الفلك

ما هو الوقت الذي يستغرقه القزم الأبيض للخضوع للمستعر الأعظم من النوع Ia؟

ما هو الوقت الذي يستغرقه القزم الأبيض للخضوع للمستعر الأعظم من النوع Ia؟

قرأت عن الأقزام البيضاء وعلاقتها بالمستعرات الأعظمية من النوع Ia ، وأريد أن أعرف مقدار الوقت الذي يمر بين مرور القزم الأبيض عندما يتجاوز حد Chandrasekhar ووقت انفجار القزم الأبيض. فهل هناك قيمة دقيقة لهذا الوقت ، أم أنها تختلف بين هذه الأحداث؟


السلوك [عدل | تحرير المصدر]

الأقزام البيضاء لا تخضع للاندماج النووي. يأتي ضوءها من الحرارة المحتبسة بداخلها من تكوينها ، والتي تنطلق ببطء. الأقزام البيضاء لها عمر طويل. عندما يبردوا تدريجيًا ، يتحولون إلى أقزام سوداء. قد يكون لديهم أيضًا نباتات. مهما كانت الكواكب قد تدور حولها ، فهي تأتي من ثلاثة مصادر:

  • تُركت الكواكب الأولية من أنظمتها النجمية الأصلية. من المتوقع أن تدور في مدار بعيد وأن تستنفد المياه والمواد المتطايرة.
  • يمكن أن تنشأ الكواكب المتكونة حديثًا من السديم الذي تشكله عندما تطرد غلافها الخارجي. من المتوقع أن تكون هذه الكواكب صغيرة السن.
  • قد توجد أيضًا الكواكب التي تم التقاطها ، فهي كواكب مارقة أو كواكب تم التقاطها من النجوم المصاحبة لها (إذا كان لديها أي منها). إذا كانت هذه هي الحالة ، فقد تحتوي الكواكب التي تم التقاطها على تركيبات كيميائية مختلفة جدًا.

عادة ما يكون للأقزام البيضاء قطر مقارنة بالكوكب الصخري (هناك أقزام معروفة بحجم المريخ أو أصغر قليلاً من الأرض) ، ولكن بكتلة عالية (عادةً نصف كتلة الشمس). تتحلل المادة وتتعرض لضغوط هائلة بالداخل. لا تنهار المادة ، لأن ضغط انحلال الإلكترون يمنع حدوث ذلك.

التفاعلات النووية ، إذا حدثت ، يمكن أن تكون كارثية. هناك نوعان من التفاعلات: النواة والصدفة.


2 إجابات 2

باستخدام قاعدة علماء الفيزياء من الإبهام ذلك "مهما كنت كبيرة فكر في المستعرات الأعظمية هي أكبر من ذلك. "

لماذا الانتظار؟
تدمير الأرض لا يحتاج إلى انتظار "الانفجار المادي". فقط الإشعاع الكهرومغناطيسي من المستعر الأعظم سيفي بالغرض بسهولة.

كم لدينا من الوقت؟
من تبادل مكدس الفيزياء ، وجدت:

6.375 دولار مرات 10 ^ 6 mathrm m $ لذا المقطع العرضي لها

30 ثانية من وصول الإشعاع إلى الأرض حتى تمتص الأرض طاقة كافية لتبخر.

كم من الوقت حقا؟
رداً على بعض التعليقات ، بحثت عن القليل من البحث من "ماذا لو". حتى لو كنت على جانب الأرض بعيدًا عن الانفجار ، فلن تحصل على 30 ثانية إضافية (أو أكثر) استغرقها المستعر الأعظم لتبخر وتفرق الأرض. اتضح أنه في 1 AU ، يُطلق المستعر الأعظم جرعة قاتلة من النيوترينوات وأن الأرض لا توفر أي حماية.

بما أن النيوترينوات تنتقل عند> 0.999976c ، فأنت في الحقيقة تحصل فقط على أقل من 0.012 ثانية قبل أن تتلقى جرعة قاتلة. أقدر الجرعة في

23 رمادي من الإشعاع. والذي يوضح في هذا الجدول ما يلي:

سيحدث ارتباك فوري وغيبوبة ، يبدأ في غضون ثوان إلى دقائق.

المراجع: موت محقق

لكن جبهة النيوترينو تفعل ذلك ليس تمتلك طاقة كافية لتدمير الأرض ، يكفي فقط لتعقيمها.


هل يمكن أن يكون للأقزام البيضاء قلب من الحديد؟

لم يكن هذا ما كان يقترحه البروتوكول الاختياري. كانت تفكر في أن سوبرنوفا انهيار النواة يمكن أن تتخلص من كتلة كافية لتجنب الانهيار في نجم نيوتروني وتشكيل قزم أبيض بدلاً من ذلك. لكن هذا مستحيل لأن المستعر الأعظم مدفوع بانهيار النواة في المقام الأول.

جوانا ، الانهيار الأساسي يحدث في غضون أجزاء من الألف من الثانية. تستغرق موجة الصدمة التي تقذف الطبقات الخارجية وقتًا أطول بكثير. في الواقع ، يتم إنتاج الموجة الصدمية من خلال طريقتين لامتصاص النيوترينوات الناتجة أثناء الانهيار ، وإحداث ارتداد للمواد المرتدة من سطح النجم النيوتروني المتكون بالفعل.

الأقزام البيضاء ليس لديها نوى من الحديد.

يقول هذا القسم 4.4 من المقالة أن آلية تنطوي على تصادم قد تنتج أقزامًا بيضاء ذات قلب حديدي.
== اقتباس ==
تم اقتراح المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، التي تتضمن واحدًا أو اثنين من الأقزام البيضاء السابقة ، لتكون قناة لتحويل هذا النوع من البقايا النجمية. في هذا السيناريو ، يكون تفجير الكربون الناتج في مستعر أعظم من النوع Ia أضعف من أن يدمر القزم الأبيض ، ويطرد جزءًا صغيرًا فقط من كتلته كقذف وينتج انفجارًا غير متماثل يركل النجم بسرعات عالية كنجم فائق السرعة. المادة المعالجة في التفجير الفاشل يعاد تراكمها مرة أخرى بواسطة القزم الأبيض مع أثقل العناصر مثل سقوط الحديد في قلبه وتراكمه هناك.

هؤلاء قلب الحديد ستكون الأقزام البيضاء أصغر من كتلتها المماثلة من الكربون والأكسجين وستبرد وتتبلور بشكل أسرع منها.
== الاقتباس الختامي ==
أتفق مع دراكيث في أن الآلية التي اقترحتها جوانا لن تنتج على الأرجح قزمًا أبيض ذو قلب حديدي. لكن الآلية الأخرى في القسم 4.4 قد تكون.

لم يكن على علم! كنت أرد على منشورات سابقة وتمت مقاطعي أثناء الكتابة ، ولم أر منشور كرونوس رقم 6. لذلك كانت مشاركاتي غير ضرورية. تم بالفعل تحديد النقطة. آسف.

