الفلك

هل هيكل القزم الأبيض المتبلور مرتبط بالمعكرونة النووية؟

هل هيكل القزم الأبيض المتبلور مرتبط بالمعكرونة النووية؟

هناك أخبار عن تحليل لعدد كبير من الأقزام البيضاء القريبة تكشف عن "تراكم" عند نقطة معينة في تبريدها والذي كان متوقعًا حدوثه بسبب تغير الطور حيث تتبلور المادة النووية. هذا مشابه لمزيج من الثلج والماء المتبقي عند درجة حرارة 0 مئوية أثناء عملية التجميد (أو الذوبان).

كيف تبدو هذه المادة البلورية؟ هل هي حقًا شبكة من نوى الكربون والأكسجين في بعض الهياكل المميزة (مكعب BCC ... إلخ)؟ هل يرتبط بطريقة ما بالمعكرونة النووية؟

الطبيعة: التبلور الأساسي والتراكم في تسلسل التبريد للأقزام البيضاء المتطورة


يُعتقد أنه بلوري بنفس المعنى الذي يعتبر فيه الماس بلوريًا. تصبح تفاعلات الكولوم بين الأيونات الموجبة الشحنة أكبر بكثير من طاقاتها الحرارية وتستقر في شبكة بلورية.

كلاهما يطلق حرارة كامنة و يزيد من السعة الحرارية للأيونات (يضاعفها تقريبًا). يؤدي هذا إلى "تراكم" الأقزام البيضاء مع درجات حرارة داخلية حول مرحلة التبلور الانتقالية. ومع ذلك ، فإن التراكم ليس شديد الانحدار لأن درجة حرارة التجمد تزداد مع زيادة الكثافة وتكون الأجزاء الداخلية للقزم الأبيض متساوية الحرارة تقريبًا. هذا يعني أنها تتجمد من الداخل إلى الخارج.

من المتوقع أن يكون الهيكل البلوري مخفي.

أعتقد أن الشيء الوحيد الذي يشترك فيه هذا مع المعكرونة النووية هو أنهما عبارة عن تحولات طورية. المعكرونة النووية هي تجمع النوكليونات (النيوترونات والبروتونات) في أشكال غريبة من أجل تقليل كثافة الطاقة الإجمالية للغاز. درجة الحرارة ليست مشكلة حقيقية هنا وكلها تتعلق بالكثافة.


بناء المجالات المغناطيسية في الأقزام البيضاء

الأقزام البيضاء ، البقايا المدمجة المتبقية في نهاية عمر النجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة ، غالبًا ما يكون لديها مجالات مغناطيسية تتراوح شدتها من آلاف إلى مليارات المرات من الأرض. لكن كيف تتشكل هذه الحقول؟

احتمالات متعددة

لوحظ أن حوالي 10-20٪ من الأقزام البيضاء تمتلك مجالات مغناطيسية قابلة للقياس مع مجموعة واسعة من نقاط القوة. هناك العديد من النظريات حول كيفية إنشاء هذه الحقول:

  1. الحقول "أحفورية".
    تم تضخيم الحقول المغناطيسية الضعيفة الأصلية للنجوم السلفية مع تطور نوى النجوم إلى أقزام بيضاء.
  2. الحقول ناتجة عن تفاعلات ثنائية.
    قد يكون للأقزام البيضاء التي تشكلت في اندماج زوج ثنائي مجال مغناطيسي تضخيم نتيجة للدينامو الذي تم إنشاؤه أثناء الاندماج.
  3. تم إنتاج الحقول بواسطة آلية فيزيائية داخلية أخرى أثناء تبريد القزم الأبيض نفسه.

في منشور حديث ، قام فريق من المؤلفين بقيادة Jordi Isern (معهد علوم الفضاء ، CSIC ، ومعهد دراسات الفضاء في كاتالونيا ، إسبانيا) باستكشاف هذا الاحتمال الثالث.

دينامو من التبلور

الحدود الداخلية والخارجية للعباءة الحملية للأقزام البيضاء من الكربون / الأكسجين لكتلتين مختلفتين (اللوحة العلوية مقابل اللوحة السفلية) كدالة للإضاءة. عندما يبرد القزم الأبيض (نحو اليمين) ، يصبح الوشاح أرق بسبب تبلور المادة وترسبها. [Isern et al. 2017]

المرحلة المتبلورة للقزم الأبيض غنية بالأكسجين - وهي أكثر كثافة من السائل ، لذلك تغوص المادة المتبلورة في مركز القزم عندما تتصلب. نتيجة لذلك ، يشكل القزم الأبيض قلبًا صلبًا غنيًا بالأكسجين مع عباءة سائلة غنية بالكربون مما يجعل رايلي تايلور غير مستقر: مع استمرار التبلور ، تستمر المواد الصلبة في الغرق من الوشاح.

من خلال النمذجة التحليلية لهذه العملية ، أظهر إيزرن والمتعاونون أن عدم استقرار رايلي-تايلور في عباءة الحمل الحراري يمكن أن يدفع ديناموًا كبيرًا بما يكفي لتوليد شدة المجال المغناطيسي التي لاحظناها في الأقزام البيضاء.

كثافة المجال المغناطيسي كدالة لكثافة طاقة الدينامو. تُظهر المؤامرات الأرض والمشتري (النقاط السوداء) ، ونجوم T Tauri (السماوي) ، والنجوم القزمية M (الأرجواني) ، ونوعين من الأقزام البيضاء (الأزرق والأحمر). هل هذه تقع على نفس علاقة القياس؟ [Isern et al. 2017]

عملية عالمية؟

هذا الإعداد - اللب الصلب مع غطاء سائل غير مستقر في الأعلى - هو بالضبط الهيكل المتوقع حدوثه في كواكب مثل الأرض والمشتري. وبالمثل ، يُعتقد أن الحقول المغناطيسية لهذه الكواكب تتولد عن طريق دينامو الحمل الحراري المدعوم بالتبريد والفصل الكيميائي لأجزاءها الداخلية - ويمكن أيضًا توسيع نطاق العملية لمراعاة المجالات المغناطيسية لأجسام الحمل الحراري بالكامل مثل نجوم T Tauri ، أيضًا .

إذا تم إنشاء الحقول المغناطيسية للقزم الأبيض من نفس النوع من الدينامو ، فقد تكون هذه عملية عالمية لإنشاء مجالات مغناطيسية في الأجسام الفيزيائية الفلكية - على الرغم من أن العمليات الأخرى قد تعمل جيدًا أيضًا.

الاقتباس

جوردي إيسرن وآخرون 2017 ApJL 836 إل 28. دوى: 10.3847 / 2041-8213 / aa5eae


يكتشف علماء الفلك في تكساس نبضات في نجم متبلور يحتضر

أوستن - استخدم علماء الفلك من جامعة تكساس في أوستن وزملاؤهم تلسكوب أوتو ستروف الذي يبلغ طوله 2.1 مترًا في مرصد ماكدونالد بالجامعة لاكتشاف نبضات من البقايا المتبلورة لنجم محترق. سيسمح هذا الاكتشاف لعلماء الفلك برؤية ما تحت الغلاف الجوي للنجم وفي باطنه ، تمامًا مثل الزلازل التي تسمح للجيولوجيين بدراسة التكوينات تحت سطح الأرض. تظهر النتائج في العدد الحالي من رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.

