الفلك

لماذا تظل المادة منهارة في اللب بعد انفجار مستعر أعظم؟

لماذا تظل المادة منهارة في اللب بعد انفجار مستعر أعظم؟

بعد انفجار مستعر أعظم ، قد يتحول النجم إلى قزم أبيض أو نجم نيوتروني أو ثقب أسود أو مجرد غبار نجمي وبقايا غاز.

باستثناء الحالة الأخيرة ، لماذا وكيف تظل المادة الأساسية للنجم منهارة ، بعد مثل هذا الحدث حيث تنفجر المادة وتشتت في الفضاء؟


من أجل "تفجير شيء ما" تحتاج إلى إطلاق طاقة أكثر من طاقتها الملزمة و لديها طريقة لاحتجاز تلك الطاقة حتى لا تتمكن من الهروب بطريقة أخرى.

يقع نصف قطر مستعر أعظم الانهيار الأساسي على مسافة 10 كيلومترات ، 1.4 مليون دولار _ { odot} دولار كرة من النيوترونات (تقريبًا). طاقة ربط الجاذبية هي $ sim GM ^ 2 / R = 5 times 10 ^ {46} $ ج.

هذا هو بالضبط مقدار الطاقة المنبعثة من انهيار النواة من حجم أكبر بكثير (أي أن طاقة المستعر الأعظم هي جاذبية في البداية) وبما أن بعض هذه الطاقة تذهب إلى فصل نوى الحديد وصنع النيوترونات (كلاهما ماص للحرارة) عمليات) ومعظم الباقي يهرب في شكل نيوترينوات ، ثم لا يمكن أن يكون هناك طاقة كافية لفك القلب. يتم نقل جزء ضئيل فقط (1٪) من هذه الطاقة إلى ظرف من النجم الأصلي ، والذي نظرًا لأن نصف قطره أكبر بكثير (بما لا يقل عن 5 أوامر من حيث الحجم) ، هو بما يكفي للتغلب على طاقة ربط الجاذبية وتفجيرها في الفضاء.

حالة المستعر الأعظم من النوع Ia (قزم أبيض متفجر) مختلفة تمامًا. هنا مصدر الطاقة ليس انهيار الجاذبية ، ولكن من تفجير نووي حراري لكل الكربون والأكسجين الذي يتكون منه القزم الأبيض ، لتكوين عناصر ذروة الحديد. هذه العملية الطاردة للحرارة تطلق بسرعة طاقة كافية لفك ارتباط النجم الأصلي (انظر هنا على سبيل المثال) ويتم تدميره تمامًا.


في النجم ، هناك قوتان متعارضتان عادة ما يوازنان بعضهما البعض. الجاذبية هي القوة التي تؤدي إلى الانهيار ، بينما يقاوم ضغط الإشعاع الناتج عن تفاعلات الاندماج في الداخل الميل إلى الانهيار. النجوم الصغيرة الشبيهة بالشمس ، عندما تستهلك معظم وقودها الهيدروجين ، ستبدأ في "حرق" الهيليوم وتصبح عمالقة حمراء. عندما ينفد الهيليوم فإنها ستنفخ طبقاتها الخارجية في مستعر جديد وتنهار لتشكيل قزم أبيض بحجم الأرض. هذه الأقزام البيضاء كثيفة وثقيلة بشكل مثير للدهشة ، لأن معظم كتلة النجم الأصلي قد تم ضغطها في حجم صغير نسبيًا. مزيد من الانهيار يقاوم بقوة تسمى ضغط انحلال الإلكترون.

ستستمر النجوم الأكبر بكثير من الشمس في دمج عناصر تتجاوز الهيليوم ، مما يؤدي إلى تكوين طبقات من العناصر الأثقل على التوالي حتى تصل إلى الحديد. يتطلب اندماج العناصر غير الحديد مدخلاً للطاقة بدلاً من إنتاج أيٍّ منها ، وتنطفئ الحرائق النووية ، لذا يُحرم من دعم ضغط الإشعاع الطبقات الخارجية لانهيار النجم ، مما ينتج عنه انفجار سوبر نوفا. ضغط تنكس الإلكترون ليس كافيًا لمنع انهيار أكثر حدة مما يحدث مع النجوم الأصغر بكثير. وفقًا لكتلة النجم المنهار ، سيؤدي ذلك إما إلى تكوين نجم نيوتروني ، والذي يشبه نواة ذرية عملاقة ذات كثافة لا تُصدق على بعد 6 أميال تقريبًا ولكنها تحتوي على كتلة تعادل العديد من شموسنا ، أو سينهار. أكثر لتشكيل تفرد للثقب الأسود حيث تدخل المادة في حالة لا يفهمها العلم تمامًا. بالمناسبة ، يبلغ قطر شمسنا 860.000 ميل ...