راجع للشغل يفتح شيئًا مثيرًا للاهتمام. في بعض المجرات الإهليلجية (ربما تكونت عن طريق اندماج المجرات الحلزونية) تكون الحركة أكثر فوضوية والنجوم أكثر كثافة. هناك تصادمات بين النجوم أكثر مما يحدث في المجرات الحلزونية الأكثر تنظيماً حيث يدور الجميع في نفس المستوى أكثر أو أقل.

في بعض هذه المجرات ، يكون انبعاث الأشعة السينية من أقراص التراكم أقل بكثير مما يتوقعه المرء ، بالنظر إلى انتشار النوع! المستعر الأعظم.
بافتراض أن المستعرات الأعظمية من النوع 1 أ تحدث في الأنظمة الثنائية حيث يتراكم القزم الأبيض الكتلة من شريكه العملاق الأحمر.

قد تكون الإجابة أنه في هذه المجرات الإهليلجية ، تحدث معظم المستعرات الأعظمية من النوع Ia نتيجة اصطدام نجمين قزم أبيضين. من التراكم حتى "حد Chandrasekhar ، كما هو مفترض عادة.

من المحتمل جدًا أن تكون أنت أو Chronos قد أشرت إلى ذلك بالفعل وأعطيت رابطًا للورقة. غالبًا ما تتقاطع المشاركات في مناقشة حية وأنا شخص بطيء. لكن على أي حال ، اعتقدت أنني سأذكر ذلك.

المستعرات الأعظمية التصادمية هي مجرد نوع من الأشياء التي يمكن أن تؤدي إلى قزم أساسي غني بالحديد ، مثل موضوع جوانا.


يمكن أن تساعد المستعرات الأعظمية كثيرًا في دراسة قصة حياة النجم الكاملة. هذه الأحداث المتفجرة تطلق كمية هائلة من الطاقة. بعض هذه الطاقة تساعد على دمج عناصر أثقل من الحديد! هذا هو المكان الذي تأتي منه العناصر الثقيلة مثل الذهب والفضة والزنك واليورانيوم وما إلى ذلك. تصبح المادة التي يتم قذفها في الفضاء نتيجة للمستعر الأعظم جزءًا من الوسط النجمي.

تتكون النجوم والكواكب الجديدة من هذا الوسط النجمي. تُستخدم المستعرات الأعظمية من النوع Ia كشموع قياسية لقياس المسافة إلى المجرات المضيفة. باختصار ، تعد دراسة المستعرات المستعرات والمستعرات الأعظمية واحدة من أكثر الأدوات حدوثًا وفائدة لكشف بعض من أعظم أسرار الكون. آمل أن يساعدك هذا المقال في الحصول على فهم أساسي لهذه الظواهر المفيدة على نطاق واسع.

اعتمادات الصورة لغلاف هذه المقالة & # 8211 NASA و ESA و N. Smith (جامعة أريزونا) و J. Morse (معهد BoldlyGo)


ما هو الوقت الذي يستغرقه القزم الأبيض للخضوع للمستعر الأعظم من النوع Ia؟ - الفلك

من منظور الرصد ، صنف علماء الفلك في الأصل المستعرات الأعظمية إلى نوعين & # 8220 & # 8221 ، الأول والثاني. النوع الأول لم يكن لديه خطوط انبعاث هيدروجين في أطيافها بينما النوع الثاني أظهر خطوط انبعاث الهيدروجين. لاحقًا ، تم إدراك وجود ثلاثة مستعرات عظمى متميزة تمامًا من النوع الأول ، تسمى الآن النوع Ia ، والنوع Ib ، والنوع Ic.

يُعتقد أن المستعرات الأعظمية من النوع Ia (SNI a) ناتجة عن انفجار قزم أبيض من الكربون والأكسجين في نظام ثنائي حيث يتجاوز حد Chandrasehkar ، إما بسبب التراكم من متبرع أو عمليات اندماج. إنها ألمع المستعرات الأعظمية ذات الحجم المطلق مب

-19.5 عند الحد الأقصى للضوء ، تحدث في جميع أنواع المجرات ، وتتميز بخاصية امتصاص السيليكون (طول موجة الراحة = 6355 أنجستروم) في أطيافها الضوئية القصوى. يمكنهم إخراج المواد بسرعة تصل إلى 10000 كم / ثانية وتفوق سطوع مجرة ​​بأكملها في ذروة سطوعها.

كان يُعتقد في الأصل أنها شموع قياسية حيث كان لكل SNI a نفس ذروة السطوع ، فقد ثبت أن هذا قريب من الحقيقة ، ولكن ليس تمامًا. يعرض SNI a سطوعًا بحد أقصى يتراوح من حوالي +1.5 إلى -1.5 درجة حول أ عادي SNI أ. لقد ثبت أيضًا أن زيادة أو انخفاض سطوع هذه الكائنات مرتبط بمدى سرعة تحلل منحنى الضوء من النوع Ia في 15 يومًا بعد الحد الأقصى للضوء في ب حافظة مسافة. يُعرف هذا بعلاقة اللمعان & # 8211 معدل الانخفاض وهو المفهوم الأساسي الذي يحول SNI a إلى أحد أفضل مؤشرات المسافة المتاحة لعلماء الفلك.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبورن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما هو محدد.


التفاعلات النووية في المستعرات الأعظمية النووية الحرارية

من السهل فهم الطاقة في المستعر الأعظم النووي الحراري ، حيث يتم تحويل الكربون والأكسجين داخل قزم أبيض إلى نيكل ، مما يؤدي إلى إطلاق أكثر من طاقة كافية لتفجير النجم بعيدًا. ومع ذلك ، فإن التفاعلات نفسها ليست بسيطة ، حيث تتضمن العديد من الخطوات الصغيرة التي تتراكم وتمزق النوى الذرية. ينعكس هذا التعقيد في ثراء التركيب الكيميائي لعالمنا.

السمة الأساسية للتفاعلات في المستعر الأعظم النووي الحراري هي أنها تتحرك بسرعة ، وتستهلك كربون القزم الأبيض (12 درجة مئوية) والأكسجين (16 درجة مئوية) في أقل من ثانية واحدة. هذا يعني أن بيتا تتحلل (اضمحلال ينبعث منها إلكترون أو بوزيترون مع نيوترينو) ، وهي بطيئة بطبيعتها ، لا تلعب أي دور في الانفجار. هذا يختلف تمامًا عن التفاعلات في الشمس ، حيث يتم التحكم في النطاق الزمني لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم من خلال انبعاث بوزيترون ونيوترينو في تحويل نواتين هيدروجين إلى نواة ديوتيريوم. في التفاعلات النووية الحرارية الموجودة في قزم أبيض متفجر ، تستغرق هذه التفاعلات وقتًا طويلاً ، وبالتالي يتم تجاوزها حيث تتحد النوى الذرية لتكوين نوى أثقل. نتيجة لذلك ، لا يتغير عدد البروتونات وعدد النيوترونات في القزم الأبيض أثناء الانفجار.

