الفلك

هل هناك مصطلح لوصف كل النجوم التي ليست نجوما نيوترونية أو أقزام بيضاء؟

هل هناك مصطلح لوصف كل النجوم التي ليست نجوما نيوترونية أو أقزام بيضاء؟

أبحث عن مصطلح رسمي يصف كل النجوم التي ليست نجوما نيوترونية أو أقزام بيضاء. "لا تزال تحترق النجوم" أو "النجوم العادية" هي كل ما تمكنت من التوصل إليه. هل هناك مصطلح رسمي للنجوم التي لا تزال تتطور ولم "تموت" بعد؟


من المغري الاعتقاد بأن النجوم غير المتحللة تغطيها ، بما أنه حتى بنية التسلسل الرئيسي الأقل كتلة النجوم لا تتأثر بشكل كبير بانحلال الفرميون. لسوء الحظ ، يمكن أن تتدهور نوى المراحل التطورية الأكثر تقدمًا.

لذلك سأختار النجوم التي تحترق نوويًا ، على الرغم من أن هذا بدوره يستثني نجوم التسلسل الرئيسي.

من بعض النواحي ، من الأسهل أن نقول إن النجم ليس بقايا نجمية مضغوطة.


في كثير من الأحيان ، يلاحظ شخص ما أن "النجم" هو كرة من البلازما تدعمها التفاعلات النووية في جوهرها ، وهكذا من الناحية الفنية النجوم النيوترونية والأقزام البيضاء هي بقايا نجمية ، و ليس النجوم.

وبالتالي فإن المصطلح التقني هو "نجمة". وإذا كنت تعتقد أن هذا قد يكون غامضًا ، فكل ما عليك هو تهجئه: "النجوم المدعومة بتفاعلات الاندماج" / "النجوم ، باستثناء البقايا النجمية"


نصيحتي هي عدم البحث عن تعريف "رسمي" ، لأن التعريفات الرسمية لن تخدم غالبًا التطبيق الذي تفكر فيه. فقط قل ما تريد قوله ، مصممًا لهذا التطبيق. نود أن تكون التعريفات تعليمات لفرز كل شيء من كل ما هو ليس كذلك ، لكن من الناحية العملية لا يمكنهم العمل بهذه الطريقة. على سبيل المثال ، ما هو التعريف الرسمي "للحاسوب" الذي يعمل في أي سياق؟ في أحد المستويات ، يجب أن يشمل تعريف النجم أي أشياء يدرسها الناس الذين يعتبرون أنفسهم "علماء فلك نجمي" ، لأن القواسم المشتركة بين كل هذه النجوم هي التي توحدهم. لكن معظم التعريفات "الرسمية" لـ "النجم" تستبعد بالفعل العديد من الأشياء التي يدرسها "علماء الفلك النجمي"! (ينطبق الأمر نفسه على "الكواكب"). لذا على الرغم من وجود تعريفات رسمية ، إلا أنها غالبًا ليست ما تريده في تطبيقك. لهذا السبب أقول ، فقط حدد ما تقصده بنفسك ، ولا تحاول حتى أن تكون "رسميًا". على سبيل المثال ، إذا كان اهتمامك بالتطور النجمي ، ولم تكن مهتمًا بنقاط النهاية لأنها لا تزال تتطور ، فقل النجوم التي لا تزال تتطور. إذا كان اهتمامك بالنجوم التي تخضع لقانون الغاز المثالي ، فقد تفضل مصطلحًا مثل "النجوم الغازية عادةً" أو شيء من هذا القبيل. التكييف حسب المصلحة يعطي تعريفا أفضل من شيء "رسمي".


سؤال وجواب اليوم: الأقزام البيضاء مقابل النجوم النيوترونية؟

س:
ما هي الاختلافات الخمسة بين الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية؟

أ:
يرجع الاختلاف الرئيسي إلى الطريقة التي يتم تشكيلها بها.
1. تتشكل الأقزام البيضاء من انهيار النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، والتي تقل عن كتلة الشمس بحوالي 10 مرات. يفقد هذا النجم معظم كتلته في مهب الريح ، تاركًا وراءه نواة تقل كتلتها عن 1.44 كتلة شمسية. من ناحية أخرى ، تتشكل النجوم النيوترونية في انهيار كارثي لنواة نجم ضخم.
الاختلافات الأخرى تتبع:

2. القزم الأبيض مدعوم بضغط انحلال الإلكترون ، وهو نجم نيوتروني بضغط تنكس النيوترون (اذهب للبحث عن هذه المصطلحات للحصول على درس سريع في الفيزياء).
3. للقزم الأبيض نصف قطر أكبر - حوالي 600 مرة
4. النجم النيوتروني لديه مجال جاذبية أقوى - حوالي 400000 مرة
5. أخيرًا ، تتمتع النجوم النيوترونية بدرجات حرارة أعلى عند الولادة ، وتدور أسرع ، ولديها مجالات مغناطيسية أقوى ، من بين أشياء أخرى.

قم بتخزين هذه القطع الصغيرة بعيدًا في المرة القادمة التي تكون فيها في Jeopardy! ، أو ربما نجمة "انتظر التورية" في ليلة التوافه في الحانة المحلية.


تفسر الأقزام البيضاء التي تصطدم بالنجوم النيوترونية أكثر المستعرات الأعظمية حدة

توصل فريق بحثي بقيادة علماء الفلك وعلماء الفيزياء الفلكية في جامعة وارويك إلى أن بعض المستعرات الأعظمية في الكون من المحتمل أن تكون ناتجة عن اصطدام النجوم القزمة البيضاء بالنجوم النيوترونية.

الدكتور جوزيف ليمان من جامعة وارويك هو الباحث الرئيسي في الورقة ، لا تتشكل أسلاف العابرين الغنية بالكالسيوم في الموقع، نشرته اليوم مجلة الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية (ويمكن قراءتها هنا).

يقول الدكتور ليمان: "تفحص ورقتنا ما يسمى بالعوامل العابرة" الغنية بالكالسيوم ". "هذه انفجارات مضيئة تدوم في فترات زمنية لأسابيع ، ومع ذلك ، فهي ليست مشرقة ولا تدوم مثل المستعرات الأعظمية التقليدية ، مما يجعل من الصعب اكتشافها ودراستها بالتفصيل".

أظهرت الدراسات السابقة أن الكالسيوم يشكل ما يصل إلى نصف المواد التي يتم التخلص منها في مثل هذه الانفجارات مقارنة بجزء صغير فقط في المستعرات الأعظمية العادية. هذا يعني أن هذه الأحداث الغريبة قد تكون في الواقع المنتج المهيمن للكالسيوم في عالمنا.

"من أغرب الجوانب أنها تبدو وكأنها تنفجر في أماكن غير عادية. على سبيل المثال ، إذا نظرت إلى مجرة ​​، فإنك تتوقع أن تكون أي انفجارات تقريبًا متماشية مع الضوء الأساسي الذي تراه من تلك المجرة ، حيث أن هذا هو المكان الذي توجد فيه النجوم. ومع ذلك ، فإن جزءًا كبيرًا منها ينفجر على مسافات شاسعة من مجراتها ، حيث يكون عدد الأنظمة النجمية ضئيلًا.

"ما نتطرق إليه في الورقة البحثية هو ما إذا كانت هناك أي أنظمة تحتها حيث انفجرت هذه المجرات العابرة ، على سبيل المثال يمكن أن تكون هناك مجرات قزمة باهتة للغاية ، موضحة المواقع الغريبة. نقدم الملاحظات ، التي تبدو باهتة بقدر ما يمكنك الذهاب ، لإظهار أنه لا يوجد شيء في الواقع في موقع هؤلاء العابرين - لذا يصبح السؤال ، كيف وصلوا إلى هناك؟ "

يمكن رؤية العابرات الغنية بالكالسيوم التي لوحظت حتى الآن على بعد عشرات الآلاف من الفرسخ من أي مجرة ​​مضيفة محتملة ، مع ثلث هذه الأحداث على الأقل 65 ألف سنة ضوئية من مجرة ​​مضيفة محتملة.