توصل علماء الفلك في تكساس إلى اكتشافهم بالتعاون مع علماء فلك من جامعة فيدرال دو ريو غراندي دو سول في البرازيل ، وجامعة أوكلاهوما ، ومرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية.

يقع النجم GD 518 على بعد حوالي 170 سنة ضوئية من الأرض في كوكبة Draco ، لكنه خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بدون تلسكوب. إنه قزم أبيض ، نجم في نهاية دورة حياته ، وهو في الأساس مجرد نواة محترقة ، وهي نتيجة ثانوية غير مألوفة لعهود سابقة من الاندماج النووي.

النجم فريد من نوعه حيث من المحتمل أن يكون جزء كبير منه معلقًا في حالة أقرب إلى مادة صلبة من مادة سائلة أو غازية. يمكن أن تتبلور الأجزاء الداخلية للنجوم المحتضرة على غرار الطريقة التي يتجمد بها الماء المتجمد في الجليد ، مثل التكوين البطيء للأنهار الجليدية في مياه المحيط الباردة.

"GD 518 مميز لأنه قزم أبيض ضخم للغاية: كتلته تعادل 1.2 مرة كتلة الشمس ، معبأة في حجم أصغر من الأرض" ، قال المؤلف الرئيسي J.J. هيرميس ، طالب دراسات عليا في جامعة تكساس في أوستن. "قلة من الأقزام البيضاء تتمتع بكتلة كبيرة ، وهذا إلى حد بعيد أكبر قزم أبيض تم اكتشافه للنبض."

من المحتمل أيضًا أن يتكون الجزء الداخلي للنجم من عناصر أثقل من تلك الموجودة في النجوم المحترقة النموذجية.

ستصبح شمسنا ساخنة بدرجة كافية في مركزها للاندماج النووي لحرق الهيدروجين وتحويله إلى هيليوم ، وبالتالي تحويل الهيليوم إلى كربون وأكسجين. ستنهي الشمس حياتها بعد أكثر من خمسة مليارات عام كقزم أبيض تتكون مناطقها المركزية في الغالب من نوى ذرات الكربون والأكسجين.

ولكن على عكس الشمس ، فإن النجم الذي مات ليصبح القزم الأبيض GD 518 كان ضخمًا جدًا - ربما أكثر من سبعة أضعاف كتلة الشمس - لدرجة أنه أحرق عناصر أثقل من الكربون والأكسجين ، وهو الآن على الأرجح قزم أبيض مكون من الأكسجين والأكسجين. نوى النيون.

إن اكتشاف النبضات - يتغير السطوع الدوري على سطح نجم ، والذي ، في هذه الحالة ، يحافظ على تناغم منتظم كل 400-600 ثانية - سيتيح لعلماء الفلك فرصة غير مسبوقة لفهم العناصر المكونة لداخل هذا النجم عالي التطور.

عضو الفريق باربرا كاستانهيرا هي باحثة ما بعد الدكتوراه في مرصد ماكدونالد. قال كاستانهيرا: "مثل طفل في متحف ، لا يُسمح لعلماء الفلك إلا بالنظر ، وليس اللمس ، عند إجرائهم تجارب". "هذا يعني أننا عادة لا نفهم سوى سطح النجم. النبضات ، مثل صوت الجرس ، تخبرنا المزيد عن القصة ، لأنها يمكن أن تكشف أسرارًا عن الجزء الداخلي الأعمق للنجم."

لم تعد النجوم القزمة البيضاء تدمج العناصر في داخلها لتوليد الطاقة التي تبردها ببساطة ، مثل جمرات الفحم التي تمت إزالتها من النار. ولكن عند نقطة معينة ، تصبح النوى الذرية في باطن النجم باردة بدرجة كافية لتبدأ في الاستقرار في بنية شبكية وتتبلور ، تمامًا مثل الماء المتجمد في الجليد. يحدث هذا في وقت أقرب في الأجزاء الداخلية للأقزام البيضاء الأكثر ضخامة ، وفي حالة GD 518 ، من المحتمل أن يكون قد بدأ قبل أن يحصل النجم على الظروف المناسبة لإثارة النبضات. يجب أن يؤثر الانتقال إلى نجم شبيه بالنجم الصلب أيضًا على طريقة اهتزاز القزم الأبيض من هذه النبضات.

يواجه علماء الفلك الآن المهمة الصعبة المتمثلة في مطابقة فترات النبض التي لوحظت في النجم مع تلك التي تنبأت بها نماذج مختلفة لهيكل باطنه. قال هيرميس إن ملاحظات الاكتشاف تُظهر نتائج واعدة في هذا الاتجاه.

وقال: "نرى دليلاً على أن قوة النبضات في هذا النجم غير متسقة للغاية في بعض الليالي ، حيث يظل النجم ساكنًا مثل الهمس". "قد يكون هذا بسبب أن القزم الأبيض متبلور بدرجة عالية ، ولا يُسمح للنبضات بالانتشار إلا في جزء صغير جدًا من الأجزاء الخارجية للنجم. وبالتالي ، فإن لديهم القليل من القصور الذاتي ، وهم أكثر عرضة للتغيرات من النبضات في نموذجي. قزم أبيض نابض ".

سيستمر علماء الفلك في جامعة تكساس في مشاهدة GD 518 من مرصد ماكدونالدز ، والاستماع عن كثب لأي نغمات جديدة يمكن أن تكشف الأغنية التي تغنيها الضوء من هذا النجم المحتضر الهائل.

تم دعم هذا البحث من قبل برنامج نورمان هاكرمان للبحوث المتقدمة والمؤسسة الوطنية للعلوم. تأسست في عام 1932 ، جامعة تكساس في مرصد أوستن ماكدونالد بالقرب من فورت ديفيس ، تكساس ، تستضيف العديد من التلسكوبات التي تقوم بمجموعة واسعة من الأبحاث الفلكية تحت أحلك سماء الليل لأي مرصد محترف في الولايات المتحدة. ماكدونالد هي موطن Hobby-Eberly Telescope الذي يديره الاتحاد ، وهو أحد أكبر التلسكوبات في العالم ، والذي سيتم ترقيته قريبًا لبدء تجربة HET Dark Energy. يُعد مرصد ماكدونالد ، المعروف عالميًا في مجال تعليم وتوعية علم الفلك ، رائدًا للجيل القادم من الأبحاث الفلكية كشريك مؤسس لتلسكوب ماجلان العملاق.