بعد انفجار سوبرنوفا ، قد يترك الحدث جسمًا مضغوطًا كنجم نيوتروني أو ثقب أسود. لا يزال بإمكان الكائن تجميع المواد مثل التراكم الخلفي أو النجم المصاحب له. إذا كان الجسم نجمًا نيوترونيًا ، فقد ينهار أكثر إلى ثقب أسود.


وجدت الإجابة على موقع ناسا

يحدث الانهيار بسرعة كبيرة لدرجة أنه يخلق موجات صدمة هائلة تتسبب في الجزء الخارجي من النجم أن تنفجر!

هذا يعني أن القلب ينجو من الانفجار بطريقة ما


ما ينقص التفسيرات أعلاه هو ما يحدث بالفعل والذي يسبب أي نوع من الانفجار على الإطلاق.

سأقوم بالسرقة من xkcd للمساعدة في هذا:

https://what-if.xkcd.com/73/

وإليك مقال من معهد ماكس بلانك يتحدث بعمق عن طبيعة جانب النيوترينو:

https://www.mpg.de/11368641/neutrinos-supernovae

في النهاية ، عندما يكون النجم في لحظات احتضاره ، يبدأ في إصدار النيوترينوات. الكثير من النيوترينوات ... مع الكثير من الطاقة. الآن ، أنا متأكد من أنك تفكر "ماذا سيفعل ذلك ... لا يزنون كثيرًا من أي شيء". ولكن هذا يشبه حرفيًا دفن النمل في ملعب كرة قدم ... هناك الكثير من النيوترينوات التي تحزم قدرًا كبيرًا من الطاقة لدرجة أنها تتسبب حرفيًا في تفجير المادة الخارجية للنجم إلى الخارج بطاقة كبيرة بما يكفي لحملها بعيدًا عن جاذبية بئر المسألة المتبقية.

آه ... ولكن كيف تبقى أي مسألة؟ لأنه بالقرب من المركز ، يكون بئر الجاذبية أعمق ، وأيضًا قريب من المركز ، يتم قصف أي جسيم (النواة / النيوترون) بالتساوي تقريبًا في جميع الاتجاهات بواسطة النيوترينوات ... وبالتالي فإن الزخم الكلي يلغي فعليًا إلى الصفر. يتم تحريك بعض المواد قليلاً ... لكنها تتراجع إلى بئر الجاذبية العميقة جدًا.

أنا متأكد من أنه سيكون مشهدًا يجب رؤيته ... لتلك اللحظة القصيرة قبل أن تتبخر بالنيوترينوات (وكل الطاقة الأخرى) على الأقل.


لاحظ أن النجوم الضخمة في نطاق الكتلة الشمسية 50-150 يمكن أن تنفجر في نهاية مستعر أعظم لا تترك أي نواة على الإطلاق ، بسبب شيء يسمى "عدم الاستقرار الزوجي".


يتتبع العلماء المستعر الأعظم الشهير 1987 إلى نجم عملاق أزرق غريب

في عام 1987 ، لاحظ علماء الفلك انفجار نجم مذهل في مجرة ​​ليست بعيدة جدًا في سحابة ماجلان الكبيرة. الآن ، يقترح الباحثون أن المستعر الأعظم الشهير ، المسمى 1987A ، تم إنشاؤه بواسطة نجم أزرق عملاق مضغوط.