استخدم الباحثون تلسكوب كبير جدًا في تشيلي وتلسكوب هابل الفضائي ملاحظات لأقرب الأمثلة على هذه المركبات العابرة الغنية بالكالسيوم لمحاولة اكتشاف أي شيء خلفه أو في المنطقة المحيطة بالانفجار.

سمحت لهم الملاحظات العميقة التي تم أخذها باستبعاد وجود مجرات قزمة خافتة أو عناقيد نجمية كروية في مواقع هذه الأمثلة الأقرب. علاوة على ذلك ، فإن تفسير المستعرات الأعظمية لانهيار النواة ، والتي تشبهها عابرة غنية بالكالسيوم ، على الرغم من خفوتها ، هو انهيار نجم هائل في نظام ثنائي حيث يتم تجريد المواد من النجم الهائل الذي يمر بالانهيار. لم يجد الباحثون أي دليل على نجاة رفيق ثنائي أو نجوم أخرى ضخمة في المنطقة المجاورة ، مما يسمح لهم برفض النجوم الضخمة باعتبارها أسلاف عابرة غنية بالكالسيوم.

قال البروفيسور أندرو ليفان من قسم الفيزياء بجامعة وارويك والباحث في الورقة:

"كان يبدو بشكل متزايد أن النجوم الضخمة فائقة السرعة لا تستطيع تفسير مواقع هذه المستعرات الأعظمية. يجب أن تكون نجومًا ذات كتلة منخفضة أطول عمرًا ، ولكن لا تزال في نوع من الأنظمة الثنائية حيث لا توجد طريقة معروفة يمكن لنجم واحد منخفض الكتلة أن ينتقل إلى مستعر أعظم من تلقاء نفسه ، أو يخلق حدثًا يشبه المستعر الأعظم ".

ثم قارن الباحثون بياناتهم بما هو معروف عن انفجارات أشعة جاما قصيرة المدى (SGRBs). غالبًا ما يُرى أيضًا أنها تنفجر في مواقع بعيدة دون اكتشاف مجرة ​​مصادفة. من المفهوم أن SGRBs تحدث عندما يصطدم نجمان نيوترونيون ، أو عندما يندمج نجم نيوتروني مع ثقب أسود - وقد تم دعم ذلك من خلال اكتشاف `` كيلونوفا '' المصاحب لـ SGRB بفضل العمل الذي قاده البروفيسور نيال تانفير ، المتعاون في هذه الدراسة. على الرغم من أن اندماج النجم النيوتروني والثقوب السوداء لن يفسر هذه العبور الأكثر إشراقًا والغنية بالكالسيوم ، فقد اعتبر فريق البحث أنه إذا كان الاصطدام بدلاً من ذلك بين نجم قزم أبيض ونجم نيوتروني ، فإنه سيتناسب مع ملاحظاتهم وتحليلهم كما يلي:

· سيوفر طاقة كافية لتوليد لمعان المواد العابرة الغنية بالكالسيوم.

· وجود قزم أبيض يوفر آلية لإنتاج مادة غنية بالكالسيوم.

· قد يفسر وجود النجم النيوتروني سبب اكتشاف هذا النظام النجمي الثنائي بعيدًا عن مجرة ​​مضيفة.

"ما نقترحه إذن هو أن هذه الأنظمة طردت من مجرتهم. مرشح جيد في هذا السيناريو هو قزم أبيض ونجم نيوتروني في نظام ثنائي. يتشكل النجم النيوتروني عندما يتحول نجم ضخم إلى مستعر أعظم. تؤدي آلية انفجار المستعر الأعظم إلى "دفع" النجم النيوتروني إلى سرعات عالية جدًا (100 كم / ث). يمكن لهذا النظام عالي السرعة الهروب من مجرته ، وإذا نجا النظام الثنائي من الركلة ، فإن القزم الأبيض والنجم النيوتروني سوف يندمجان مما يتسبب في انفجار عابر ".

لاحظ الباحثون أن مثل هذه الأنظمة المندمجة للأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية يُفترض أنها تنتج دفقات عالية الطاقة لأشعة غاما ، مما يحفز المزيد من الملاحظات لأي أمثلة جديدة لعابرات غنية بالكالسيوم لتأكيد ذلك. بالإضافة إلى ذلك ، ستساهم أنظمة الدمج هذه بمصادر مهمة لموجات الجاذبية ، والتي يمكن اكتشافها من خلال التجارب القادمة التي ستلقي مزيدًا من الضوء على طبيعة هذه الأنظمة الغريبة.

كنيسة R.P. و M.B. قدم ديفيز من مرصد جامعة لوند ، قسم علم الفلك والفيزياء النظرية ، وإن آر تانفير من قسم الفيزياء وعلم الفلك بجامعة ليستر ، مساهمات كبيرة في العمل بالإضافة إلى باحثي جامعة وارويك.

ملاحظات للمحررين:

· استخدم العمل الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام تلسكوبات ESO في مرصد Paranal بموجب معرف البرنامج 092.D-0420 وتلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية ، مع الحصول عليها من أرشيف البيانات في معهد علوم التلسكوب الفضائي.

· تقر جامعة وارويك بالدعم المقدم من مجلس مرافق العلوم والتكنولوجيا بالمملكة المتحدة (رقم المنحة ST / I001719 / 1).


تساعد مراصد ناسا و # 039s الفلكيين في بناء تصور ثلاثي الأبعاد للنجم المتفجر

في عام 1054 بعد الميلاد ، شهد مراقبو السماء الصينيون الظهور المفاجئ لـ "نجم جديد" في السماء ، سجلوه بست مرات أكثر سطوعًا من كوكب الزهرة ، مما يجعله ألمع حدث نجمي مرصود في التاريخ المسجل. هذا "النجم الضيف" ، كما وصفوه ، كان ساطعًا لدرجة أن الناس رآه في السماء نهارًا لمدة شهر تقريبًا. كما سجل الأمريكيون الأصليون مظهره الغامض في النقوش الصخرية.

قام اللورد روس في عام 1844 بمراقبة السديم بأكبر تلسكوب في ذلك الوقت ، وأطلق على الجسم اسم "السلطعون" بسبب بنيته التي تشبه اللوامس. لكن لم يدرك علماء الفلك حتى القرن العشرين أن السديم كان البقايا الباقية من المستعر الأعظم 1054 ، وهو انفجار نجم ضخم.

الآن ، قام علماء الفلك وأخصائيي التصور من برنامج Universe of Learning التابع لناسا بدمج الرؤية المرئية والأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية لمراصد ناسا الكبرى لإنشاء تمثيل ثلاثي الأبعاد لسديم السلطعون الديناميكي. من الأفضل رؤية هياكل وعمليات معينة ، مدفوعة بالمحرك النابض في قلب السديم ، عند أطوال موجية معينة.


هل هناك مصطلح لوصف كل النجوم التي ليست نجوما نيوترونية أو أقزام بيضاء؟ - الفلك

كنت أتساءل عن أحجام الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية. لا تكمن المشكلة في حجمها في حد ذاته ، ولكن ما يحدث عند إضافة مادة إليها.