يكتشف علماء الفلك نبضات في نجم متبلور يحتضر

تلسكوب أوتو ستروف بطول 2.1 متر (82 بوصة) في مرصد ماكدونالد بجامعة تكساس. تصوير مارتي هاريس / مرصد ماكدونالد

(Phys.org) - استخدم علماء الفلك من جامعة تكساس في أوستن وزملاؤهم تلسكوب أوتو ستروف الذي يبلغ طوله 2.1 مترًا في مرصد ماكدونالد بالجامعة لاكتشاف نبضات من البقايا المتبلورة لنجم محترق. سيسمح هذا الاكتشاف لعلماء الفلك برؤية ما تحت الغلاف الجوي للنجم وفي باطنه ، تمامًا مثل الزلازل التي تسمح للجيولوجيين بدراسة التكوينات تحت سطح الأرض. تظهر النتائج في العدد الحالي من رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.

قام علماء الفلك في تكساس باكتشافهم بالتعاون مع علماء فلك من جامعة فيدرال دو ريو غراندي دو سول في البرازيل ، وجامعة أوكلاهوما ، ومرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية.

يقع النجم GD 518 على بعد حوالي 170 سنة ضوئية من الأرض في كوكبة Draco ، لكنه خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بدون تلسكوب. إنه قزم أبيض ، نجم في نهاية دورة حياته ، وهو في الأساس مجرد نواة محترقة ، وهي نتيجة ثانوية غير مألوفة لعهود سابقة من الاندماج النووي.

النجم فريد من نوعه حيث من المحتمل أن يكون جزء كبير منه معلقًا في حالة أقرب إلى مادة صلبة من مادة سائلة أو غازية. يمكن أن تتبلور الأجزاء الداخلية للنجوم المحتضرة على غرار الطريقة التي يتجمد بها الماء المتجمد في الجليد ، مثل التكوين البطيء للأنهار الجليدية في مياه المحيط الباردة.

"GD 518 مميز لأنه قزم أبيض ضخم للغاية: كتلته تعادل 1.2 مرة كتلة الشمس ، معبأة في حجم أصغر من الأرض" ، قال المؤلف الرئيسي J.J. هيرميس ، طالب دراسات عليا في جامعة تكساس في أوستن. "قلة من الأقزام البيضاء تتمتع بكتلة كبيرة ، وهذا إلى حد بعيد أكبر قزم أبيض تم اكتشافه للنبض."

من المحتمل أيضًا أن يتكون الجزء الداخلي للنجم من عناصر أثقل من تلك الموجودة في النجوم المحترقة النموذجية.

ستصبح شمسنا ساخنة بدرجة كافية في مركزها للاندماج النووي لحرق الهيدروجين وتحويله إلى هيليوم ، وبالتالي تحويل الهيليوم إلى كربون وأكسجين. ستنهي الشمس حياتها بعد أكثر من خمسة مليارات عام كقزم أبيض تتكون مناطقها المركزية في الغالب من نوى ذرات الكربون والأكسجين.

ولكن على عكس الشمس ، فإن النجم الذي مات ليصبح القزم الأبيض GD 518 كان ضخمًا جدًا - ربما يكون أكبر بسبع مرات من كتلة الشمس - لدرجة أنه أحرق عناصر أثقل من الكربون والأكسجين ، وهو الآن على الأرجح قزم أبيض مكون من الأكسجين والأكسجين. نوى النيون.

إن اكتشاف النبضات - يتغير السطوع الدوري على سطح نجم ، والذي ، في هذه الحالة ، يحافظ على تناغم منتظم كل 400-600 ثانية - سيتيح لعلماء الفلك فرصة غير مسبوقة لفهم العناصر التي تشكل باطن هذا النجم شديد التطور.

عضو الفريق باربرا كاستانهيرا هي باحثة ما بعد الدكتوراه في مرصد ماكدونالد. قال كاستانهيرا: "مثل طفل في متحف ، لا يُسمح لعلماء الفلك إلا بالنظر ، وليس اللمس ، عند إجرائهم تجارب". "هذا يعني أننا عادة لا نفهم سوى سطح النجم. النبضات ، مثل صوت الجرس ، تخبرنا المزيد عن القصة ، لأنها يمكن أن تكشف أسرارًا عن الجزء الداخلي الأعمق للنجم."

لم تعد النجوم القزمة البيضاء تدمج العناصر في داخلها لتوليد الطاقة التي تبردها ببساطة ، مثل جمرات الفحم التي تمت إزالتها من النار. ولكن عند نقطة معينة ، تصبح النوى الذرية في باطن النجم باردة بدرجة كافية لتبدأ في الاستقرار في بنية شبكية وتتبلور ، تمامًا مثل الماء المتجمد في الجليد. يحدث هذا في وقت أقرب في الأجزاء الداخلية للأقزام البيضاء الأكثر ضخامة ، وفي حالة GD 518 ، من المحتمل أن يكون قد بدأ قبل أن يحصل النجم على الظروف المناسبة لإثارة النبضات. يجب أن يؤثر الانتقال إلى نجم شبيه بالنجم الصلب أيضًا على طريقة اهتزاز القزم الأبيض من هذه النبضات.

يواجه علماء الفلك الآن المهمة الصعبة المتمثلة في مطابقة فترات النبض التي لوحظت في النجم مع تلك التي تنبأت بها نماذج مختلفة لهيكل باطنه. قال هيرميس إن ملاحظات الاكتشاف تُظهر نتائج واعدة في هذا الاتجاه.

وقال: "نرى دليلاً على أن قوة النبضات في هذا النجم غير متسقة للغاية في بعض الليالي ، حيث يظل النجم ساكنًا مثل الهمس". "قد يكون هذا بسبب أن القزم الأبيض متبلور بدرجة عالية ، ولا يُسمح للنبضات بالانتشار إلا في جزء صغير جدًا من الأجزاء الخارجية للنجم. وبالتالي ، فإن لديهم القليل من القصور الذاتي ، وهم أكثر عرضة للتغيرات من النبضات في نموذجي. قزم أبيض نابض ".

سيستمر علماء الفلك في جامعة تكساس في مشاهدة GD 518 من مرصد ماكدونالدز ، والاستماع عن كثب لأي نغمات جديدة يمكن أن تكشف الأغنية التي يغنيها الضوء من هذا النجم المحتضر الهائل.


2019

في عام 2019 استخدم علماء الفلك طريقة أخرى. لقد بحثوا عن علامة المنذرة لأي انتقال طور ، أي الحرارة المتأخرة ، لتأكيد أن التبلور يحدث داخل الأقزام البيضاء.

الحرارة الكامنة ، التي يشار إليها أحيانًا باسم & ldquohidden energy & rdquo ، هي الطاقة اللازمة لتغيير حالة مادة دون تغيير درجة حرارتها. ترتبط هذه الطاقة بالروابط بين الجسيمات. عندما يتجمد شيء ما ، يتم إطلاق هذه الطاقة. عندما يذوب شيء ما ، يتم امتصاص هذه الطاقة.

وفقًا للنظرية ، عندما يتبلور قزم أبيض وتتجمع جزيئاته في شبكة ، يتم إطلاق الحرارة الكامنة. هذا يبطئ التبريد وبالتالي & ldquoaging & rdquo من قزم أبيض.