تحويل الكربون والأكسجين إلى نيكل (56 نيكل) يتبع بشكل فضفاض المسار 12 درجة مئوية؟ 16 س؟ 20 ني؟ 24 ملغ؟ 28 سي؟ 32 ق؟ 36 أر؟ 40 كاليفورنيا؟ 44 تي؟ 48 كر؟ 52 Fe؟ 56 ني. تحتوي كل نواة في هذه السلسلة على تركيبة مضاعفة لنواة الهليوم ، ومع كل خطوة في السلسلة ، يزداد عدد النوكليونات بمقدار بروتونين ونيوترونين. ومع ذلك ، فإن تدفق النوى الذرية على طول هذا المسار معقد للغاية ، ويتضمن تفاعلات تجمع بين أزواج من نوى الكربون أو الأكسجين ، بالإضافة إلى التفاعلات التي تجمع النوى الذرية مع البروتونات والنيوترونات ونواة الهليوم -4 (4 He). [1] على عكس الاندماج النووي الحراري لنجم التسلسل الرئيسي ، حيث تتدفق التفاعلات فقط في الاتجاه الذي يولد الطاقة حيث تتحد النوى لتكوين نوى ذات كتلة أعلى مع كتلة أقل لكل نيوكليون ، يمكن أن تمتص التفاعلات في انفجار مستعر أعظم الطاقة و تفكك النوى إلى نوى الهيليوم. كل هذا نتيجة لارتفاع درجة الحرارة المتولدة عندما يخضع الكربون والأكسجين لتفاعلات الاندماج - عدة مليارات درجة كلفن ، وهو ما يعادل حوالي 0.5 ميغا إلكترون فولت. تعني درجة الحرارة المرتفعة هذه أن العديد من النوى الذرية لديها طاقات حركية للعديد من MeV ، والتي تمكنها من الخضوع لتفاعلات نووية حرارية تزيل الطاقة من النجم المتفجر ، لا سيما من خلال التفاعلات التي تخلق نوى الهليوم من الكربون أو الأكسجين. في الواقع ، يتم عكس بعض التفاعلات التي حدثت أثناء مرحلة التسلسل الرئيسي للنجم أثناء انفجار مستعر أعظم.

ردود الفعل الأولى التي تحدث في الانفجار هي بين نوى الكربون. إنها لا تتبع مباشرة المسار الأكثر نشاطًا ، وتشكل المغنيسيوم 24 (24 ميغاغرام) في تفاعل واحد يطلق 14.0 ميغا إلكترون فولت من الطاقة بدلاً من ذلك ، بل تخلق نوى أصغر يكون لكل منها كتلة أكبر لكل نيوكليون من 24 ميغاغرام. ردود الفعل المفضلة هي كما يلي:

12 ج + 12 ج؟ 20 ني + 4 هو + 4.6 إلكترون فولت (66٪)

12 ج + 12 ج؟ 23 Na + p + 2.2 MeV (32٪)

12 ج + 12 ج؟ 23 ملغ + ن؟ 2.6 ميغا إلكترون فولت (2٪)

لذلك فإن المنتجات المفضلة هي النيون 20 (20 نيوتن) والصوديوم 23 (23 نا) والمغنيسيوم 23 (23 ميغاغرام). في هذه التفاعلات ، p هو بروتون ، و n نيوترون. كمية الطاقة المنبعثة (إشارة موجبة) أو الممتصة (إشارة سلبية) في التفاعل تعطى بوحدات إلكترون فولت. تعطي النسب المئوية الموجودة بين قوسين النسبة المئوية لعدد المرات التي ينتج فيها التفاعل نواتج معينة.

نواتج هذا التفاعل لا تدوم طويلا. عادةً ، يتحد 23 Mg مع نيوترون حر لتكوين 23 Na وبروتون ، و 23 Na تتحد مع بروتون حر لتكوين نواة 20 Ne و 4 He. يمكن بعد ذلك أن تتحد 20 ني مع 4 He لتكوين 24 Mg. لذلك يتطور الكربون في النهاية إلى مغنيسيوم ، لكنه ينطوي على العديد من القطرات الصغيرة في الطاقة بدلاً من قطرة واحدة كبيرة.

يعمل تفاعلان إضافيان جنبًا إلى جنب مع إنشاء الكربون والكربون للنيون لتحرير ما مجموعه ثلاث نوى هيليوم في دورة تحول الكربون إلى نيون ، ونيون إلى أكسجين ، وإعادة الأكسجين إلى كربون. يتضمن هذان التفاعلان امتصاص أشعة جاما () ، لذلك يُسمى كل منهما بالتحلل الضوئي.

تعد أشعة جاما جزءًا من الإشعاع الحراري داخل المادة الساخنة للقزم الأبيض ، وهي تحمل طاقة كافية لكسر نوى الهيليوم بعيدًا عن نوى النيون والأكسجين. تخلق هذه الحلقة جزءًا كبيرًا من الهيليوم الذي يمكّن النوى من اكتساب كتلة بزيادات أربع نوى.

يتم ترجيح التفاعلات التي تشتمل على الأكسجين بالمثل للتفاعلات التي تتسبب في التخلص من البروتونات والنيوترونات ونواة الهيليوم بدلاً من تكوين الكبريت 32 (32 S) مباشرةً.

16 س + 16 س؟ 31 P + p + 7.7 MeV (56٪)

16 س + 16 س؟ 28 سي + 4 هو + 9.6 ميغا إلكترون فولت (34٪)

16 س + 16 س؟ 31 S + n + 1.5 MeV (5٪)

16 س + 16 س؟ 30 نقطة + 2 ساعة - 2.4 ميغا إلكترون فولت (5٪)

وبالتالي فإن المنتجات الرئيسية عندما يتحد الأكسجين مع الأكسجين هي الفوسفور -31 (31 ف) ، والسيليكون -28 (28 سي) ، والكبريت -31 (31 س) ، والفوسفور -30 (30 فوسفور). في هذه التفاعلات ، 2 H هو الديوتيريوم ، وهو نظير الهيدروجين. تميل النوى التي تم إنشاؤها في هذه التفاعلات إلى الاندماج مع الجسيم الذي تم إلقاؤه عند تكوينها لتكوين 32 ثانية ، لذلك يتم تكوين 32 ثانية في النهاية من التفاعلات النووية الحرارية للأكسجين.

يعد تحرير البروتونات والنيوترونات ونواة الهيليوم من نوى الكربون والأكسجين خاصية مستمرة في التفاعلات التي تتشكل وتمزق النوى الأثقل. تشكل هذه التفاعلات شبكة تجعل النواة الذرية تغير كتلتها بكميات صغيرة لأنها تتفاعل مع البروتونات والنيوترونات ونواة الهيليوم وأشعة جاما. تملأ هذه التفاعلات القزم الأبيض بنواة ليست من مضاعفات 4 He في التكوين. مثال على كيفية قيام الشبكة بهذا هو تفاعل 24 Mg مع 4 He ، والذي من خلال إطلاق البروتون ، يمكن أن يولد 27 Al ، وهو نظير الألمنيوم الوحيد المستقر. يتم توفير مثال ثانٍ بواسطة 32 قًا ، حيث يمكن أن تتحد مع نيوترون حر لتكوين 33 درجة مئوية ، والتي يمكن أن تتحد بعد ذلك مع نيوترون وتحرر نواة 4 He لتكوين 30 Si ، وهو أندر نظائر السيليكون المستقرة الموجودة على الأرض. وبهذه الطريقة ، يمكن إنشاء كل نظير مستقر والعديد من النظائر غير المستقرة أخف من النيكل 56 حيث يحول القزم الأبيض نفسه إلى النيكل 56. لذلك ، في حين أن القزم الأبيض يتكون في الغالب من نوى مكونة من مضاعفات 4 He ، فإن العديد من العناصر والنظائر الأخرى موجودة أيضًا.