على سبيل المثال ، إذا كان نجم قزم أبيض في نظام ثنائي مع عملاق أحمر يفقد مادة تمت إضافتها إلى القزم الأبيض ، فكيف يتغير حجم القزم الأبيض بمرور الوقت. هل المادة المضافة تجعلها أكبر حتى يصبح هناك الكثير من الكتلة بحيث تنهار لتصبح نجمًا نيوترونيًا أم أن الكتلة المضافة تجعلها تتقلص أكثر نظرًا لوجود كتلة أكبر الآن لتحملها؟ أعتقد أنه يمكن استخدام نفس القياس مع نجم نيوتروني يكتسب كتلة ، ويتحول في النهاية إلى ثقب أسود. كيف يتغير الحجم مع إضافة الكتلة؟ اعتقدت أيضًا أن الحجم لا يزال كما هو ولكن ليس لدي أي فكرة عن كيفية ذلك. سؤالي سيكون ، ماذا يحدث لحجم هذا النوع من النجوم عند إضافة المادة؟

هذه أسئلة مثيرة للاهتمام ، والإجابة معقدة بعض الشيء وتختلف سواء كنت تتحدث عن شيء يحدث "من حيث المبدأ" أو في "العالم الحقيقي". الأقزام البيضاء (WDs) والنجوم النيوترونية (NSs) هما نوعان من فئة الأجسام ، "الجاذبية الذاتية الخاملة" ، والتي تدعم نفسها ضد الانهيار التثاقلي بقوة ضغط الغاز وحده. في هذا السياق ، يمكن أن يعني "الغاز" نوع الغاز الذي اعتدنا عليه ، أو المادة المتدهورة الموجودة في WD و NSs. تشمل الأشياء الأخرى في هذه الفئة الأقزام البنية والكواكب العملاقة. في الواقع ، إذا تجاهلت التركيب الكيميائي وفكرت فقط في الجاذبية والضغط ، فيمكن اعتبار الكواكب العملاقة أقزامًا بيضاء منخفضة الكتلة للغاية. الفيزياء متشابهة جدًا.

لذلك دعونا نفكر في كوكب صغير عملاق ، مثل نبتون. هذا الكوكب مدعوم بالكامل بضغط الغاز والانحلال. إذا أردنا إضافة كتلة إلى نبتون ببطء ، فإن الكوكب سيبدأ في النمو في دائرة نصف قطرها. ستزداد الجاذبية والضغط أيضًا ، بالطبع ، لكنهما ليسا كافيين لتعويض الزيادة في الحجم. سيستمر هذا في الحدوث حتى يبلغ حجم كوكبنا بضع عشرات أو مئات من حجم كوكب المشتري. عند هذه النقطة ، تتغلب الزيادة في الجاذبية والضغط على الحجم الإضافي للكتلة التي نضيفها ، ويبدأ الجسم في التقلص. (تذكر أننا نضيف كتلة خاملة هنا - إذا أردنا إضافة الهيدروجين القابل للاندماج ، فسيكون لدينا نجم مصهر قصة مختلفة تمامًا!) في النهاية ، عندما تضيف كتلة شمسية أو نحو ذلك ، ينتهي بك الأمر مع كائن بحجم الأرض: قزم أبيض.

لذا فإن إجابة سؤالك هي أنه بالنسبة للأجسام الأقل كتلة من المشتري ، فإن إضافة الكتلة تزيد من حجمها. بالنسبة للأجسام الأكبر حجمًا من كوكب المشتري ، فإن إضافة المزيد من الكتلة يقلل من حجمها بسبب زيادة الجاذبية والضغط. نظرًا لأن WDs و NSs أكبر بكثير من كوكب المشتري ، فإن أحجامها تتناقص مع زيادة الكتلة.

في الممارسة العملية ، عندما يقوم ثنائي بإلقاء مادة على قزم أبيض ، سيحدث مستعر ، مما يؤدي إلى إرسال معظم المواد المضافة إلى الفضاء. ومع ذلك ، إذا اكتسب قزم أبيض كتلة كافية من خلال هذه العملية ، فسوف ينهار في مستعر أعظم من النوع الأول. ربما يكون المستعر الأعظم أقوى من أن يترك نجمًا نيوترونيًا خلف القزم الأبيض متفجرًا. من ناحية أخرى ، فإن النجم النيوتروني الذي تكتسب كتلة كبيرة جدًا سينهار بالفعل في ثقب أسود.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (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.


ما هي أوجه التشابه والاختلاف بين النجوم النابضة والكوازارات والأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء؟

النجوم النابضة والأقزام البيضاء والنجم النيوتروني والثقوب السوداء هي بقايا النجوم الميتة ، والكوازارات مدعومة بالثقوب السوداء.

تفسير:

عندما ينفد الهيدروجين والهيليوم من نجم أقل من 8 كتل شمسية ، لا يكون لبه ساخنًا بدرجة كافية لبدء اندماج الكربون. ينهار اللب الذي يتكون بشكل أساسي من الكربون والأكسجين تحت تأثير الجاذبية ليشكل قزمًا أبيض. يتم إيقاف انهيار الجاذبية عن طريق ضغط انحلال الإلكترون.

إذا كان النجم أكبر من حوالي 8 كتل شمسية ، فيمكنه دمج العناصر الأثقل حتى الحديد. نظرًا لأن اندماج الحديد يتطلب طاقة بدلاً من إطلاقه ، تتوقف تفاعلات الاندماج وينهار القلب النجمي تحت الجاذبية. إنه اللب أكبر كتلة من حد Chandrasekhar البالغ 1.44 كتلة شمسية تتغلب الجاذبية على ذرات ضغط تنكس الإلكترون التي لم تعد موجودة. تصبح البروتونات نيوترونات وتنبعث أعداد كبيرة من النيوترينوات مسببة انفجار مستعر أعظم. يصبح قلب النجم نجمًا نيوترونيًا.

إذا كان نجم نيوتروني يدور ولديه مجال مغناطيسي قوي فإنه يصدر إشعاعًا. نظرًا لأنه يدور بمعدل دقيق ، فإن حزمة الإشعاع هي الأرض بشكل دوري مع فترة من الألف من الثانية إلى الثواني. هذا نجم نابض.

إذا كان اللب النجمي أكبر من حوالي 4 كتل شمسية ، فإن الجاذبية تتغلب على ضغط انحلال النيوترونات. بمجرد أن ينهار اللب تحت نصف قطر Schwarzschild ، ينحني الزمكان إلى النقطة التي لا يمكن حتى للضوء الهروب منها. هذا ثقب أسود.

تحتوي معظم المجرات الكبيرة على ثقب أسود هائل في مراكزها. هذه تزيد عن مئات الآلاف من الكتل الشمسية. إذا كان هناك إمداد جيد من الغاز والغبار بالقرب من ثقب أسود فائق الكتلة ، فإنه يشكل قرصًا تراكميًا من مادة تسقط في الثقب الأسود. تصبح المواد التي تسقط في قرص التراكم شديدة الحرارة بفعل الاحتكاك والجاذبية لدرجة أنها تنبعث منها كميات هائلة من الطاقة. هذا كوازار.

لذا ، فكلها متشابهة من حيث أنها تشكلت من بقايا النجوم المحتضرة. النجوم النابضة هي نوع من النجوم النيوترونية. تتصرف النجوم النيوترونية والثقوب السوداء بالمثل. الفرق الرئيسي بين هذه الأجسام هو الكتلة.


الإجابات والردود

لا أعتقد أنه يمكنك الحصول على نجم نيوتروني بهذا الضوء.

قبل مناقشة سبب صحة شيء ما ، نحتاج أولاً إلى فهم ما إذا كان صحيحًا.

لا أعتقد أنه يمكنك الحصول على نجم نيوتروني بهذا الضوء.

قبل مناقشة سبب صحة شيء ما ، نحتاج أولاً إلى فهم ما إذا كان صحيحًا.

كتل النجوم المكونة لديها قدر أكبر من عدم اليقين. الأكبر (م1) لديه فرصة 90٪ بين 1.36 و 2.26 م☉ والأصغر (م2) لديه فرصة 90٪ ليكون بين 0.86 و 1.36 م

AFAIK إن فهمنا الحالي لمعادلة حالة مادة النجوم النيوترونية لا يستبعد هذا ، وأعتقد أنه يسمح للنجوم النيوترونية مثل ضوء حوالي 1/10 من الكتلة الشمسية أن تكون مستقرة. لكن فهمنا الحالي لمعادلة حالة مادة النجوم النيوترونية ليس جيدًا جدًا.

يحتوي J0453 + 1559 على ما قد يكون NS عند M = 1.174 (مع عدم يقين بنسبة 0.4 ٪). يمكن أن يكون WD ، على الرغم من أن المدار يناسب بشكل أفضل NS. بصرف النظر عن ذلك ، فإن توزيع النجوم النيوترونية هو في نطاق الكتلة الشمسية 1.1-2.0.