يمكن ملاحظة إطلاق الحرارة الكامنة إحصائيًا ، أي ليس في الأقزام البيضاء الفردية. لاكتشافها ، على المرء أن يعرف بدقة المسافات إلى عدد كبير من الأقزام البيضاء. أصبح هذا ممكنًا بفضل القياسات عالية الدقة التي أجراها القمر الصناعي ESA GAIA. في عام 2019 ، راجع علماء الفلك بيانات الآلاف من الأقزام البيضاء المرشحة من مختلف الأعمار والكتل واللمعان التي لاحظتها GAIA. لاحظ الباحثون تراكمًا إحصائيًا ، وهو ذروة في كثافة عدد الأقزام البيضاء لبعض اللمعان. لقد أدركوا أن & ldquogrouping & rdquo هي لحظة تطلق فيها الأقزام البيضاء حرارة كامنة ويبطئ التبريد. بنغو!

لذا & hellip نعم ، تتبلور الأقزام البيضاء عندما تبرد ويمكننا رؤيتها!


لوحظت آلاف النجوم وهي تتحول إلى بلورات لأول مرة

أوستن ، تكساس - تم اكتشاف أول دليل مباشر على تبلور النجوم القزمة البيضاء من قبل فريق دولي من الباحثين يضم عالم فلك في جامعة تكساس في أوستن. توقع منذ نصف قرن أن الدليل المباشر لهؤلاء النجوم سينشر غدا في المجلة طبيعة.

كشفت الملاحظات أن هذه النجوم لديها نواة من الكربون الصلب والأكسجين بسبب انتقال الطور خلال دورة حياتها ، على غرار تحول الماء إلى جليد. يؤدي انتقال الطور هذا إلى إبطاء تبريدها بطرق متعددة ، مما يجعلها أكبر بمليارات السنين مما كان يعتقد سابقًا.

هذا الاكتشاف ، بقيادة بيير إيمانويل تريمبلاي من جامعة وارويك في المملكة المتحدة ، يعتمد إلى حد كبير على الملاحظات التي تم التقاطها بواسطة القمر الصناعي Gaia التابع لوكالة الفضاء الأوروبية.

تنتهي جميع النجوم تقريبًا كأقزام بيضاء ، وبعضها من بين أقدم النجوم في الكون. إنها مفيدة لعلماء الفلك لأن معدل التبريد المتوقع لهم يسمح باستخدامهم كساعات كونية لتقدير أعمار مجموعات النجوم. إنها النوى المتبقية من النجوم العملاقة الحمراء ، بعد أن ماتت هذه النجوم الضخمة وتخلصت من طبقاتها الخارجية. ثم يتم تبريدهم باستمرار أثناء إطلاقهم للحرارة المخزنة على مدى مليارات السنين.

مكّن القمر الصناعي Gaia من اختيار عينة من الأقزام البيضاء ذات لمعان وألوان دقيقة أكبر بكثير وأكثر اكتمالًا من أي مسح سابق. بالنسبة للدراسة ، اختار الفريق 15000 من الأقزام البيضاء خلال حوالي 300 سنة ضوئية من الأرض.

تصبح الأقزام البيضاء أكثر خفوتًا واحمرارًا عندما تبرد ، مما يؤدي إلى التوزيع المتوقع للأقزام البيضاء في مخطط للسطوع مقابل اللون. حدد علماء الفلك تراكمًا في هذه المؤامرة ، زيادة في عدد النجوم ذات الألوان واللمعان المحدد. عند مقارنتها بالنماذج التطورية للأقزام البيضاء ، يتزامن التراكم بشدة مع المرحلة في تطورها والتي يُتوقع فيها إطلاق الحرارة الكامنة بكميات كبيرة ، مما يؤدي إلى تباطؤ عملية تبريدها. تشير التقديرات إلى أن هذه النجوم في بعض الحالات قد أبطأت شيخوخةها بما يصل إلى ملياري سنة.

قام بارت دنلاب ، زميل ما بعد الدكتوراه في مركز ووتون لخصائص البلازما الفيزيائية الفلكية التابع لجامعة يوتا أوستن ، بالعمل مع JJ Hermes ، بالاكتشاف بشكل مستقل عن فريق Warwick وانضم لاحقًا إلى Tremblay. هيرميس ، طالب دراسات عليا سابق في جامعة تكساس ، هو الآن أستاذ مساعد في جامعة بوسطن.

"منذ أكثر من 50 عامًا ، توقع هيو فان هورن ، عالم الفلك بجامعة روتشستر ، أننا يجب أن نرى تسلسل تبلور بسبب التباطؤ في التبريد عندما تتبلور الأقزام البيضاء ، ولكن في ذلك الوقت ، لم تكن البيانات جيدة بما فيه الكفاية للتحقق من هذا التوقع ، قال دنلاب. "لقد أتاح Gaia أخيرًا رؤية ما تنبأ به ، وقد ظهر بالفعل في البيانات."

مثلما يطلق الماء السائل طاقة إضافية عندما يتحول إلى جليد - تُعرف هذه الطاقة بالحرارة الكامنة - كان من المتوقع أن تطلق البلازما الكثيفة في الأجزاء الداخلية للأقزام البيضاء طاقة كافية لإبطاء رحلتها بشكل ملحوظ نحو جمر نجمي بارد وخافت.

قال تريمبلاي ، الذي قاد الدراسة: "سوف تتبلور جميع الأقزام البيضاء في مرحلة ما من تطورها ، على الرغم من أن المزيد من الأقزام البيضاء الضخمة تمر بهذه العملية في وقت أقرب". "هذا يعني أن المليارات من الأقزام البيضاء في مجرتنا قد أكملت العملية بالفعل وهي في الأساس كرات بلورية معدنية في السماء."

وهذا يشمل شمسنا ، التي ستصبح قزمًا بلوريًا أبيض في حوالي 10 مليارات سنة.

التبلور هو عملية تحول المادة إلى حالة صلبة تشكل فيها ذراتها بنية منظمة. تحت الضغوط الشديدة في نوى الأقزام البيضاء ، تتراكم الذرات بكثافة بحيث تصبح إلكتروناتها غير منضمة ، تاركة غاز إلكترون موصل تحكمه فيزياء الكم ، ونواة موجبة الشحنة في شكل سائل. عندما يبرد اللب إلى حوالي 10 ملايين درجة ، تكون بلازما الأكسجين الكربوني الكثيفة باردة بدرجة كافية بحيث يبدأ السائل في التصلب ، مشكلاً قلبًا بلوريًا في قلبه.

قال دنلاب: "تخبرنا هذه النتائج كثيرًا عن كمية الطاقة المكبوتة التي يمكن أن تطلقها هذه النجوم أثناء التهدئة".

يقول علماء الفلك إنه يجب أن يتمكنوا من الوصول إلى بيانات أفضل من Gaia بحلول عام 2021.