تتكون المادة الموجودة في القزم الأبيض من 56 نيكل و 4 نيوتن فقط إذا كان الاندماج النووي الحراري يمكن أن يكتمل في جميع أنحاء النجم. بشكل عام ، ومع ذلك ، فإن جزءًا فقط من القزم الأبيض يحترق إلى النيكل 56. تتسبب الطاقة المنبعثة من الاحتراق النووي الحراري في تمدد النجم ، مما يؤدي إلى انخفاض درجة الحرارة ، مما يوقف الاندماج الحراري النووي في الأجزاء الخارجية من النجم قبل اكتمال الاحتراق. هذا يمكن أن يجمد تكوين النجم في وقت مبكر من عملية الاحتراق ، بحيث يتكون النجم من العديد من العناصر والنظائر. هذه العناصر مشتتة في الوسط بين النجوم ، وتشكل ، جنبًا إلى جنب مع العناصر التي تم إنشاؤها في المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية وفي النجوم العملاقة الحمراء ، مزيجًا متنوعًا من المواد الكيميائية الموجودة في الكون. الوفرة النسبية لعناصر مثل السيليكون والكبريت والكالسيوم فوق عناصر مثل الفوسفور والبوتاسيوم والكلور هي نتيجة مباشرة للنظائر الشائعة للسيليكون والكبريت والكالسيوم كونها مضاعفات 4 He ، بينما لا يوجد نظير للفوسفور والبوتاسيوم والكلور هو من مضاعفات 4 He. لذلك فإن تعقيد الاحتراق النووي الحراري للكربون والأكسجين مسؤول بشكل مباشر عن التركيب الكيميائي المتنوع الموجود هنا على الأرض.


ما هو الوقت الذي يستغرقه المستعر الأعظم ترتيبًا زمنيًا حتى & # x27happen & # x27؟

لذا من اللحظة الأخيرة حيث يمكنك أن تراقب النجم وتقول إنه & # x27s نجم عادي ، إلى النقطة التالية حيث & # x27d تنظر إليه وتقول ، نعم ، لقد ذهب مستعر أعظم بالتأكيد. إلى متى سيكون ذلك؟ & # x27m مجرد فضول.

من بداية المستعر الأعظم إلى نهايته هو

100 ثانية. عندما يأكل النجم من خلاله ووقود # x27s ، يبدأ في دمج العناصر الأثقل. النجم هو في الواقع مثل بصلة مع طبقات من عناصر مختلفة تندمج. القاتل حديد. عندما يبدأ النجم في صهر الحديد ، يكون أمامه 100 ثانية للعيش. إن اندماج الحديد يستخرج الطاقة من النجم (على عكس اندماج الهيدروجين في الهيليوم ويتم إطلاق بعض الطاقة) ، لا يوجد إطلاق للطاقة.

تحرير: لم أكن واضحًا بدرجة كافية وتسبب في حدوث بعض الارتباك للناس. تشكل الكثير من النجوم الحديد ، عندما يكون النجم كبيرًا بما يكفي لمحاولة دمج الحديد في عناصر أثقل مما يؤدي إلى حدوث مستعر أعظم. الحديد موجود بالفعل ، وهو أثقل من الحديد الذي يتكون في المستعر الأعظم.

ألا يجب & # x27t أن نضع إعلانات الخدمة العامة لتثقيف النجوم حول هذا الأمر؟

حسنا حسنا آسف. مجرد ملاحظة سريعة: i & # x27d قم بتعديل بيانك ليقول إن هذا يحدث عندما يصل قلب النجم إلى مرحلة يدمج فيها الحديد بشكل أساسي ، ويحدث اندماج ذرات الحديد بشكل عرضي ومباشر طوال الوقت إلى حد كبير طوال دورة حياة النجم & # x27s .

لكن لاحظ أنه على الرغم من حدوث المستعر الأعظم بسرعة كبيرة ، إلا أن سطوعه بشكل واضح يستغرق بعض الوقت. لن & # x27t ترى النجم ينتقل من السطوع الطبيعي إلى الذروة في دقيقتين ، فقد يستغرق الأمر أسبوعًا أو أسبوعين. هنا & # x27s منحنى الضوء لنوع المستعر الأعظم Ia:

يتم قياس الوقت على المحور الأفقي بالأيام.

افترض هونغ يي تشيو ، الفيزيائي الأمريكي الصيني ، أنه بعد فترة طويلة (؟) يصل اللب الداخلي المختنق بالحديد إلى حوالي 5 مليارات كلفن ، حيث يرتفع إنتاج النيوترينو بشكل جنوني. يكفي ذلك ، بعد مليارات السنين من التوازن المتوازن ، يصبح قلب النجم متسربًا بشكل كبير في أقل من يوم واحد. إن الفيضان الناتج من الكتلة (النيوترينوات لديها القليل) من قلب النجوم يترك القليل لصد قوى الجاذبية ، وينهار النجم على نفسه. بعد ذلك ، تحصل على قدر كبير من الاندماج ، والذي ينهي النجم. تنفجر معظم المستعرات الأعظمية ما يصل إلى 90٪ من كتلتها على شكل طاقة. الكثير من الطاقة.

هل هي 100 ثانية بغض النظر عن كتلة النجم؟

فهل هذا يعني أن كل الحديد في الكون كان & quot؛ ولد & quot؛ في بعض النجوم & # x27s النهائي

زيادة 100 ثانية من الحياة؟

المتابعة - مقدار الحديد المصنوع في

100 ثانية لنجم قبل أن يموت (لنفترض أنه نجم بكتلة كافية للذهاب إلى مستعر أعظم ، لكن هل & quotaverage & quot واحدًا في تلك المجموعة)؟

هل تعرف ما الذي يجعل اندماج الحديد ماصًا للحرارة؟

ما مقدار الطاقة التي سيتم إطلاقها من نجم بحجم الشمس من حيث قنابل هيروشيما أو الميغا طن ، على سبيل المثال؟

كان لابد أن تأخذ الشمس كمية هائلة من الحديد من الشهب وأشياء أخرى. ما هي النسبة المئوية التي تسبب موت النجم؟

كان لدي انطباع بأنه مرت 100 ثانية بمجرد وصول اللب الحديدي إلى حد Chandrasekhar ، أم أن 100 ثانية هي الوقت الذي تم فيه تصنيع ذرة الحديد الأولى إلى الوقت الذي تم فيه الوصول إلى هذا الحد؟

هل سنتمكن من رؤية سوبر نوفا في أي وقت قريبًا؟

هناك أنواع مختلفة من المستعرات الأعظمية ، النوعان الأقرب أو الأقل & quot ؛ النوع & quot ؛ هما النوع الأول أ والنوع الثاني.