يعد استخدام قياس 1.11 كتلة شمسية مع عدم يقين بنسبة 23٪ كدليل على M & lt 1 أمرًا سخيفًا.

بيتر محق ، فالعديد من EOS تسمح بوجود مادة نجم نيوتروني مستقرة في M

0.1. ومع ذلك ، فإن هذه تتطلب مادة نجم نيوتروني بارد. بالنسبة للنجوم النيوترونية الساخنة - أي كل منهم - فإن الحد قريب من M = 1. (في الواقع ، هذا هو أحد الأسباب التي تجعلنا لا نعرف EOS جيدًا. جميع EOS قيد الدراسة لها تنبؤات مماثلة للسخونة NS المسألة). لذلك حتى لو كان الجسم الأصغر مستقرًا ، فلا توجد طريقة معروفة لتشكيله ، ولا يبدو أنه قد تم رصده.

بتعبير أدق ، كل منهم لاحظناه. قد يكون ذلك بسبب أن جميع النجوم النيوترونية التي لاحظناها هي صغيرة إلى حد ما - أي أن المستعرات الأعظمية التي شكلتها كانت حديثة إلى حد ما ، على المقاييس الزمنية الكونية. (يبلغ عمر النجم النابض لسديم السرطان ، على سبيل المثال ، حوالي 1000 عام). مع تقدم هذه الأجسام في العمر وتزداد برودة ، ستزداد صعوبة ملاحظتها ، على الأقل مع تقنيتنا الحالية.

ومع ذلك ، فمن الصحيح أيضًا أن العملية الرئيسية التي ندركها لتكوين النجوم النيوترونية - المستعر الأعظم - تتطلب نجمًا أكبر بكثير من الشمس (حوالي 2 إلى 3 كتل شمسية). يتم طرد جزء معقول من هذه الكتلة أثناء الانفجار ، ولكن هذا لا يزال يترك بقايا من كتلة شمسية واحدة أو نحو ذلك. لذلك ، حتى النجم النيوتروني البارد الذي هو من بقايا مستعر أعظم حدث منذ مليارات السنين ، لا يُتوقع ، لأسباب كونية ، أن يكون أخف بكثير من كتلة شمسية واحدة. لا أعرف ما إذا تم اقتراح آليات أخرى لتشكيل النجوم النيوترونية التي يمكن أن تجعل النجوم النيوترونية الباردة أخف بكثير من كتلة شمسية واحدة.

هذا يبدو غريبا. ما هي درجة الحرارة التي من شأنها أن تزيل الانحطاط في قلب النجوم النيوترونية؟ لأي درجة حرارة أقل بكثير من هذا المقياس ، لا ينبغي أن تكون درجة الحرارة مهمة كثيرًا.

اسمحوا لي أن أعرف لماذا أنا مخطئ.

هذا ليس هو الحال في الواقع. هناك نجوم نابضة شابة ، مثل Crab و Vela ، تعمل على التخلص من زخمها الزاوي الأولي. ولكن هناك نجوم نابضة أخرى (تسمى النجوم النابضة ميلي ثانية ، على الرغم من أن هذا المصطلح مضلل) تم نسجها احتياطيًا. مواعدتهم ليست سهلة ، كل ما يمكننا فعله هو مواعدة النجوم المصاحبة لهم. الأعمار النموذجية هي مليارات السنين.

هناك حوالي 200 من هؤلاء معروفين. لا يوجد كتلة أقل من 1.1-1.2. لذا ، إذا كانت هناك NSs أصغر هناك ، فلماذا لم نشهد أي نسج؟

كما ذكرت سابقًا ، لا توجد آلية تشكيل معروفة. هذا قد لا يفسر بشكل كاف الصعوبة. لصنع واحدة من هذه ، تحتاج إلى الضغط عليها دون تسخينها. الجاذبية لن تفعل ذلك من أجلك. أنت بحاجة إلى آلية ضغط غير جاذبية يمكنها أن تشع طاقة أسرع من الإشعاع الحراري. حظا سعيدا في العثور على واحد من هؤلاء.

ستكون بعض أجزاء هذه الكائنات في ثنائيات ، لذلك لديك احتمال وجود مكافئات SNa 1a. لا شيء من هذا القبيل مرئي.

AFAIK إن فهمنا الحالي لمعادلة حالة مادة النجوم النيوترونية لا يستبعد هذا ، وأعتقد أنه يسمح للنجوم النيوترونية مثل ضوء حوالي 1/10 من الكتلة الشمسية أن تكون مستقرة. لكن فهمنا الحالي لمعادلة حالة مادة النجوم النيوترونية ليس جيدًا جدًا.

هناك عملية طبيعية واحدة لإزالة الكتلة من النجم النيوتروني. عندما تبدأ المادة من سطح النجم النيوتروني بالانتشار إلى نجم نيوتروني آخر أو ثقب أسود ، والهروب على الجانب الآخر.

ولكن نظرًا لأن النجوم النيوترونية تتوسع عند إزالة الكتلة ، فعندما يبدأ النجم النيوتروني في فقدان كتلته ، فإنه يتمدد مما يتسبب في زيادة الكتلة. الجدول الزمني لتلك العملية؟ يقع نجم نيوتروني في منطقة قطرها 10 كيلومترات. سرعة الصوت في حدود 100000 كم / ثانية. إذن ، فإن النطاق الزمني هو مئات الميكروثانية.

كيف يقارن الجدول الزمني لتوسع النجوم النيوترونية بالمقياس الزمني لاضمحلال بيتا؟ عملية Urca التبريد؟

ما الذي يمكن أن يكشفه بالضبط اندماج النجوم النيوترونية حول معادلة حالة المادة النووية ، باردة وساخنة؟

يتم تبريد النجم النيوتروني الأصغر عن طريق التمدد الثابت.

ويطلق تحلل النيوترونات بالضرورة كلاً من مضادات النيترينو والحرارة.

قد تنتقل الحرارة إلى تمدد ثابت الحرارة أو الإشعاع الكهرومغناطيسي أو عملية أوركا. والتي على عكس تحلل بيتا تنتج كلا من مضادات النترينو والنيوترينوات.

في غضون أجزاء من الثانية بعد أن بدأ GW170817 في التسرب ، لا بد أن النجم النيوتروني الأكبر قد أصبح ساخنًا على الفور وبدأ في إصدار كلاً من عملية الكهرومغناطيسية الحرارية وعملية Urca. من ناحية أخرى ، فإن الثقب الأسود أسود ، وبالتالي لن ينتج نيوترينوات عملية Urca.

ما مدى كفاءة المادة النيوترونية الممتدة والمتسربة في إنتاج النيوترينوات بواسطة عملية Urca ، بدلاً من إنتاج مضادات النيترينوات عن طريق اضمحلال بيتا؟

كما أن الثقب الأسود ليس له شعر. النجم النيوتروني له شعر. يجب أن ينتج عن تذبذبات مادة فعلية لنجم نيوتروني بدون أفق حدث موجات جاذبية مختلفة تمامًا عن الحلقة السفلية لثقب أسود غير منظم ، وحساسة للمعادلة الفعلية للحالة الداخلية.


هل هناك مصطلح لوصف كل النجوم التي ليست نجوما نيوترونية أو أقزام بيضاء؟ - الفلك

المادة العادية ، أو الأشياء التي يتكون منها كل ما حولنا ، تتكون إلى حد كبير من مساحة فارغة. حتى الصخرة هي في الغالب مساحة فارغة. هذا لأن المادة مصنوعة من الذرات. الذرة عبارة عن سحابة من الإلكترونات تدور حول نواة مكونة من البروتونات والنيوترونات.

تحتوي النواة على أكثر من 99.9٪ من كتلة الذرة ، ومع ذلك يبلغ قطرها 1/100000 من كتلة سحابة الإلكترون. تشغل الإلكترونات نفسها مساحة صغيرة ، لكن نمط مدارها يحدد حجم الذرة ، وهو بالتالي مساحة مفتوحة بنسبة 99.9999999999999٪!