نجم قزم أبيض يقيم حفلة مفاجئة

المستعرات الأعظمية تنذر الانفجارات بآلام "الموت" للنجوم بعد أن استهلكت إمداداتها الضرورية من وقود الصهر النووي ، واستمرت في تلك الليلة السعيدة. في كثير من الأحيان ، سوبرنوفا السلف هو نجم ضخم يحتوي على نواة ثقيلة للغاية من الحديد والنيكل تزن 1.4 مرة كتلة شمسنا. ومع ذلك ، فإن النجوم الأصغر ، مثل شمسنا ، لا تموت في الجمال الرهيب والغضب من a سوبرنوفا ينفجرون مثل أشقائهم النجميين الأكثر ضخامة - على الأقل ، ليس عندما يكونون منفردين ، ونجوم صغيرة وحيدة مثل نجومنا. للأسف ، عندما "يعيش" نجم صغير يشبه الشمس في النظام الثنائي مع نجم آخر ساكن "حي" ، إنها حفلة جامحة على وشك الحدوث. في ديسمبر 2018 ، استخدم علماء الفيزياء الفلكية وكالة ناسا مرصد شاندرا للأشعة السينية، أعلنوا أنهم اكتشفوا انفجارًا ساطعًا للأشعة السينية من نجم يسكن سحابة ماجلان الصغيرة (SMC). ال SMC هي مجرة ​​تابعة صغيرة قريبة من مجرتنا درب التبانة ، وتقع على بعد 200 ألف سنة ضوئية من الأرض. تشير مجموعة من بيانات الأشعة السينية والبيانات الضوئية إلى أن مصدر هذا الاندفاع الإشعاعي هو a نجم قزم أبيض قد يكون هذا هو الأسرع نموًا قزم ابيض لوحظ من أي وقت مضى. هذه الدراسة الجديدة قزم ابيض اسم الشيئ اساسن -16 اوه يقدم تفسيرا قيما لما يسمى الأشعة السينية فائقة النعومة التي تم الكشف عنها صادرة عن هذا النجم "الميت" المثير للاهتمام. تم الاكتشاف بواسطة مسح آلي لكل السماء عن المستعرات الأعظمية (ASASSIN).

على عكس شمسنا ، فإن معظم النجوم لا "تعيش" في عزلة. معظم نجوم مجرتنا أعضاء في أنظمة نجمية متعددة - مثل أنظمة ثنائية التي تحتوي على ثنائي نجمي يرقص عن كثب. إذا كان النجمان قريبان بشكل كافٍ من بعضهما البعض ، وكان أحد النجوم كثيفًا قزم ابيض، فإن جاذبيتها القوية يمكن أن تمتص المادة من نجمها الذي لا يزال "حيًا" والضحية.

الأقزام البيضاء هي أشباح نجمية كثيفة بحجم الأرض تقريبًا ، ولكنها تحتوي على كتلة مساوية لشمسنا ، مضغوطة في حجم صغير. وهكذا ، فإن الجاذبية على سطح هذه النجوم "الميتة" قوية بما يكفي لامتصاص المادة من نجم مصاحب لا يزال يعيش بلا حظ.

في غضون حوالي 5 مليارات سنة ، ستنفد شمسنا من إمداداتها الضرورية من وقود الصهر النووي - وبعد انتفاخها العملاق الأحمر المرحلة - سوف تذبل وتتقلص ، وتتطور إلى أصغر بكثير ، وأقل شدة نجم قزم أبيض. ستكون شمسنا المستقبلية ، في هذه المرحلة ، بنفس حجم الأرض تقريبًا ، ولأن مادتها كانت معبأة في مثل هذا الحجم الصغير ، فإن جاذبيتها السطحية ستكون بمئات الآلاف من المرات أقوى من الأرض. ومع ذلك، لن تتحول شمسنا إلى مستعر أعظم أبدًا لأنه لا يوجد نجم مرافق لها. مقدر لشمسنا أن تموت بجمال عظيم وسلام نسبي. في ذلك قزم ابيض المرحلة ، ستحيط نجمةنا بكفن جميل متعدد الألوان من الغازات المتلألئة المتلألئة التي كانت ذات يوم طبقاتها الخارجية. يُشار إلى هذه الأكفان النجمية مرارًا وتكرارًا باسم "فراشات الكون" من قبل علماء الفلك كتقدير لجمالها العظيم.

تستند الدراسة الجديدة إلى الملاحظات التي أجراها علماء الفلك باستخدام كليهما شاندرا و ال مرصد نيل جيريلز سويفت. تشير الدراسة إلى اكتشاف انبعاث الأشعة السينية المميز المنبعث من اساسن -16 اوه، وهو في الواقع ملف النظام الثنائي، يتألف من ثنائي من النجوم القزمة البيضاء. الاكتشاف المهم ينطوي على الكشف عن ناعم (طاقة منخفضة) الأشعة السينية ، الناتجة عن الغاز عند درجات حرارة تصل إلى مئات الآلاف من درجات الحرارة. في تناقض دراماتيكي ، تكشف الأشعة السينية ذات الطاقة العالية عن ظواهر عند درجات حرارة عشرات من ملايين من الدرجات. ومع ذلك ، فإن انبعاث الأشعة السينية من اساسن -16 اوه أكثر إشراقًا بكثير من مجرد أشعة سينية ناعمة تصنعها أجواء النجوم العادية. هذه الأماكن اساسن -16 اوه في فئة خاصة من أ مصدر الأشعة السينية فائق النعومة.

نجوم القزم البيضاء

كنجم صغير شبيه بالشمس محكوم عليه بالفشل يقترب من الخاتمة الكبرى من مرحلة احتراقها النووي ، تتخلص من مادتها الخارجية - التي تصبح محيطها وجمالها السديم الكوكبي. يبقى قلب النجم "الميت" فقط ليحكي القصة المحزنة لوجوده المتلألئ السابق. يصبح اللب حارًا قزم ابيض، مع درجة حرارة تحميص تزيد عن 100000 كلفن. إذا كان النجم وحيدًا ، مثل شمسنا ، ولا يتراكم على مادة من شقيق نجمي ثنائي قريب ضحية ، فإن قزم ابيض سوف تستمر في البرودة خلال المليار سنة القادمة - أو نحو ذلك. عدد وافر من الشباب القريبين الأقزام البيضاء تم رصدها كمصادر لـ ناعم، الأشعة السينية منخفضة الطاقة. في الآونة الأخيرة ، على حد سواء أشعة سينية ناعمة وأرصاد الأشعة فوق البنفسجية الشديدة استخدمها علماء الفلك في سعيهم لفهم تكوين وبنية الغلاف الجوي الرقيق الذي تمتلكه هذه الأشباح النجمية.

نموذجي نجم قزم أبيض تبلغ كثافة الأرض حوالي 200000 مرة. هذا يجعل الأقزام البيضاء ثاني أكبر مجموعة من المواد كثافة ، والتي تم تجاوزها فقط النجوم النيوترونية. النجوم النيوترونية هي آثار بحجم المدينة خلفتها نجوم أكبر من شمسنا. ملعقة صغيرة مليئة بالكثافة النجم النيوتروني الأشياء تزن بقدر كبرياء كبير من الأسود.