في المستعر الأعظم من النوع Ia ، يكون لديك قزم أبيض منهار وهو جوهر نجم سابق ، وعادة ما يكون مصنوعًا في الغالب من الكربون والأكسجين. هذه النجوم السابقة هي مخلوقات غريبة في ظل ظروف غير عادية ، ومادتها مضغوطة بإحكام لدرجة أن الشيء الوحيد الذي يبقيها هو & amp ؛ انحلال quotelectron & quot الضغط. في ظل الظروف المناسبة ، والتي تنطوي على حد علمنا على اكتساب كتلة إضافية من نجم مصاحب ، يمكن لهذه النجوم أن تبدأ في الاندماج مرة أخرى مع ارتفاع درجة حرارة باطنها. عندما يحدث ذلك ، يحدث تفاعل متسلسل سريع للغاية نظرًا لأن النجم يتعرض لأكبر قدر ممكن من الضغط بالفعل ويمكنه ببساطة أن يتوسع ليبرد ، لذلك تتراكم كل الحرارة المنبعثة من تفاعلات الاندماج ، مما يتسبب في المزيد تفاعلات الانصهار. يستغرق الأمر بضع ثوانٍ قبل أن يخضع جزء كبير من كتلة النجم والاندماج ويتم إطلاق طاقة كافية لتمزيق النجم تمامًا. بعد المستعر الأعظم من النوع Ia ، لم يتبق أي قشر ، فالنجم غير مصنوع وينفجر في سديم الحطام.

في مستعر أعظم كلاسيكي من النوع الثاني ، يبدأ نجم ضخم جدًا في دمج السيليكون في النيكل (الذي يتحلل إلى الحديد) على مدى بضعة أيام حتى يتجاوز اللب الداخلي حد Chandrasekhar ويصبح ضخمًا لدرجة أنه حتى ضغط انحلال الإلكترون يمكنه الاحتفاظ به من الانهيار. ثم يبدأ اللب في الانهيار حيث يتم دمج الإلكترونات والبروتونات في النيوترونات وتشكيل نواة نيوترونية. كما تنهار الأجزاء الخارجية من النجم ، حتى تصطدم بالسطح المتشكل حديثًا للنجم النيوتروني ، مما يتسبب في ارتدادها. في غضون ذلك ، يؤدي تكوين الكثير من النيوترونات إلى إطلاق عدد هائل من النيوترينوات التي تحمل كمية هائلة من الطاقة (بقدر ما يتم إطلاقه في مستعر أعظم من النوع Ia). إن رياح النيوترينو قوية جدًا وشديدة لدرجة أنها تُسخن القشرة المرتدة / المنهارة للنجم ، مما يؤدي إلى انفجارها في الفضاء.

في كلتا الحالتين ، يتكون جزء كبير من مادة حطام المستعر الأعظم من النيكل 56 ، وهو نتاج إضافة جسيمات ألفا تدريجياً إلى السيليكون في مراحل الاندماج حتى يصبح الاندماج غير ممكن. على الرغم من ذلك ، فإن النيكل 56 ليس مستقرًا ، وبعمر نصف يبلغ 6 أيام ، يتحلل إلى كوبالت -56 (والذي يتحلل بعد ذلك إلى الحديد -56 مع عمر نصف مدته 77 يومًا). يطلق الانحلال الإشعاعي لـ Ni-56 كمية هائلة من الطاقة التي تعطي سطوع المستعرات الأعظمية بعد الانفجار الأولي.

هناك الكثير من الأنواع الأخرى من المستعرات الأعظمية ، بعضها شائع مثل هذه ، لكن شرحها أكثر تعقيدًا بشكل عام.

يحرر: كان يرد على شخص يشك في دور النيوترينوات في تنشيط مادة المستعر الأعظم ، أضع ردي هنا لأنه يحتوي على بعض المعلومات والأرقام التي قد يجدها الناس مثيرة للاهتمام:

كم عدد النيوترينوات التي تعتقد أننا نتحدث عنها هنا؟ 99٪ من طاقة المستعر الأعظم من النوع الثاني تكون على شكل نيوترينوات ، وهذا & # x27s حوالي 1e46 جول. تبلغ كتلته حوالي 100 ضعف كتلة كوكب المشتري ، بالكامل على شكل نيوترينوات. خلال ذروة تدفق النيوترينو هناك المئات من تريليونات من النيوترينوات لكل متر مربع فيمتومتر (حول مساحة المقطع العرضي للبروتون) في الثانية في منطقة الموجة الصدمية للمستعر الأعظم. حتى عندما يتفاعل جزء صغير جدًا من النيوترينوات مع المادة ، فهناك عدد كبير جدًا منها يكون لها تأثير هائل. والنيوترينوات المنبعثة من تكوين نجم نيوتروني ذات طاقة عالية للغاية (10 ثوان من MeV) لذلك عندما تتفاعل يمكن أن يكون لها تأثيرات عميقة على ما تتفاعل معه.

ضع في اعتبارك ، على سبيل المثال ، الفلور. هناك الكثير من الفلور على الأرض ، نستخدمه في معجون الأسنان. لكنه عنصر غريب ، لأنه ليس نتاج اندماج نجمي. حتى أين أتى؟ اتضح أنه يأتي من انفجارات المستعر الأعظم ، عندما تقوم رياح النيوترينو القوية بشكل لا يصدق التي كنت أتحدث عنها حرفيًا بإزالة النيوترونات والبروتونات من العناصر الأخرى ، تاركة وراءها الفلور. تسمى هذه العملية تشظي النيوترينو وهي طريقة التشكيل المقبولة للفلور ، ولكنها طريقة واحدة فقط من بين العديد من الطرق التي يمكن أن تنقل بها تفاعلات النيوترينو الطاقة إلى المادة النجمية التي تصبح الجزء المرئي من المستعر الأعظم.


مستعر أعظم يعمل بالهيليوم

سنتحدث اليوم عن مستعر أعظم غير عادي ، MUSSES1604D ، والذي يبدو أنه أول دليل قوي لأحد النماذج المقترحة من النوع Ia Supernovae. أولاً ، يجب أن نتحدث عن ماهية النموذج.

اكتب Ia Supernovae ، ومن أين أتوا

شكل 1: انطباع الفنان عن اشتعال قزم أبيض متزايد. الائتمان: ديفيد إيه هاردي ، STFC.