ما نعتبره صلبًا بشكل مؤلم عندما نصطدم بصخرة هو حقًا هجاء من الإلكترونات التي تتحرك عبر الفضاء الفارغ بسرعة كبيرة بحيث لا يمكننا رؤية & # 151 أو الشعور & # 151 بالفراغ. كيف سيبدو الأمر إذا لم يكن فارغًا ، إذا تمكنا من سحق سحابة الإلكترون إلى حجم النواة؟ لنفترض أنه يمكننا توليد قوة قوية بما يكفي لسحق كل الفراغ من صخرة بحجم ملعب كرة قدم تقريبًا. سوف تنضغط الصخرة إلى حجم حبة الرمل وستظل تزن 4 ملايين طن!

تحدث هذه القوى المتطرفة في الطبيعة عندما ينهار الجزء المركزي من نجم ضخم ليشكل نجمًا نيوترونيًا. يتم سحق الذرات تمامًا ، ويتم تشويش الإلكترونات داخل البروتونات لتشكيل نجم يتكون بالكامل تقريبًا من النيوترونات. والنتيجة نجم صغير يشبه النواة العملاقة وليس له مساحة فارغة.

النجوم النيوترونية هي أجسام غريبة ورائعة. إنها تمثل حالة متطرفة من المادة التي يتوق الفيزيائيون إلى معرفة المزيد عنها. ومع ذلك ، حتى لو كان بإمكانك زيارة أحدها ، يُنصح برفض العرض.

سيؤدي مجال الجاذبية الشديد إلى سحب مركبتك الفضائية إلى أشلاء قبل أن تصل إلى السطح. الحقول المغناطيسية حول النجوم النيوترونية قوية للغاية أيضًا. تضغط القوى المغناطيسية على الذرات في شكل السيجار. حتى لو بقيت مركبتك الفضائية بحذر على بعد بضعة آلاف من الأميال فوق سطح النجم النيوتروني لتجنب مشاكل الحقول المغناطيسية والتثاقلية الشديدة ، فستظل تواجه خطرًا قاتلًا آخر.

إذا كان النجم النيوتروني يدور بسرعة ، كما هو الحال في معظم النجوم النيوترونية الشابة ، فإن الحقول المغناطيسية القوية جنبًا إلى جنب مع الدوران السريع تخلق مولدًا رائعًا يمكنه إنتاج اختلافات في الجهد الكهربي لمليارات الفولتات. هذه الفولتية ، التي تزيد بمقدار 30 مليون مرة عن تلك الخاصة بمسامير الصواعق ، تخلق عواصف ثلجية مميتة من الجسيمات عالية الطاقة.

تنتج هذه الجسيمات عالية الطاقة حزمًا من الإشعاع من الراديو عبر طاقات أشعة جاما. مثل شعاع المنارة الدوارة ، يمكن ملاحظة الإشعاع كمصدر نابض للإشعاع ، أو نجم نابض. رصد علماء الفلك الراديوي النجوم النابضة لأول مرة في عام 1967. ويوجد الآن ما يقرب من 1000 نجم نابض معروف. النجم النابض في سديم السرطان ، أحد أصغر النجوم النابضة وأكثرها نشاطًا ، لوحظ أنه ينبض في كل طول موجي تقريبًا & # 151 راديو ، وبصري ، وأشعة سينية ، وأشعة جاما. لوحظ أن بضع عشرات من النجوم النابضة تنبض في الأشعة السينية وستة منها تنبض في أشعة جاما.


توضح هذه الرسوم التوضيحية كيف يمكن لنجم نيوتروني يدور بسرعة كبيرة ، والذي تشكل من انهيار نجم ضخم جدًا ، أن ينتج مجالات مغناطيسية قوية بشكل لا يصدق. تُعرف هذه الأشياء باسم المغناطيسية.

النجوم المغناطيسية هي نجوم نيوترونية ذات مجالات مغناطيسية أكبر بحوالي كوادريليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض. يُعتقد أن هذه الحقول المغناطيسية الرائعة تنتج عندما يتشكل نجم نيوتروني سريع الدوران للغاية عن طريق انهيار قلب نجم ضخم. عندما يتشكل نجم نيوتروني فإنه يتسبب في انفجار مستعر أعظم يطرد الطبقات الخارجية للنجم بسرعات عالية.

يؤدي المعدل المرتفع لدوران النجم النيوتروني إلى تكثيف المجال المغناطيسي الفائق القوة بالفعل إلى مستويات مغناطيسية. عندما تصبح القوى المغناطيسية قوية بما فيه الكفاية ، فإنها قد تتسبب في حدوث زلازل نجمية على سطح النجم النيوتروني مما ينتج عنه اندفاعات قوية من الأشعة السينية تسمى ومضات الأشعة السينية. قد تمثل هذه الأحداث نوعًا وسيطًا من انفجار المستعر الأعظم - أكثر نشاطًا من المستعرات الأعظمية العادية ، ولكنها أقل نشاطًا من المستعرات الأعظمية ، التي يُعتقد أنها مسؤولة عن انفجارات أشعة جاما. يمكن أن تحدث الانفجارات المغناطيسية أيضًا لمئات السنين بعد الانفجار الأولي.

أقوى مجال مغناطيسي ثابت يتم إنتاجه على الأرض في المختبر أكبر بحوالي مليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض. أبعد من هذا الحد فإن المواد المغناطيسية العادية سوف تتفجر بفعل القوى المغناطيسية. فقط على النجم النيوتروني ، حيث تبلغ جاذبية الأرض أكثر من 100 مليار مرة ، يمكن للمادة أن تصمد أمام القوى المغناطيسية للنجم المغناطيسي ، وحتى هناك يمكن أن تتفكك قشرة النجم النيوتروني تحت الضغط.

مصدر القوة هو المجال المغناطيسي الذي يدور بسرعة ، لذلك تسمى هذه النجوم النابضة أحيانًا النجوم النابضة ذات الطاقة الدورانية ، لتمييزها عن نوع آخر من النجوم النابضة التي اكتشفها علماء الفلك بالأشعة السينية ، النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة.


النجوم النابضة بالطاقة التراكمية

إذا كان النجم النيوتروني في مدار قريب حول نجم مصاحب عادي ، فيمكنه التقاط المادة المتدفقة بعيدًا عن هذا النجم. ستشكل هذه المادة الملتقطة قرصًا حول النجم النيوتروني والذي منه سوف يتدحرج لأسفل ويسقط ، أو ينضم إلى النجم النيوتروني.

ستكتسب المادة المتساقطة كمية هائلة من الطاقة أثناء تسارعها. سيتم إشعاع الكثير من هذه الطاقة بعيدًا في طاقات الأشعة السينية. يمكن أن يوجه المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني المادة نحو الأقطاب المغناطيسية ، بحيث يتركز إطلاق الطاقة في عمود ، أو بقعة من المادة الساخنة. عندما يدور النجم النيوتروني ، تتحرك المنطقة الساخنة داخل وخارج الرؤية وتنتج نبضات الأشعة السينية.

إذا كان لديك متصفح يدعم جافا ، فيمكنك عرض الرسوم المتحركة ومناقشة النجوم النابضة للأشعة السينية.

يتم إنتاج النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة التراكمية عن طريق تدفق المادة إلى النجم النيوتروني ، بينما تنتج النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة الدورانية تدفقًا خارجيًا للمادة. (في بعض الحالات ، يمكن أن تكون المساهمة الكبيرة في انبعاث الأشعة السينية من أغطية قطبية يتم تسخينها بواسطة جسيمات "متدفقة"). بالنسبة للحالة الأخيرة ، فإن الدوران السريع مطلوب. بالنسبة للأول ، هناك حاجة إلى مصدر وفير للغاز المتسرب ، مثل النجم المرافق. (انظر الأنظمة النجمية الثنائية والمتعددة)

بعض أقوى مصادر الأشعة السينية في مجرتنا تتراكم في النجوم النيوترونية في أنظمة النجوم الثنائية. مع Chandra ، اكتشف علماء الفلك المئات من هذه الأجسام في مجرات أخرى أيضًا. تُظهر النجوم النيوترونية المتراكمة سلوكيات مختلفة يُعتقد أنها مرتبطة بتفاصيل كيفية سقوط المادة على النجم النيوتروني. بعضها ينبض بثبات ، وبعضها يهتز بطريقة شبه دورية ، وبعضها ينفجر بشكل متفجر ، وبعضها يقذف نفثات من جسيمات عالية الطاقة. إذا كان لديك متصفح يدعم جافا ، فيمكنك عرض الرسوم المتحركة ومناقشة النجوم النابضة للأشعة السينية.