نوع المستعر الأعظم الناتج عن العملاق الأزرق هو ما يعرف بالمستعر الأعظم غير المتماثل لانهيار النواة. في مستعر أعظم ينهار قلبه ، يلتوي قلب النجم الهائل تحت تأثير جاذبيته ، وينهار على نفسه. يؤدي هذا إلى سلسلة من ردود الفعل ، مما يؤدي إلى انفجار عنيف يمزق الطبقات الخارجية للنجم. ما تبقى هو إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

تم تشكيل العملاق الأزرق المضغوط من اندماج نجمتين. النجوم الزرقاء العملاقة هي نجوم ساخنة ومضيئة. النجوم العملاقة الحمراء هي أكبر النجوم ويمكن أن يتراوح نصف قطرها بين 200 و 800 مرة من الشمس ، في حين أن النجوم الزرقاء العملاقة أصغر بكثير ، وعادة ما تكون أقل من 25 مرة من نصف قطر الشمس.

منذ رصد المستعر الأعظم لأول مرة ، المعروف باسم SN 1987A ، في عام 1987 ، درس الباحثون تداعيات الانفجار الكوني لفهم أسبابه وما حدث للنجم بشكل أفضل.

وقالت ماساومي أونو ، التي قادت فريق البحث في مختبر RIKEN للفيزياء الفلكية Big Bang ، في بيان: "لقد كان سبب كون النجم السالف عملاقًا أزرقًا عملاقًا لغزًا غامضًا".

أظهرت الدراسات السابقة باستخدام الأشعة السينية وأشعة جاما أن النيكل المشع ، الذي تشكل في قلب النجم أثناء الانهيار ، قد تم طرده من الانفجار بسرعات تزيد عن 2485 ميل في الساعة (4000 كم / ثانية). ولكن حتى الآن ، لم تتمكن عمليات المحاكاة من شرح كيفية طرح النيكل بهذه السرعة بشكل كامل.

من خلال هذه الدراسة الجديدة ، قام أونو وفريقه من الباحثين بمحاكاة أربعة انفجارات مختلفة لانهيار سوبر نوفا غير متكافئة وقارنوها بـ SN 1987A لمعرفة ما إذا كان بإمكانهم العثور على تطابق من شأنه أن يكشف عن مزيد من المعلومات حول الحدث. أقرب تطابق وجدوه كان مستعرًا أعظم ناجمًا عن عملاق أزرق فائق يتكون من اندماج نجم عملاق أحمر ونجم متسلسل رئيسي.

وقال أونو في البيان إنه في المحاكاة ، قاموا بدقة بإعادة إنتاج طرد النيكل الذي كان موجودًا في SN 1987A. وجدوا أيضًا النجم النيوتروني الذي أحدثه المستعر الأعظم. بعد عقود من البحث عن المكان الذي ربما يكون قد ذهب إليه في الكون ، يعتقد الفريق أنه قد يكون موجودًا في الجزء الشمالي من المنطقة الداخلية للمادة التي تم إخراجها في الانفجار.


نموذج ثلاثي الأبعاد لانهيار النواة النجمية

نواة نجمية ضخمة لم تتمكن تمامًا من الانتقال إلى انفجار مستعر أعظم بسبب عدم استقرار "ملتوي" صغير في محور دورانها. الائتمان: فيليب موستا وشيروود ريشرز

(Phys.org) - ماذا يحدث عندما تنهار النجوم الضخمة؟ إحدى النتائج المحتملة هي انفجار مستعر أعظم. يمكن لعلماء الفلك أن يرصدوا مثل هذه الأحداث التي تخبرنا بما يحدث على سطح النجم عندما ينفجر في مستعر أعظم ، ولكن من الصعب جدًا معرفة ما الذي يقود العملية داخل النجم في نواته الساخنة والكثيفة.

يحاول علماء الفيزياء الفلكية محاكاة هذه الأحداث بناءً على خصائص أنواع مختلفة من النجوم ومعرفة التفاعلات الأساسية للكتلة والطاقة ، ونأمل أن يزود علماء الفلك بتنبؤات جاهزة يمكن اختبارها باستخدام بيانات الرصد.

في منشور حديث ، قدم عالم ما بعد الدكتوراه في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، فيليب موستا ، وكريستيان أوت ، أستاذ الفيزياء الفلكية النظرية ، نموذجًا ثلاثي الأبعاد لنجم سريع الدوران مع مجال مغناطيسي قوي يخضع لعملية الانهيار والانفجار. . . أو على الأقل يحاول.