الجميع يحب الانفجار الجيد ، والمستعرات الأعظمية هي من بين أكبرها. إنها معقدة أيضًا ، وهناك مجموعة حيوانات كاملة من فئات مختلفة. اليوم سنتحدث عن فئة فرعية واحدة ، & # 8216Type Ia Supernovae & # 8216 (SNe Ia). تحصل هذه المستعرات الأعظمية على الكثير من الضغط. بالإضافة إلى كونها مثيرة للاهتمام بحد ذاتها ، فهي أشياء مفيدة لعلم الفلك ككل ، لأنها تسمح لنا بقياس مسافات المجرات البعيدة. يأتي هذا من حقيقة أنه من السهل حساب سطوع SN Ia من الخصائص الأخرى للمستعر الأعظم. إذا عرفنا مدى سطوع المستعر الأعظم ، ويمكننا قياس مقدار الضوء الذي نتلقاها ، فمن السهل نسبيًا معرفة مدى بُعد هذا المستعر الأعظم. يعتمد الكثير من العلوم المثيرة للاهتمام فيما يتعلق بالمجرات الأبعد على قياسات المسافة التي تتطلب SNe Ia.

على الرغم من ذلك ، هناك مشكلة مزعجة في SNe Ia: ما زلنا لا نفهم تمامًا كيف يحدث SNe Ia بالضبط. نحن نعلم أن SNe Ia ناتج عن انفجار الأقزام البيضاء. يمتلك القزم الأبيض كتلة قصوى (تسمى كتلة شاندراسيخار على اسم المنظر الذي اقترحها لأول مرة) والتي لا يستطيع بعدها أن يدعم نفسه ضد جاذبيته. إذا نما قزم أبيض ليصبح أثقل من كتلة شاندراسيخار ، فسوف ينهار على نفسه. يتسبب الانهيار في أن تصبح المادة التي يتكون منها القزم الأبيض شديدة السخونة والكثافة. بعد نقطة معينة ، يمكن أن تخضع ذرات الكربون والأكسجين للاندماج النووي في تفاعل نووي جامح ، مما يتسبب في انفجار يؤدي إلى تمزيق القزم الأبيض. هذه هي الصورة القياسية لما يسبب SNe Ia.

ومع ذلك ، لا تزال هذه الفكرة الأساسية بها عدد من المشكلات التي لم يتم حلها من حولها. اليوم ، المشكلة الأكثر أهمية هي: لا يبدو أن هناك عددًا كافيًا من الأقزام البيضاء عالية الكتلة لمطابقة معدل المستعرات الأعظمية التي نراها. نتيجة لذلك ، تم تطوير نموذج بديل خلال السنوات القليلة الماضية ، والذي من شأنه أن يسمح للأقزام البيضاء بالانفجار دون الحاجة إلى الوصول إلى حد Chandrasekhar: ما يسمى بـ & # 8216double detonation & # 8217 model. يحتاج هذا النموذج إلى قزم أبيض يتكون في الغالب من الكربون والأكسجين ، محاطًا بجو رقيق من الهيليوم. إذا كان الهيليوم ساخنًا وكثيفًا بما يكفي لإحداث احتراق نووي ، فقد يؤدي ذلك إلى حدوث انفجار يجتاح الغلاف الجوي للهيليوم بأكمله. بعد ذلك ، يمكن أن تؤدي موجة الصدمة الناتجة عبر جسم القزم الأبيض إلى انفجار ثانٍ في القلب ، مما يؤدي إلى تمزيق القزم الأبيض بعيدًا عن بعضها البعض وإنشاء مستعر أعظم حتى لو كان القزم الأبيض أقل من حد كتلة Chandrasekhar.

MUSSES1604D: أول مستعر أعظم ناتج عن الهيليوم؟

الشكل 2: سطوع المستعر الأعظم بمرور الوقت ، كما لوحظ من خلال المرشحات الزرقاء (على اليسار) والأخضر (على اليمين). يتم عرض السطوع المقاس للمستعر الأعظم من خلال المربعات الملونة ، بينما يتم عرض مقاسات النماذج المختلفة بخطوط مختلفة. لم يتضح من البيانات أن الفريق جمع ما إذا كان سطوع المستعر الأعظم ينخفض ​​كما تتوقع النماذج ، أو ما إذا كان مجرد هضاب لبضعة أيام. في كلتا الحالتين ، من الواضح أن هناك فترتين منفصلتين يكون فيهما المصدر ساطعًا. هذا هو الشكل 3 في ورقة اليوم & # 8217 ثانية.

تتناول مقالة اليوم & # 8217s مستعر أعظم يسمى MUSSES1604D ، تم اكتشافه لأول مرة في أبريل 2016. تم اكتشافه من خلال مسح باستخدام أداة Hyper Suprime-Cam المسماة بشكل مثير للإعجاب (كاميرا أكبر من شخص وأثقل من السيارة العادية) . تم تحسين هذا الاستطلاع للعثور على المستعرات الأعظمية في الأيام القليلة الأولى بعد بدئها ، بينما لا يزال سطوعها يتصاعد. بينما كان الفريق يشاهد MUSSES1604D قام بالعديد من الأشياء المثيرة للاهتمام. أولاً ، أظهر علامات على ما يسمونه & # 8216 في وقت مبكر & # 8217: فترة أولية كان فيها المستعر الأعظم يزداد سطوعًا ، وبعد ذلك بدا أنه إما يتوقف أو يتلاشى في السطوع لعدة أيام قبل أن يستمر في السطوع. ثانيًا ، خلال هذا الوميض المبكر ، تحول المستعر الأعظم إلى اللون الأحمر جدًا ، قبل أن يتحول إلى اللون الأزرق مرة أخرى أثناء الانفجار الرئيسي.

الشكل 3: أطياف MUSSES1604D ، مقارنة مع نماذج من مختلف نماذج اشتعال غلاف الهيليوم. تنتج المعادن الثقيلة في المستعر الأعظم السمات الموجودة على الجانب الأيسر من الطيف ، بينما ينتج السيليكون الانخفاضات على الجانب الأيمن (ما وراء 6000 أنجستروم). لاحظ أن النماذج لا تتلاءم تمامًا مع البيانات ، مما يعني أنه قد يكون من الضروري إجراء مزيد من التطوير للنماذج. هذا هو الشكل 4 في ورقة اليوم & # 8217 ثانية.

أظهر الطيف المأخوذ من المستعر الأعظم أن تكوينه كان أيضًا غريبًا. تعتمد العناصر التي تراها في SN Ia بشكل عام على درجة حرارة الانفجار. معظم الميزات في الطيف MUSSES1604D هي من السيليكون وتشير إلى متوسط ​​درجة الحرارة إلى حد ما & # 8212 الذي يتوافق مع السطوع الذي يقيسونه. ومع ذلك ، يظهر الطيف أيضًا وجود معادن ثقيلة ، مثل الحديد والتيتانيوم. يمكن العثور عليها بشكل عام في SNe Ia الأكثر برودة. من المحتمل أن يكون وجود هذه المعادن الثقيلة مرتبطًا باللون الأحمر للوميض المبكر للانفجار و # 8217 ، حيث تميل هذه العناصر إلى امتصاص الكثير من الضوء الأزرق.