يمكن أن ينتج الثقب الأسود في النظام الثنائي أيضًا مصدرًا يعمل بالطاقة التراكمية. نظرًا لأن الثقوب السوداء ليس لها سطح أو قطب مغناطيسي بالمعنى الطبيعي للكلمة ، فإنها لا تستطيع إنتاج نبضات أشعة سينية منتظمة ، على الرغم من أنها قد تومض.


اقتراحات للقراءة

ما نتحدث عنه عندما نتحدث عن "الديماغوجيين"

لم نسمع من قبل بريتني سبيرز مثل هذا

علم الكبرياء به مشكلة تمثيل

الجواب له علاقة بـ Ovid. وشكسبير. وتوماس اديسون. وماري بيكفورد. النجوم هي نجوم ، بالتأكيد ، لأنها تتألق وتتألق - لأنها ، حتى عندما تغمرها الأضواء ، يبدو أنها تمتلك بريقًا خاصًا بها. لكنها "نجوم" ، بشكل أكثر تحديدًا ، لأنها جزء من ميل الثقافة الغربية القديم لربط الإنسان بالسماوي. إنهم "نجوم" لأن جمهورهم يريدهم - وبمعنى ما يحتاجهم - ليكونوا كذلك.

يعود الاستخدام الواسع لكلمة "نجمة" للإشارة إلى قائد بيننا إلى العصور الوسطى ، كما أخبرني بيتر ديفيس ، مؤرخ المسرح في جامعة إلينوي في أوربانا شامبين ، إلى العصور الوسطى. شوسر ، الذي كان أيضًا أول مستخدم مسجل لكلمة "مشهور" ومن أوائل من استخدم كلمة "مشهور" ، ألمح أيضًا إلى التقارب المعجمي بين الإنسان والسماوي: بيت الشهرة، حالم "تشوسر" يشعر بالقلق من أنه قد يجد نفسه "متخوفًا". “O God Who made nature,” the dreamer thinks, “am I to die in no other way? Will Jove transform me into a star?”

Chaucer, Dean Swinford points out in his book Through the Daemon’s Gate, was recalling Ovid’s notion of metamorphosis—the idea that humans could be transformed, in this case, into the shiny stuff of constellations. Chaucer’s words also carried architectural implications that would likely have been apparent to his audiences: “Fixing with stars,” Swinford points out, “implies the creation of a mosaic-like decoration of the interior of a cathedral.” The building was an intentional mimicry of the sky, and an unintentional anticipation of Hollywood’s own kind of firmament: It presented stars as a constellation of gleaming lights, always above.

ال US Weeklyfied version of stellification is in many ways a direct descendant of Chaucer’s: It emphasizes the role of the celebrity as a body both distant and accessible, gleaming and sparkling and yet reassuringly omnipresent. Stars have long suggested a kind of order—and orientation—within chaotic human lives. They have long hinted that there is something bigger, something beyond, something more.

Little surprise, then, that—especially as the world of science became more familiar with the workings of celestial bodies—the world of the theater seized on their symbolism. Molière, Peter Davis told me, made Chaucerian use of the personified “star”: In School for Wives, in 1662, Horace describes Agnes as “this young star of love, adorned by so many charms.” Shakespeare, too, neatly anticipated Hollywood’s blending of the personal and the celestial in both his plays and his poems. “We make guilty of our disasters the sun, the moon, and stars,” Edmund laments in King Lear, “as if we were villains on necessity, fools by heavenly compulsion.” Love, too, in Shakespeare’s mind, makes its highest sense as a heavenly force, reassuring in its constancy: In “Sonnet 116,” the bard finds love to be “. an ever-fixed mark / That looks on tempests and is never shaken / It is the star to every wand’ring bark, / Whose worth’s unknown, although his height be taken.”

It was in this context, Davis explains, that the notion of the human star came to refer, in particular, to the decidedly grounded firmament of the theater—and to the decidedly human person of the actor. According to the Oxford English Dictionary, the first reference to a “star” of the stage came in 1751, with the Bays in Council announcing, “You may Shine the brightest Theatric Star, that ever enliven’d of charm’d an Audience.” Around the same time, in 1761, the book Historical Theatres of London & Dublin noted of an apparently Meryl Streepian actor named Garrick: “That Luminary soon after became a Star of the first Magnitude.” Garrick would appear again in 1765, in an extremely effusive article written about him in The Gentleman’s and London Magazine: “The rumor of this bright star appearing in the East flew with the rapidity of lightening through the town, and drew all the theatrical Magi thither to pay their devotions to his new-born son of genius….”

By the 1820s, it was common to refer to actors as “stars”—for purposes of salesmanship as much as anything else. Theater touring became popular during that time, in both England and America. British actors, in particular, Davis told me, were often promoted as “stars” for their tours in the U.S. as a way to ensure that large audiences would come to witness their performances. Actors like Edmund Kean, George Frederick Cooke, and Charles and Fanny Kemble were celestially sold to American audiences. Sometimes, Davis notes, the actors were considered to have passed their prime in Britain they used their American tours to reboot their careers back home. It was fitting: Through the wily dynamics of public relations, “star,” in the U.S., was born.

The term carried through as theater acting gave way to movie acting—as silent films gave way to talkies. “The observable ‘glow’ of potential stardom was present from the very beginning of film history,” Jeanine Basinger notes in her book The Star Machine. But it also took hold, as with so much else in Hollywood history, fitfully. As Jan-Christopher Horak, the director of the UCLA Film and Television Archive, told me, the earliest films didn’t name the actors who starred in them. That was in part because the actors, many of whom had been trained in the theater, were initially embarrassed to be putting their hard-won skills to the service of this strange new medium.

It was also, however, because of the mechanics of the medium itself. On film, Anne Helen Petersen suggests in her book Scandals of Classic Hollywood: Sex, Deviance, and Drama From the Golden Age of American Cinema, the Hollywood star was a function of technology as much as it was one of culture. As early cinema developed in the early 20th century, bulky and unwieldy cameras made it difficult for cinematographers to capture anything beyond full-length shots of actors. “Because viewers couldn’t see the actor’s face up close,” Petersen writes, “it was difficult to develop the feelings of admiration or affection we associate with film stars.” As cameras improved, though, close-ups became more common, emphasizing actors’ faces and humanity. As sound became part of the cinema experience, voices, too, substituted full personas for lurching images. The “picture personality” had arrived. The “star,” yet again, was born.

With that came the star system that would give structure to Hollywood for much of its young life. Mary Pickford, Horak notes, one of the first movie actors to be billed under her (stage) name, soon began making films under her own banner. Charlie Chaplin, long before Andy Warhol would ironize the term, became a superstar. The star itself, in the era of spotlights and marquis banners, soon became a metonym—a convenient and fitting way to describe the people who studded Hollywood’s new and expanding firmament. The term that had taken life in the age of Shakespeare and Molière and early romanticism—a time that would, in some places, find art becoming obsessed with the dignity of the individual and the fiery workings of the human soul—came alive yet again in the glow of the screen.

It may be quaint, today, to talk of “movie stars.” This is an age defined, after all, by that other Chaucerian term: the “celebrity.” It’s an age of actor-founded lifestyle brands and internet-famous felines and people starring in reality itself. But our current celebrities, too, suggest something similar to what “star” has long evoked: orientation, transcendence, a kind of union between mortals and the gods they have chosen for themselves. “Celebrity” comes from the Old French for “rite” or “ceremony” it suggests that even the most frivolous of the famous are filling a role that is, in its way, profound. Stars—fusions of person and persona, of the fleshy human and the flinty image on the stage and screen—have long offered a kind of structure within the hectic hum of human lives. They have long promised that most basic and inspiring of things: that we can be something more than what we are. “I am big,” Norma Desmond, that fading star, insisted. “It’s the pictures that got small.”


