كثافتها ، بعدة أوامر من حيث الحجم. من أجل وضع النطاق الهائل لكثافة ISM في منظورها الصحيح ، يمكننا توسيع نطاقها إلى "نموذج" تكون خصائصه مألوفة أكثر بالنسبة لنا ، والتي سنعتمد على كثافة الهواء الذي تتنفسه الآن.

سنبدأ بالمرحلة الأكثر شيوعًا ، ما يسمى بالوسط الدافئ المحايد (WNM) ، بدرجة حرارة تبلغ حوالي 8000 كلفن. سوف نتصور أن كثافته تعادل كثافة هواء مستوى سطح البحر.

الغاز الإكليلي الساخن ، 1 مليون كلفن في الفقاعات الضخمة والمتوسعة المنبعثة من المستعرات الأعظمية ستكون كثافتها 100-1000 مرة أقل ، والتي في نموذجنا تعادل الهواء عند 50-100 كم (؟) فوق الأرض.

متوسط ​​السحابة الجزيئية ، مثل تلك التي تشكل الصدع العظيم الممتد من Cygnus جنوبًا ودرجات حرارة تتراوح بين 10-50 كلفن ، سيكون لها كثافة مكافئة تقريبًا مثل الماء ، أو 1000 مرة من كثافة WNM.

وفي أعماق معظم الغيوم الجزيئية توجد نوى السحب المنهارة في طريقها إلى أن تصبح نجومًا بدائية ، ذات كثافة أكبر بما يتراوح بين 100 و 1000 مرة ، وبالتالي فهي تشبه "البلوتونيوم فائق الكثافة".

And so when considering that all these hugely different-in-density phases of the ISM have about the same mass fraction of dust content, we can readily understand how our visibility varies so very greatly as we peer through the Galactic disk.


The life cycle of the Sun

INSTRUCTIONS:

  1. The diagram below shows the life of our Sun. The Sun is a common type of star of average size and mass.
  2. Complete the sentences by filling in the gaps which summarize the evolution of our Sun over time.

The Sun is currently about halfway through its lifetime as a __________ star. In about 4.5 billion years time the Sun will swell up to form a __________ star engulfing the Earth as it does so.

The Sun is currently about halfway through its lifetime as a التسلسل الرئيسي star. In about 4.5 billion years time the Sun will swell up to form a red giant star engulfing the Earth as it does so.

After the Sun has become a red giant, it will eventually become unstable and puff off its outer layers forming a beautiful __________ . The central core of the Sun will be left exposed in the centre of the planetary nebula.

After the Sun has become a red giant, it will eventually become unstable and puff off its outer layers forming a beautiful planetarynebula. The central core of the Sun will be left exposed in the centre of the planetary nebula.

Once the fuel runs out in the core of the Sun, nuclear reactions will __________. The Sun will then have become a hot __________ star, left behind at the centre of the planetary nebula.

Once the fuel runs out in the core of the Sun, nuclear reactions will قف. The Sun will then have become a hot white dwarf star, left behind at the centre of the planetary nebula.

As there are no ongoing nuclear reactions, as the white dwarf shines it slowly cools and will eventually form a __________ dwarf.

As there are no ongoing nuclear reactions, as the white dwarf shines it slowly cools and will eventually form a أسود dwarf.


For Further Exploration

Aguirre, Edwin. “Hubble Zooms in on Jupiter’s New Red Spot.” Sky & Telescope (August 2006): 26.

Beatty, J. “Into the Giant.” Sky & Telescope (April 1996): 20. On the Galileo probe.

Beebe, R. “Queen of the Giant Storms.” Sky & Telescope (October 1990): 359. Excellent review of the Red Spot.

Johnson, T. “The Galileo Mission to Jupiter and Its Moons.” Scientific American (February 2000): 40. Results about Jupiter, Io, Ganymede, and Callisto.

Simon, A. “The Not-So-Great Red Spot.” Sky & Telescope (March 2016): 18. On how the huge storm on Jupiter is evolving with time.

Smith, B. “Voyage of the Century.” ناشيونال جيوغرافيك (August 1990): 48. Beautiful summary of the Voyager mission to all four outer planets.

Stern, S. “Jupiter Up Close and Personal.” الفلك (August 2007): 28. On the New Horizons mission flyby in February 2007.

زحل

Gore, R. “The Riddle of the Rings.” ناشيونال جيوغرافيك (July 1981): 3. Colorful report on the Voyager mission.

McEwen, A. “Cassini Unveils Saturn.” الفلك (July 2006): 30. A report on the first two years of discoveries in the Saturn system.

Spilker, L. “Saturn Revolution.” الفلك (October 2008): 34. On results from the Cassini mission.

Talcott, R. “Saturn’s Sweet Surprises.” الفلك (June 2007): 52. On Cassini mission results.

Uranus and Neptune

Cowling, T. “Big Blue: The Twin Worlds of Uranus and Neptune.” الفلك (October 1990): 42. Nice, long review of the two planets.

Gore, R. “Neptune: Voyager’s Last Picture Show.” ناشيونال جيوغرافيك (August 1990): 35.

Lunine, J. “Neptune at 150.” Sky & Telescope (September 1996): 38. Nice review.