يصعب تفسير هذه الخصائص غير العادية & # 8212 الفلاش المبكر ولونه الأحمر والمزيج الغريب للعناصر & # 8212 مع أي من النماذج الكلاسيكية لـ SNe Ia. ومع ذلك ، فإن هذه السمات تتناسب بشكل جيد مع نموذج التفجير المزدوج. في هذا النموذج ، سيأتي الوميض المبكر من اشتعال الغلاف الجوي للهيليوم القزم الأبيض # 8217s ، قبل الذروة الرئيسية في السطوع التي تأتي من انفجار لب القزم الأبيض. سينتج الانفجار الأول ، من خلال الاندماج النووي ، موجة من العناصر الثقيلة تجعله يظهر باللون الأحمر. هذه العناصر الثقيلة سوف تتسكع أثناء الانفجار الرئيسي ، مما تسبب في مزيج غير عادي من العناصر التي شوهدت في MUSSES1604D.

هذا هو أول دليل قوي لدينا على SN Ia بانفجار مبكر للهيليوم. إنها علامة واعدة على أن نموذج التفجير المزدوج يمكن أن يفسر على الأقل بعض المستعرات الأعظمية ، ويعطي المنظرين مثالًا معروفًا لتقييد نماذجهم. هذه نتيجة مثيرة للمجال ، وتقربنا من حل السؤال الذي دام عقودًا حول كيفية حدوث SNe Ia.


قزم ابيض

قزم ابيض
أدخل شروط البحث الخاصة بك:
قزم ابيض، في علم الفلك ، نوع من النجوم يكون خافتًا بشكل غير طبيعي بسبب درجة حرارته البيضاء الساخنة (انظر علاقة اللمعان والكتلة).

قزم ابيضس
قزم ابيضs هي النوى المحترقة للنجوم المنهارة التي ، مثل الجمر المحتضر ، تبرد ببطء وتتلاشى. إنها بقايا النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، من بين أكثر الأشياء الخافتة التي يمكن ملاحظتها في الكون.

قزم ابيض نجمة
في نهاية حياة النجم ، عندما يتم إخراج الأصداف الخارجية ، كل ما تبقى هو اللب. أ قزم ابيض هو نواة ساخنة كثيفة لنجم ميت. Due to its heat, it will glow white for millions or billions of years before becoming a black dwarf.

s are known to be located within 10 parsecs (pc) of Sol.

discovered in 1862. The bright source in this Chandra image is Sirius B shining in low-energy X-rays at

25,000 Kelvin. Sirius A (a normal star twice as massive as the Sun) is the faint source to the upper right.

س. As a star like our sun is running out of fuel in its core it begins to bloat into a red giant. This will happen to our sun in 5 Billion years.

planet not so Snow White
GEMMA LAVENDER
علم الفلك الآن
Posted: 24 August 2011 .

is a star formed when a red giant runs out of helium fuel after losing most of its mass into space.

النجوم
The brightest naked‐eye star is Sirius. Sirius is actually a binary star system with the two components designated Sirius A and Sirius B.

s are very common, burnt-out cinders of normal stars like the Sun that are typically about one solar mass but are contained in a volume no bigger than the Earth.

s, the Night's Stellar Peewees
احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك
Constant Contact Use.

s are the hot, dense remnants of long-dead stars. They are the stellar cores left behind after a star has exhausted its fuel supply and blown its bulk of gas and dust into space.

is illuminating the material that used to be the outer layers of the star.

's carbon fraction as a secondary parameter of Type Ia supernovae
A&A 572, A57 (2014)
Three-dimensional simulations of gravitationally confined detonations compared to observations of SN 1991T
A&A 592, A57 (2016) .

star, is difficult to observe in the glare from the A-type star Sirius A
Spectral type D (often followed by an optional letter defining secondary spectral features) .

In order to explode as a supernova, the

must increase its mass to close to 1.4 times the mass of the Sun, known as the Chandrasekhar limit.

س
Star System Discovery Name Distance (light-year) Spectral Type Location: RA1 Location: Dec2 Luminosity (Sun = 1)
Sun .

radiates energy derived form gravitational contraction.

stars are found.
white light Visible light that contains approximately equal proportions of all colors.

, and eventually can no longer be seen and is then called a black dwarf.

س
Chapter index in this window " " Chapter index in separate window
This material (including images) is copyrighted!. See my copyright notice for fair use practices. Select the photographs to display the original source in another window.

stars have a tightly packed core of hydrogen and helium. They are .4 times the mass of our sun, about the size of the Earth. These stars are both dim and hot. They are very hot, but dim because they are so small. They look bluish-white.

matter is about a million to 10 million times that of water.

س
The exposed, remnant core that ionised the planetary nebula material is basically an extremely hot, dense sphere of carbon and oxygen. Any hydrogen not ejected quickly fuses via shell-burning.

the remains of an old star after it uses its energy. It is a small, faint, whitish star that is very dense
Click on a Topic:
Ages Past .

s upon their death. These stellar remnants typically retain somewhat less mass than that of our Sun, but they are much smaller in radius and are one million times denser. .

the dense, collapsed, Earth-sized remnant of an intermediate-mass star like the sun.
x rays electromagnetic radiation more energetic than ultraviolet light but less energetic than gamma rays.
zenith the point on the celestial sphere directly over the head of an observer.

س
These stars have a prevalence of around 0.4%, spectral type D. They have temperatures of around 8.000 to 40.000 K, and luminosities around 0.0001 to 100 times that of the Sun. They have a mass of about 0.1 to 1.4 that of our sun and live around 100.000 to 10 billion years.

:
Wolf-Rayet Nebula:
Nebula ejected by a hot (35,000-100,000 K) massive star, called Wolf-Rayet star (after the discoverers of this type), at its later evolutionary stages. Wolf-Rayet stars are recognized from broad, bright emission lines in their spectra.
X .

star at its centre.
Return to top of page .

s have a density about one million times that of water!
X .

A spent star, reduced to a very dense, small, non-luminous state. The eventual fate of the Sun.
Widefield EyepieceAn ocular of more than 50u ApArrent field. Usually composed of 5 or more elements.

: A dying star that has collapsed to approximately the size of the Earth and is slowly cooling.
X .

النجوم
Dying stars that have collapsed to the size of the earth and are slowly cooling off at the lower left of the H-R diagram.
Winter Solstice .

- Dense remains of an intermediate mass star like the sun that has collapsed and is the same size as earth.
Winter - Season in the Northern Hemisphere that begins December 21.
Wolf-Rayet star - Luminous and hot star having temperatures reaching 90,000 kelvins.

s represent the end points of the lives of solar type stars.

- A small, dense star that is supported against gravity by the degenerate pressure of its electrons
Wide Pair - A binary star system in which the components are so distant from one another that they evolve independently .

a density about one million times that of water! .

a density about 1 million times that of water.

is a small, very dense, hot star near the end of its life. It is made mostly of carbon. These faint stars are what remains after a red giant star loses its outer layers. Their nuclear cores are depleted. They are about the size of the Earth (but are heavier).

s are typically composed primarily of carbon, have about the radius of the earth, and do not significantly evolve further.

a whitish star of high surface temperature and low intrinsic brightness with a mass approximately equal to that of a Sun but with a density many times larger. X
Y .

- a collapsed core of a normal star such as the sun after it has lost its outer layers
White hole- the exact opposite of a black hole an object that spews out matter and energy .