Interesting Facts About Stars

Think you know everything there is to know about stars? Think again! Here’s a list of 10 interesting facts about stars some you might already know, and few that are going to be new.

1. The Sun is the closest star

Okay, this one you should know, but it’s pretty amazing to think that our own Sun, located a mere 150 million km away is average example of all the stars in the Universe. Our own Sun is classified as a G2 yellow dwarf star in the main sequence phase of its life. The Sun has been happily converting hydrogen into helium at its core for 4.5 billion years, and will likely continue doing so for another 7+ billion years. When the Sun runs out of fuel, it will become a red giant, bloating up many times its current size. As it expands, the Sun will consume Mercury, Venus and probably even Earth. Here are 10 facts about the Sun.

2. Stars are made of the same stuff

All stars begin from clouds of cold molecular hydrogen that gravitationally collapse. As they cloud collapses, it fragments into many pieces that will go on to form individual stars. The material collects into a ball that continues to collapse under its own gravity until it can ignite nuclear fusion at its core. This initial gas was formed during the Big Bang, and is always about 74% hydrogen and 25% helium. Over time, stars convert some of their hydrogen into helium. That’s why our Sun’s ratio is more like 70% hydrogen and 29% helium. But all stars start out with 3/4 hydrogen and 1/4 helium, with other trace elements.

3. Stars are in perfect balance

You might not realize but stars are in constant conflict with themselves. The collective gravity of all the mass of a star is pulling it inward. If there was nothing to stop it, the star would just continue collapsing for millions of years until it became its smallest possible size maybe as a neutron star. But there is a pressure pushing back against the gravitational collapse of the star: light. The nuclear fusion at the core of a star generates a tremendous amount of energy. The photons push outward as they make their journey from inside the star to reach the surface a journey that can take 100,000 years. When stars become more luminous, they expand outward becoming red giants. And when they run out of light pressure, they collapse down into white dwarfs.

4. Most stars are red dwarfs

If you could collect all the stars together and put them in piles, the biggest pile, by far, would be the red dwarfs. These are stars with less than 50% the mass of the Sun. Red dwarfs can even be as small as 7.5% the mass of the Sun. Below that point, the star doesn’t have the gravitational pressure to raise the temperature inside its core to begin nuclear fusion. Those are called brown dwarfs, or failed stars. Red dwarfs burn with less than 1/10,000th the energy of the Sun, and can sip away at their fuel for 10 trillion years before running out of hydrogen.

5. Mass = temperature = color

The color of stars can range from red to white to blue. Red is the coolest color that’s a star with less than 3,500 Kelvin. Stars like our Sun are yellowish white and average around 6,000 Kelvin. The hottest stars are blue, which corresponds to surface temperatures above 12,000 Kelvin. So the temperature and color of a star are connected. Mass defines the temperature of a star. The more mass you have, the larger the star’s core is going to be, and the more nuclear fusion can be done at its core. This means that more energy reaches the surface of the star and increases its temperature. There’s a tricky exception to this: red giants. A typical red giant star can have the mass of our Sun, and would have been a white star all of its life. But as it nears the end of its life it increases in luminosity by a factor of 1000, and so it seems abnormally bright. But a blue giant star is just big, massive and hot.

6. Most stars come in multiples

It might look like all the stars are out there, all by themselves, but many come in pairs. These are binary stars, where two stars orbit a common center of gravity. And there are other systems out there with 3, 4 and even more stars. Just think of the beautiful sunrises you’d experience waking up on a world with 4 stars around it.

7. The biggest stars would engulf Saturn

Speaking of red giants, or in this case, red supergiants, there are some monster stars out there that really make our Sun look small. A familiar red supergiant is the star Betelgeuse in the constellation Orion. It has about 20 times the mass of the Sun, but it’s 1,000 times larger. But that’s nothing. The largest known star is the monster VY Canis Majoris. This star is thought to be 1,800 times the size of the Sun it would engulf the orbit of Saturn!

8. The most massive stars are the shortest lived

I mentioned above that the low mass red dwarf stars can sip away at their fuel for 10 trillion years before finally running out. Well, the opposite is true for the most massive stars that we know about. These giants can have as much as 150 times the mass of the Sun, and put out a ferocious amount of energy. For example, one of the most massive stars we know of is Eta Carinae, located about 8,000 light-years away. This star is thought to have 150 solar masses, and puts out 4 million times as much energy. While our own Sun has been quietly burning away for billions of years, and will keep going for billions more, Eta Carinae has probably only been around for a few million years. And astronomers are expecting Eta Carinae to detonate as a supernovae any time now. When it does go off, it would become the brightest object in the sky after the Sun the Moon. It would be so bright you could see it during the day, and read from it at night.

9. There are many, many stars

Quick, how many stars are there in the Milky Way. You might be surprised to know that there are 200-400 billion stars in our galaxy. Each one is a separate island in space, perhaps with planets, and some may even have life. But then, there could be as many as 500 billion galaxies in the Universe, and each of which could have as many or more stars as the Milky Way. Multiply those two numbers together and you’ll see that there could be as many as 2 x 10 23 stars in the Universe. That’s 200,000,000,000,000,000,000,000.

10. And they’re very far

With so many stars out there, it’s amazing to consider the vast distances involved. The closest star to Earth is Proxima Centauri, located 4.2 light-years away. In other words, it takes light itself more than 4 years to complete the journey from Earth. If you tried to hitch a ride on the fastest spacecraft ever launched from Earth, it would still take you more than 70,000 years to get there from here. Traveling between the stars just isn’t feasible right now.

لقد سجلنا العديد من حلقات علم الفلك المصبوب حول النجوم. إليك اثنين قد تجدهما مفيدًا: الحلقة 12: من أين تأتي النجوم الصغيرة ، والحلقة 13: أين تذهب النجوم عندما تموت؟


IRA FLATOW: For decades, astronomers have been puzzling over the mystery of ULXs. Those are Ultra Luminous X-ray sources– of course you knew that– often perched in the edges of galaxies, not quite strong enough to be super-massive black holes, but too bright to be other kinds of known objects. Well, four years ago, the mystery seemed solved.

The fledgling NuSTAR telescope detected pulsations that proved at least a few of them were neutron stars. Neutron stars– tiny dense stars that pack the mass of several suns into the space of just a few kilometers. But that just created a new problem, because these neutron stars were far brighter than they should be– given what we know about the limitations of mass and luminosity in stars, hundreds of times too bright, the kind of a problem astronomers love to have.

Well, now new research might have an answer. These neutron stars might have an intensely-powerful magnetic field, 10 billion times the strongest magnetic field we’ve ever generated on Earth. The research is published in Nature Astronomy this week. And my guest, Dr. Matt Middleton, a lecturer in physics and astronomy at the University of Southampton in UK is one of the co-authors. Welcome, Dr. Middleton, to Science Friday.

MATT MIDDLETON: Hi, there. Thank you for having me on.

IRA FLATOW: So what made these X-ray sources so mysterious?

MATT MIDDLETON: Right. So the mystery really goes back to the 1970s, when people first started looking out into the universe with X-ray telescopes. Because remember, you can’t actually see X-ray bright objects on the Earth, because– thankfully– our atmosphere protects us from such harmful radiation. And when people looked out, they found these things that were really, really bright. They were far too bright than they had any right to be, really.

They weren’t associated with the centers of galaxies, where we know material falls onto these super-massive black holes, where the mass is millions of billions times the mass of the sun. But they were still way too bright to be what we normally see in X-ray binaries, where we have a black hole which is, say, 10 times the mass of the sun, or a neutron star, which is around 1 to 1.4 time the mass of the sun, or even white dwarfs, which can be even more tiny. But they’re really, really gravitationally-compact objects. And material falls onto them. And they get very bright.