النجوم القزمة البيضاء لا يمكن أن تخلق ضغطًا داخليًا ناتجًا عن إطلاق الطاقة من الاندماج النووي. هذا لأن الاندماج قد توقف ، والضغط الداخلي ضروري للحفاظ على النجم الذي لا يزال "حيًا" نطاطًا ضد السحب الذي لا يرحم من جاذبيته التي لا هوادة فيها. الجميع يجب أن تحافظ النجوم ، بغض النظر عن كتلتها ، على توازن ثمين بين القوتين المتقاتلتين ضغط الإشعاع و الجاذبية. الجاذبية يفوز في النهاية ، عندما يتوقف الاندماج ، ويضغط مادة النجم المنكوبة إلى الداخل حتى الإلكترونات التي تشكل القزم الأبيض يتم سحق الذرات معًا. في ظل الظروف العادية ، لا يمكن للإلكترونات المتطابقة (بمعنى تلك التي لها نفس "الدوران") أن تشغل نفس مستوى الطاقة. نظرًا لوجود طريقتين فقط يمكن أن يدور بها الإلكترون ، يمكن لإلكترونين فقط احتلال مستوى طاقة واحد. المصطلح لهذا ، الذي يستخدمه الفيزيائيون ، هو مبدأ استبعاد باولي. في حالة وجود غاز عادي ، فهذه ليست مشكلة. هذا بسبب عدم وجود عدد كافٍ من الإلكترونات التي تتراقص لملء جميع مستويات الطاقة تمامًا. ومع ذلك ، في حالة أ نجم قزم أبيض، فإن الكثافة أعلى بكثير ، ويتم تحطيم جميع الإلكترونات بالقرب من بعضها البعض. هذا ما يسمى ب الغاز المنحل. هذا يعني في الأساس أن الذرات مملوءة بالإلكترونات. لكي تضغط الجاذبية على نجم قزم أبيض علاوة على ذلك ، يجب أن تجبر الإلكترونات على الذهاب إلى حيث لا تستطيع الذهاب. بمجرد النجم تتدهور الجاذبية غير قادرة على ضغطه أكثر. هذا بسبب ميكانيكا الكم تنص على أنه لم يعد هناك مساحة متاحة ليتم شغلها. لذلك ، فإن نجم قزم أبيض تمكن من البقاء على قيد الحياة. هذه البقايا النجمية الكثيفة الصغيرة لا تعيش بسبب الاندماج الداخلي ، ولكن من خلال ميكانيكا الكم المبادئ التي تمنعه ​​من الانهيار التام. ميكانيكا الكم هي الدراسة الرياضية لميكانيكا الجسيمات دون الذرية.

مادة منحطة يعرض بعض الخصائص الغريبة للغاية. على سبيل المثال ، كلما زاد حجم a نجم قزم أبيض، هو أصغر. هذا لأنه كلما زادت الكتلة أ قزم ابيض تمتلك ، يجب سحق المزيد من إلكتروناتها معًا من أجل الحفاظ على ضغط خارجي كافٍ لدعم الكتلة الزائدة. ومع ذلك ، هناك حد لمقدار الكتلة أ نجم قزم أبيض قد يمتلك. اكتشف Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) أن هذا الحد يساوي 1.4 مرة كتلة الشمس. يسمى هذا بشكل مناسب حد شاندراسيخار. كان تشاندراسيخار عالم فيزياء فلكية هندي أمريكي قضى حياته المهنية في الولايات المتحدة. حصل على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1983 ، إلى جانب الفيزيائي النووي الأمريكي ويليام فاولر (1911-1995) عن "الدراسات النظرية للعمليات الفيزيائية للنجوم". ال مرصد شاندرا للأشعة السينية سمي أيضًا باسم Chandrasekhar.

مع جاذبية سطحية تبلغ 100000 مرة من جاذبية الأرض ، أ النجم القزم الأبيض جو غريب. هذا لأن الذرات الأثقل في الغلاف الجوي الغريب تغرق ، بينما تبقى الذرات الأخف على السطح. بعض الأقزام البيضاء تم العثور على أجواء نقية تقريبًا من الهيدروجين أو الهيليوم - الهيدروجين هو أخف عنصر ذري ، والهيليوم هو ثاني أخف العناصر. بالإضافة إلى ذلك ، فإن قوة القزم الأبيض تعمل الجاذبية القوية على جذب الغلاف الجوي بالقرب منه لتشكيل طبقة رفيعة جدًا. إذا حدثت هذه الظاهرة الغريبة نفسها على الأرض ، فسيكون الجزء العلوي من الغلاف الجوي أسفل قمم ناطحات السحاب في مدينة نيويورك.

يقترح العلماء وجود قشرة يبلغ سمكها حوالي 50 كيلومترًا تحت الغلاف الجوي الغريب للكثيرين النجوم القزمة البيضاء. في الجزء السفلي من هذه القشرة التي لا تزال افتراضية ، سيكون هناك شبكة بلورية تتكون من ذرات الكربون والأكسجين. نظرًا لأن الماس عبارة عن كربون متبلور ، فيمكن للمرء إجراء مقارنة بين الكربون / الأكسجين البارد قزم ابيض وماسة كبيرة جدا.

حفلة مفاجأة نجمية

لسنوات عديدة ، اقترح علماء الفلك ذلك الأشعة السينية فائقة النعومة الانبعاث من النجوم القزمة البيضاء يتم تصنيعه كمنتج للاندماج النووي داخل الطبقة الساخنة والكثيفة للغاية المكونة من نوى الهيدروجين والهيليوم. تتراكم هذه المادة شديدة التقلب نتيجة لظهور المادة ، والتي تنشأ من نجم مرافق مؤسف ، والتي تتقلب على سطح يشبه مصاص الدماء. قزم ابيض. يؤدي هذا إلى انفجار اندماج نووي مشابه لانفجار قنبلة هيدروجينية.

ومع ذلك، قاتل كشفت الملاحظات أن هناك ما هو أكثر من ذلك. ال الأشعة السينية فائقة النعومة ممتاز النظام الثنائي تم اكتشافه في البداية من خلال هذا المسح الآلي ، وهو عبارة عن مجموعة من حوالي 20 تلسكوبًا بصريًا منتشرًا في جميع أنحاء العالم يقوم تلقائيًا بمسح السماء بأكملها كل ليلة بحثًا عن انفجارات المستعرات الأعظمية وأحداث عابرة أخرى. ثم استخدم علماء الفلك شاندرا و سويفت لاكتشاف الأشعة السينية فائقة النعومة انبعاث.

"في الماضي ، كان فائقة النعومة جميع المصادر مرتبطة بالاندماج النووي على سطح الأقزام البيضاء، "علق المؤلف الرئيسي للدراسة الدكتور توم ماكاروني في 4 ديسمبر 2018 بيان صحفي شاندرا-هارفارد. الدكتور ماكارون هو أستاذ في قسم الفيزياء وعلم الفلك في تكساس ، وقد قاد الورقة البحثية الجديدة التي نُشرت في عدد 3 ديسمبر 2018 من المجلة. علم الفلك الطبيعي.