س
The hot, dense core of a once-normal star like the Sun. At the end of such a star's life, it can no longer produce the nuclear-fusion reactions that power it. Its outer layers drift away into space, while its core collapses into a ball that is as about as massive as the Sun but no bigger than Earth.

's mass is comparable to that of the Sun and its volume is comparable to that of the Earth, it is very density.
س.

The small and hot, but intrinsically faint, remnant left when a red giant star loses its outer layers as a planetary nebula.
★ "Wolf-Rayet" Stars In spectroscopy these are very hot and very bright stars.

A star that has exhausted most or all of its nuclear fuel and has collapsed to a very small size such a star is near its final stage of life. [More Info: Field Guide]
white light Visible light that contains approximately equal proportions of all colors.

Inside core of a medium size star after it dies
End prouduct after a medium sized star has had a supernova
top .

s - Goddard Space Flight Center
Optical Gravitational Lensing Project (OGLE) - Internet Encyclopedia of Science
Massive Compact Halo Object (MACHO) - Internet Encyclopedia of Science
Paper: MACHOs Viewed from a Cosmological Perspective
Gravitational Lensing -- Goddard .

s will eventually cool to the point to where they will no longer be visible. They will become Black Dwarfs.
(Image credit: Brooks/Cole Thomson Learning)
There are no known black dwarfs indicating this cool-off period can take millions of years.

A white, small, very dense star. The Sun will be in this state in about 6,00 million years.
X .

s are composed of DEGENERATE MATTER and are supported by electron degeneracy pressure.

s are found to the lower left of the main sequence of the H-R diagram.
Wien's law - (n.) .

s, 36, 37, 65
Wide-Field/Planetary Camera (WF/PC), 63, 64
WIYN telescope, 56 .

star
A planet-sized star of roughly solar mass and very high density (108 to 1011 kg/m3) produced as a terminal state after nuclear fuels have been consumed.
Wien's law .

stars, namely the massive stars with masses greater than 10 Mo. These correspond to spectral classes O, B, and some A stars.

stars form in the centers of red giant stars, but are not visible until the envelope of the red giant is ejected into space.

4 pc distant density 4 105 g cm-3. [H76]
Vanadium
A silvery transition element used in alloy steels.
Symbol: V m.p. 1890 C b.p. 3380 C r.d. 6.1 (20 C) p.n. 23 r.a.m. 50.94. [DC99]
Vapor Pressure .

in a double star system has re-ignited
terial on it. (It is this second kind of supernova, which
that has allowed astronomers to measure that the ex- .

is a relatively small star that is about the size of a planet that is very dense. It is essentially a star that has exhausted all of its nuclear fuel from within. It expels most of its outer material, leaving a white-hot core that cools over the next billion years.

is orbiting very close to the primary star and may even have been engulfed by the other's expanding stellar atmosphere with the resulting interaction creating the nebula.

approaches a critical value, the Chandrasekhar limit -- about 1.

will be, not much else will happen with it. If it is a binary system, especially a close binary system where things are really tight, it can get very interesting indeed.

system, discovered by N. Sanduleak and P. Pesche in 1982
Sanduleak's Star
2MASS J05451956-7116067 .

of the spectral type DC7, approximately 65 light years distant. It has a visual magnitude of 15.06 and cannot be seen without a telescope. Its estimated age is 2.1 billion years.

about 0.98 solar masses and 10,000 times fainter in visible light than Sirius A, but outshines it in x-rays.
The distance between them varies between 8 and 32 AU, and they lie 8.6 light years from Earth. The pair have a controversial colour history.
Historically Red .

star, only one ten-thousandth as bright as Sirius A. Later calculations have shown that A has just over twice the mass of our sun, but B amounts to slightly more than one solar mass.

is the final stage in the evolution of a star with less than about eight times the mass of the Sun. These stars lose much of their mass by blowing away a strong wind of gas.

To the lower right is a group of white stars of low luminosity that we call

s yet because they are so dim and difficult to see, but they make up a sizeable population of stars.

Low-mass stars crush their atoms and become

s, about as big as Earth. High mass stars collapse into black holes whose gravity prevents any light from escaping.

It belongs to a special class of stars called

س. The two stars revolve each other about every 50 years.
Beta CMa, common name Mirzam (greek: the announcer (of Sirius)), is a blue giant of 2.0 mag.
Another double is epsilon CMa: Adhara (meaning: the virgins). The blue giant of 1.

- A very dense stellar core remnant with a mass comparable to that of the Sun and a volume comparable to that of the Earth.
Wobble Method - A method for detecting extrasolar planets.

The surface temperature drops and the star becomes redder, this lasts several million years before the star throws off its outer layers and becomes a

Planetary nebula A thick shell of gas ejected from and moving out from an extremely hot star thought to be the outer layers of a red giant star thrown out into space, the core of which eventually becomes a

star in a binary system that brightens suddenly by several magnitudes as gas pulled away from its companion star explodes in a thermonuclear reaction.

After a relatively short time (in the region of two hundred million years), the red giant puffs out its outer layers in a gas cloud called a nebula and collapses in on itself to form a

, and Wolf-Rayet star.
Sun spot: a relatively dark and cool region on the Sun's surface caused by the Sun's magnetic field.

A Type I supernova occurs in a binary star system containing a

One of three possible compact object end points of stellar evolution.

A Type 1a supernova results from the cataclysmic explosion of a

s are limited to masses less than 1.38 solar masses.

4 solar masses usually evolves from a red giant to a

star, and the expanding gaseous shell that temporarily surrounds it is known as a planetary nebula.

Stellar astronomers turn their sight to the stars, including the black holes, nebulae,

s, and supernova that survive stellar deaths. Galactic astronomers study our galaxy, the Milky Way, while extragalactic astronomers peer outside of it to determine how these collections of stars form, change and die.

Artist's impression shows how an asteroid is torn apart by the strong gravity of a

When some stars begin to die, they become

s to see if they can detect planets that might be in orbit around them.

Chandra proved that there was an upper limit to the mass of a

. This limit, known as the Chandra limit, showed that stars more massive than the Sun would explode or form black holes as they died.

A simpler cosmic clock is a class of star called

s, which are the burned-out remnants of Sun-like stars. Like dying cinders, it takes a long time for dwarfs to cool to absolute zero—longer than the present age of the universe itself.

Cataclysmic variables (CVs) are binary star systems in which one component of the system, a red dwarf, is transferring matter onto the second, a degenerate

Black Dwarf: A theoretical endpoint of the stellar evolution, especially that of a

cools to the extent that it can no longer shine.

Type Ia - a binary star system in which a carbon-oxygen

eventually reaches critical density and trigers uncontrolled fusion in a cataslysmic explosion.

Cataclysmic variables are close binary systems which include a

is often seen to have an accretion disc.

star to completely cool and become a "black dwarf."
If a person mapping the earth is a cartographer, is there a specific name for a person who draws constellations?


شاهد الفيديو: أحترس من القزم المستفز . Pubg Mobile (شهر اكتوبر 2021).