But these ULXs, they seem to be too bright for that. So for a long time, astronomers were sort of scratching their heads and going, well, what could this be? And people first thought, OK, well, maybe these are a new type of gravitationally-compact objects. And maybe these are what we’ll call intermediate mass black holes, which is a great idea, right? Because we know that super-massive black holes in the centers of basically all galaxies had to form somehow. So they had to build themselves up from very, very small, possibly primordial black holes.

And somewhere along that line, there may have been intermediate mass black holes, around 100, 1,000, 10,000 times the mass of the sun. So maybe that’s what they were. But we can’t just go and weight these things. It’s very, very difficult. So we needed indirect evidence to work out what they were.

And so for a very long time this argument in the community raged, on what are they? Do we think they’re normal, stellar mass compact objects? Or do we think they’re intermediate mass black holes? So that was really the root of all these arguments.

IRA FLATOW: So voila– you look at your data. And you say, they’re not black holes. They are a different kind of neutron star that we’ve not seen before?

MATT MIDDLETON: Well, so it’s slightly more complicated than that. So we looked at them, and the evidence wasn’t clear cut. So we looked at what we call the X-ray spectra and their variability. So the spectrum is where you break your light into various different channels. And you look at the shape of that. And you can compare that to objects that we know and study really well.

And for a long time we looked at them and we thought, well, we don’t really know what these look like. They could be intermediate mass black holes. Or they could be stellar mass black holes. Maybe they could be neutron stars. We don’t really know. We all had to come up with indirect lines of thought to get there.

And then all of a sudden, things got much simpler, because a colleague of ours, Matteo Bachetti, discovered with the NuSTAR telescope– which is led by Fiona Harrison, who I know you’ve had on the show before– they discovered these pulsations. And these positions indicated that this thing had to have a surface. And it was spinning really quickly. So all of a sudden they thought, well, it can’t be a black hole, because black holes don’t have surfaces.

MATT MIDDLETON: Although hypersurface is a different topic altogether. So it had to be neutron star. And then the question is, how can these neutron stars be so bright?

IRA FLATOW: And then your answer was, well, we give them this giant magnetic field.

MATT MIDDLETON: So there’s two ways to do it two ways to skin this cat. You can either put a lot of material at very, very rapid rates towards a neutron star. And then what happens– at a certain radius, in what we call an accretion disk, so imagine a pancake. And in the middle of that pancake you’ve got a neutron star. At some radius, or some distance from the neutron star, the disk puffs up. And then it tapers down to the neutron star, so in a bit of a cone, right?

MATT MIDDLETON: And then all that radiation that’s produced within that disk or from that neutron star gets trapped within that cone. And it gets what we call geometrically beamed towards us. So it’s like having a flashlight. It’s mirrored behind it, so that it reflects that illumination that’s coming from the bulb back out towards you. That’s why it looks so much brighter than it would do if you just had the bulb on it’s own. So that’s one way you can do it.

The other way you can do it is by having, as you said, a really, really strong magnetic field. And it’s possible the truth lies somewhere in between. The importance of the magnetic field in this picture is that it reduces what we call the cross-section, or the scattering cross-section to electrons.

And that’s horribly complicated. So let me just say what I mean there. What we define as the Eddington limit is the point at which radiation– so the push by light is balanced by gravity. And that push by light is related to what those photons in that light can scatter off. It’s called a cross-section, OK?

So that cross-section changes. If it becomes smaller, then you can put more material onto your neutron star or your black hole. And so you can essentially generate more luminosity that way. So there are two ways to do it. You either have geometrical beaming or you have a very, very strong magnetic field. And those are really the two options that people have been investigating.

IRA FLATOW: Mm-hmm. This is Science Friday from PRI, Public Radio International. Talking with Matt Middleton, lecturer in physics and astronomy at the University of Southampton in the UK. You know, black holes get so much attention, don’t they?

IRA FLATOW: Do you neutron star guys get a little jealous of not giving enough neutron star love out there to these stars?

MATT MIDDLETON: Oh, there’s so much neutron star love. There’s so much neutron star love. You know, a big shout-out to all my people who work on ultra-dense matter. I think the thing is that black holes are fundamentally very sexy. You know, look at films like Interstellar. And if you’re old enough, you might remember a Disney film called Black Hole.

It’s very easy– because they’re quite scary things and they’re quite cool. They’re beyond what we can conceptualize. Neutron stars are very difficult to conceptualize. But they are essentially a star. So you can picture that in your head. A black hole is shrunk down beyond the [INAUDIBLE]. It’s so small you have to invoke quantum gravity and all sorts of weird effects.

But the neutron star community is so alive and effervescent. And they’re working all sorts of fantastic things, including ultra-dense matter, which is something we can never really probe on Earth. So the physics that they’re doing, you can’t really approach through any other means. So I don’t think the neutron star guys are upset by black hole astrophysicists and the results that we get out.

I think maybe black hole guys sometimes wish there was a surface, because those have their own very special effects. And sometimes neutron star guys probably think, wow, I really wish this thing didn’t have a surface. It’d make things in my life a lot easier.

MATT MIDDLETON: But they’re different bits of science, and both of them extremely interesting.

IRA FLATOW: Of course, last year’s big gravitational wave news was that LIGO and Virgo had detected these colliding neutron stars–

IRA FLATOW: Something we’ve never observed before. Is there something else like that we might soon have a chance to observe?

MATT MIDDLETON: Yeah, sure. Well, I mean, so the very first detection was two black holes merging together.

MATT MIDDLETON: And then neutron stars have also been found, which were long expected to be found. And it’s a really interesting question. So the way that you detect gravitational waves is that– well, not the way you detect them, but the way you produce them is having what we call a gravitational quadrupole moment. And lots of things can have gravitational waves. You or I could be producing gravitational waves, just so small we could never detect them.

So who knows what we’re going to find out there. We could be seeing super-massive black holes that are spinning together and merging. We could be looking back at the early times in the universe and looking at the gravitational waves coming from those black holes merging, and then the galaxies being formed and developed around them. We could be finding neutron stars, [? coming out of ?] black holes, or white dwarfs [? coming ?] [? out of ?] neutron stars, all sorts of things. So it’s going to be an extremely interesting and important window we’ve opened to the universe. And I personally feel very, very honored to be part of astronomy in this exciting time, because it’s going to get really interesting.

IRA FLATOW: Because I talk to astronomers and physicists all the time. And what really excites them is that they don’t know something.

MATT MIDDLETON: Yeah, absolutely.

IRA FLATOW: It’s the hunt that they like.

MATT MIDDLETON: Well, of course. I mean, we can’t write papers on what people already know. We’re in it for the mystery, right? And I love astronomy. You know, I grew up watching Star Trek– I mean, obviously, the Patrick Stewart version, you know?

MATT MIDDLETON: But those sort of programs really touched me as a child. And of course I got interested in astronomy and the mysteries that are out there. And yeah, OK, I don’t fly around in a starship. But I can close my eyes and pretend.

MATT MIDDLETON: But I get to work on these amazing objects. And I’m just really fortunate to get to do that.

IRA FLATOW: Well, I’m glad you “engage” in your work.

MATT MIDDLETON: Hell of a pun.

IRA FLATOW: Yeah I know. That’s me. Matt Middleton lectures in physics and astronomy, University of Southampton, and co-author of the new neutron star research. Glad to see you have so much fun with this. Thank you for taking time to be with us today.

MATT MIDDLETON: My pleasure, anytime.

Copyright © 2018 Science Friday Initiative. كل الحقوق محفوظة. Science Friday transcripts are produced on a tight deadline by 3Play Media. Fidelity to the original aired/published audio or video file might vary, and text might be updated or amended in the future. For the authoritative record of Science Friday’s programming, please visit the original aired/published recording. For terms of use and more information, visit our policies pages at http://www.sciencefriday.com/about/policies/


شاهد الفيديو: هذا الشيء الغريب يجعل الأرض تفقد 50,000 طن من وزنها سنويا (شهر نوفمبر 2021).