إذا كان الاندماج النووي هو بالفعل سبب الأشعة السينية فائقة النعومة من عند اساسن -16 اوه ثم يجب أن يكون قد تم تشغيله عن طريق انفجار ويجب أن يكون الانبعاث قد أتى من السطح الغريب بأكمله لـ نجم قزم أبيض. However, the optical light does not increase rapidly enough to be the result of an explosion and the Chandra data reveal that the emission is originating from a region smaller than the entire surface of this bewitching and bewildering white dwarf star. In addition, the source is a hundred times fainter in optical light than that of white dwarfs known to be experiencing nuclear fusion on their surface. These observations, plus the lack of evidence for gas swirling away from the white dwarf, provide strong arguments against fusion having occurred.

Therefore, none of the signs of nuclear fusion are present. For this reason, the authors of the paper present an alternative scenario. As with the fusion explanation the white dwarf is gravitationally pulling matter away from an unlucky companion star, in this case a red giant. During this process, termed accretion, the gas is gravitationally pulled onto a large disk encircling the white dwarf--and it becomes hotter, and hotter, and hotter, as it spirals toward the dense white dwarf. The gas then tumbles onto the "dead" star. This produces X-rays along a belt where the disk touches the star. The rate of inflow of matter through the disk varies by a large amount. When the material begins to flow more rapidly, the X-ray brightness of the system grows much higher.

"The transfer of mass is happening at a higher rate than in any system we've caught in the past," added Dr. Maccarone in the December 4, 2018 Chandra-Harvard Press Release.

If the white dwarf keeps stealing mass from its victimized companion red giant star it will pay for its crime. This is because it will reach a mass limit and "go critical"-- blowing itself up in a Type Ia supernova blast. أ Type Ia supernova is an event that was used to discover that the expansion of the Universe is accelerating. The team of astronomers' analysis indicates that the white dwarf is already unusually massive. For this reason, the scientists think that ASASSN-16oh may be relatively close to going supernova.

"Our result contradicts a decades-long consensus about how supersoft X-ray emission from white dwarfs is produced. We now know that the X-ray emission can be made in two different ways: by nuclear fusion or by the accretion of matter from a companion," study co-author Dr. Thomas Nelson (University of Pittsburgh, Pennsylvania) commented in the December 4, 2018 Chandra-Harvard Press Release.

Judith E. Braffman-Miller is a writer and astronomer whose articles have been written since 1981 in various magazines, newspapers, and journals. Although she has written on a variety of topics, she particularly loves writing about astronomy because it gives her the opportunity to communicate to others some of the many wonders of her field. Her first book, "Wisps, Ashes, and Smoke," will be published soon.


Thousands of Stars Observed Turning into Crystals for the First Time

The first direct evidence of crystallized white dwarf stars has been discovered by an international team of researchers that includes two former astronomers from the University of North Carolina at Chapel Hill. Predicted half a century ago, the discovery of these stars will be published in the January 10th edition of the journal طبيعة.

Observations have revealed that these stars have a core of solid carbon and oxygen due to a phase transition during their lifecycle, similar to water turning into ice. This phase transition slows their cooling in multiple ways, making them potentially billions of years older than previously thought.

The discovery, led by Pier-Emmanuel Tremblay of the U.K.’s University of Warwick, is largely based on observations taken with the European Space Agency’s Gaia satellite.

Almost all stars end up as white dwarfs, and some of them are among the oldest stars in the universe. They are useful to astronomers because their predictable cooling rate allows them to be used as cosmic clocks to estimate the ages of groups of stars. They are the leftover cores of red giant stars, after these huge stars have died and shed their outer layers. They are then constantly cooling as they release their stored-up heat over billions of years.

The Gaia satellite has enabled the selection of a sample of white dwarfs with precise luminosities and colors that is significantly larger and more complete than any previous survey. For the study, the team selected 15,000 white dwarfs within about 300 light-years of Earth.

White dwarfs get fainter and redder as they cool, which leads to a predictable distribution of white dwarfs in a plot of brightness versus color. The astronomers identified a pile-up in this plot, an excess in the number of stars at specific colors and luminosities. When compared with evolutionary models of white dwarfs, the pile-up strongly coincides with the phase in their development in which latent heat is predicted to be released in large amounts, resulting in a slowdown of their cooling process. It is estimated that in some cases these stars have slowed their aging by as much as 2 billion years.

Bart Dunlap, a postdoctoral fellow with UT Austin’s Wootton Center for Astrophysical Plasma Properties, along with JJ Hermes, made the discovery independently of the Warwick team while working together at UNC Chapel Hill and later joined forces with Tremblay. Hermes is now an assistant professor at Boston University.

“More than 50 years ago, Hugh Van Horn, an astronomer at the University of Rochester, predicted that we should see a crystallization sequence because of a slowdown in cooling when white dwarfs crystallize, but at the time, the data weren’t good enough to check this prediction,” Dunlap said. “Gaia finally made it possible to see what he predicted, and it really pops out in the data.”

Just as liquid water releases extra energy when it changes into ice — this energy is known as latent heat — the dense plasmas in the interiors of white dwarfs were predicted to release enough energy to noticeably slow their trek toward cool, faint stellar embers.

“All white dwarfs will crystallize at some point in their evolution, although more massive white dwarfs go through the process sooner,” said Tremblay, who led the study. “This means that billions of white dwarfs in our galaxy have already completed the process and are essentially metallic crystal spheres in the sky.”

This includes our own sun, which will become a crystal white dwarf in about 10 billion years.

Crystallization is the process of a material becoming a solid state in which its atoms form an ordered structure. Under the extreme pressures in white dwarf cores, atoms are packed so densely that their electrons become unbound, leaving a conducting electron gas governed by quantum physics, and positively charged nuclei in a fluid form. When the core cools to about 10 million degrees, the dense carbon oxygen plasma is cool enough that the fluid begins to solidify, forming a crystalline core at its heart.

“These results are really telling us a lot about the amount of pent up energy these stars can release while cooling off,” said Dr. Dunlap. “If you put a glass of water in the freezer, it will start losing heat to its cold surroundings, so its temperature will steadily drop. But this cooling actually stops once the water starts to freeze. While the liquid is turning into ice crystals, it releases extra energy, so its temperature hangs out around the freezing point until it’s turned into ice. Then it starts getting colder again. The white dwarfs do essentially the same thing, just at more extreme temperatures and densities.”

Not all transitions from a liquid to a solid result in crystals. Sometimes, the resulting solid is made up of an amorphous jumble of molecules or atoms, and these transitions do not release latent heat. When molten glass cools off, for example, its molecules freeze into place without becoming a structured crystal, so no extra heat is released. The new observations confirm that white dwarfs release extra heat at the temperatures where they are predicted to do so from crystallizing carbon and oxygen. However, the observations indicate that there is even more extra energy being released than can be explained by this latent heat.

“There are lots of ways energy can be released. When a rock falls and hits your toe, or when water at a hydroelectric plant falls over a dam, both of these are releasing gravitational energy,” explains Dr. Dunlap. “Models show that when a white dwarf is crystallizing, it starts in the center, and the solid mixture ends up more oxygen-rich than the liquid mixture. Basically, some of the oxygen sinks. Since oxygen is more massive than carbon, this releases gravitational energy. Including this effect in the models matches the data much better. But the data also suggest there’s even more energy being released, so there’s still work to do.”

Many models widely used to determine the ages of white dwarf stars do not include this effect of gravitational settling, so researchers will have to revise current estimates.

The inclusion of the UNC researchers in the work led by Dr. Tremblay is a testament to international cooperation in science. Dunlap and Hermes came to the same independent interpretation of the crystallization sequence from Gaia data while working together at UNC Chapel Hill and presented the findings at a biannual conference on white dwarf stars last summer at UT Austin. Instead of racing to compete, the teams joined forces in order to add different expertise and perspectives to the analysis.

“This is the clearest confirmation that white dwarf stars form crystal cores of oxygen and carbon, but our models still have a lot of room to improve to match the observations,” said Dr. Hermes. “No lab on Earth can recreate the conditions at the centers of these stars. The best way to advance our knowledge of these extreme conditions is to keep looking up at the stars with exquisite space telescopes like Gaia.”

Fortunately, the revolutionary Gaia survey mission continues to collect data and improve its measurement precision, constructing a three-dimensional map of more than 1.3 billion stars. A third data release from Gaia is expected in 2021.

A white dwarf star is in the process of solidifying in this artist’s rendering. Scientists have found the first direct evidence that white dwarf stars crystallize as they cool.


Group photograph
List of participants
Preface
Part I. Reviews:
1. Equations of state in stellar structure and evolution H. M. Van Horn
2. Equation of state of stellar plasmas F. J. Rogers
3. Statistical mechanics of quantum plasmas. Path integral formalism A. Alastwey
4. Onsager-molecule approach to screening potentials in strongly coupled plasma Y. Rosenfeld
5. Astrophysical consequences of the screening of nuclear reactions J. Isern and M. Hernanz
6. Crystallization of dense binary ionic mixtures. Application to white dwarf cooling theory R. Mochovitch and L. Segretain
7. Non crystallized regions of White dwarfs. Thermodynamics. Opacity. Turbulent convection I. Mazzitelli
8. White dwarf crystallization E. García-Berro and M. Hernanz
9. Gravitational collapse versus thermonuclear explosion of degenerate stellar cores J. Isern and R. Canal
10. Neutron star crusts with magnetic fields D. G. Yakovlev and A. D. Kaminker
11. High pressure experiments for astrophysics P. Loubeyre
12. Equation of state of dense hydrogen and the plasma phase transition F. Perrot and C. Dharma-wardana
13. The equation of state of fluid hydrogen at high density G. Chabrier
14. A comparative study of hydrogen equations of state D. Saumon
15. Strongly coupled ionic mixtures and the H/He equation of state H. M. DeWitt
16. White dwarf seismology: Influence of the constitutive physics on the period spectra G. Fontaine and P. Brassard
17. Helioseismology: the Sun as a strongly-constrained, weakly-coupled plasma W. Däppen
18. Transport processes in dense stellar plasmas N. Itoh
19. Cataclysmic variables: structure and evolution J.-M. Hameury
20. Giant planet, brown dwarf, and low-mass star interiors W. B. Hubbard
21. Searches for brown dwarfs J. Liebert
22. Jovian seismology B. Mosser
Part II. Observational Projects:
23. EVRIS: first space experiment devoted to stellar seismology A. Baglin
24. The HIPPARCOS mission and tests for the equation of state A. Baglin and Joao Fernandes
25. Ground based helioseismology: IRIS and GONG F.-X. Schmider
26. The statial GOLF project S. Turck-Chiéze
27. The DENIS survey T. Forveille
28. PRISMA: a mission to study interior and surface of stars P. Lemaire
Part III. Posters:
29. Towards a helioseismic calibration of the equation of state in the solar convective envelope S. V. Vorontsov, V. A. Baturin, D. O. Gough and W. Däppen
30. Thermal cyclotron and annihilation radiation in strong magnetic fields V. G. Bezchastnov and A. D. Kaminker
31. Modified adiabatic approximation for a hydrogen atom moving in a magnetic field V. G. Bezchastnov and A. Y. Potekhin
32. Computations of static white dwarf models P. Brassard and G. Fontaine
33. The Chandrasekhar mass of a gravitating electron crystal D. Engelhardt and I. Bues
34. Coulomb corrections in the nuclear statistical equilibrium regime D. García and E. Bravo
35. Molecular opacities T. Guillot, D. Gautier and G. Chabrier
36. On radiative transfer near the plasma frequency at strong coupling Yu. K. Kurilenkov and H. M. Van Horn
37. Effects of superfluidity on spheroidal oscillations of neutron stars Umin Lee, T. J. B. Collins, R. I. Epstein and H. M. Van Horn
38. Magnetic field decay in the non-superfluid regions of neutron star cores A. G. Muslimov and H. M. Van Horn
39. On the equation of state in Jovian seismology J. Provost, B. Mosser and G. Chabrier
40. Analysis of the screening formalisms in solar and stellar conditions H. Dzitko, S. Turck-Chiéze, P. Delbourgo-Salvador and Ch. Lagrange
41. Theoretical description of the Coulomb interaction by Padé–Jacobi approximants W. Stolzmann and T. Blöcker
42. New model sequences from the white dwarf evolution code M. Wood
43. Low temperature opacities C. Neuforge.

Gilles Chabrier, Ecole Normale Supérieure, Lyon

Evry Schatzman, Observatoire de Paris, Meudon


محتويات

In the 1960s, it was predicted that as a white dwarf cools, its material should crystallize, starting at the center. [7] When a star pulsates, observing its pulsations gives information about its structure. BPM 37093 was first observed to be a pulsating variable in 1992, [8] and in 1995 it was pointed out that this yielded a potential test of the crystallization theory. [9] In 2004, Antonio Kanaan and a team of researchers of the Whole Earth Telescope estimated, on the basis of these asteroseismological observations, that approximately 90% of the mass of BPM 37093 had crystallized. [4] [7] [10] [11] Other work gives a crystallized mass fraction of between 32% and 82%. [5] Any of these estimates would result in a total crystalline mass in excess of 5 × 10 29 kilograms. As the white dwarf has a radius of 4,000-kilometre (2,500 mi), this means that the core of BPM 37093, nicknamed Lucy, is likely one of the largest diamonds in the local region of the universe. [12] [13]

Crystallization of the material of a white dwarf of this type is thought to result in a body-centered cubic lattice of carbon and/or oxygen nuclei, which are surrounded by a Fermi sea of electrons. [14]


شاهد الفيديو: مكرونة بالصوص الابيض ف3 دقايق (شهر اكتوبر 2021).