النجوم ذات الدوران السريع للغاية والمجال المغناطيسي القوي نادرة نسبيًا: لا يوجد أكثر من نجم واحد من كل مائة نجم ضخم (تلك التي تزيد عن كتلة شمسنا بعشرة أضعاف) على هذه الميزات. وفقًا لبحث موستا وأوت ، عندما تتعرض هذه الأجسام لانهيار النواة ، فإن الاضطرابات الصغيرة حول محور دورانها قد تمنع العملية التي تؤدي عادةً إلى انفجار مستعر أعظم.

افترضت النماذج السابقة لانهيار النوى النجمية الممغنطة سريعة الدوران تناسقًا مثاليًا حول محور الدوران. في الواقع ، كانت هذه النماذج ثنائية الأبعاد. أسفرت النماذج عن توقع أنه مع انهيار هذه النوى ، فإن المجال المغناطيسي القوي جنبًا إلى جنب مع الدوران السريع سوف يضغط على المادة النجمية في "نفاثات" ضيقة على طول محور التناظر ، كما هو موضح في اليسار.

يمكن تبرير التماثل التام حول محور الدوران جزئيًا كمسألة تبسيط السيناريو بحيث يمكن محاكاته على كمبيوتر عادي بدلاً من نوع الكمبيوتر العملاق الذي تتطلبه عمليات المحاكاة ثلاثية الأبعاد لـ Mösta و Ott: 20000 معالج للإخراج 500 تيرابايت - أكثر من 500 تريليون بايت - من البيانات التي لا تمثل سوى 200 مللي ثانية في الوقت المناسب. ولكن ، كما يقول أوت ، "حتى العمل بالورق والقلم الرصاص ، وكتابة المعادلات ومناقشتها مع علماء الفيزياء الفلكية النظريين الآخرين ، كان يجب أن نعرف أن الاضطرابات الصغيرة يمكن أن تؤدي إلى عدم الاستقرار في النواة النجمية. لا شيء في الطبيعة مثالي. كما نتعلم من هذا النموذج ، حتى التباينات الصغيرة يمكن أن يكون لها تأثير كبير على عملية الانهيار النجمي والانفجار اللاحق للمستعر الأعظم ".

عندما تولى Mösta و Ott المهمة الطموحة لمحاكاة انهيار قلب مغناطيسي في ثلاثة أبعاد ، أدخلوا عدم تناسق صغير في ظروفهم الأولية: اضطراب بنسبة 1٪ (kink) حول محور التناظر. يقول أوت: "يمكنك التفكير في الأمر مثل الفقرات الموجودة في عمودك الفقري". "إذا تم إزاحة إحدى الفقرات قليلاً ، فسيكون هناك ضغط أكبر على جانب واحد من العمود الفقري ، وضغط أقل على الجانب الآخر. وهذا يؤدي إلى ضغط القرص والمواد الموجودة بين الفقرات باتجاه الجانب بضغط أقل. يحدث الشيء نفسه عند إدخال التواء في محور التناظر لنجم منهار مع مجال مغناطيسي قوي. "

مع وجود مجال مغناطيسي مشوه بشكل طفيف ، لا يزال اللب مقيدًا في المنتصف ، تمامًا كما هو الحال في النموذج المتماثل محوريًا. ولكن بدلاً من إنتاج نفاثتين متطابقتين تمامًا ، ينتج التشوه المغناطيسي - الذي يطلق عليه "عدم استقرار kink" - فصين غير متماثلين ومشوهين ، كما هو موضح على اليمين. يقول موستا: "الأهم من ذلك هو حقيقة أنه في النموذج ثلاثي الأبعاد ، فإن الانفجار - المستعر الأعظم - لا ينطلق من الأرض تمامًا".

يوضح عرض الشرائح هذا المحاكاة ثلاثية الأبعاد خطوة بخطوة.

يوفر إعداد المحاكيتين - ثنائية الأبعاد وثلاثية الأبعاد - جنبًا إلى جنب مع بعضهما تصوراً دراماتيكياً لتأثير حتى عدم تناسق صغير في جسم ممغنط سريع الدوران. في مقطع فيديو يقارن الاثنين ، تم إبطاء 186 مللي ثانية من انهيار النواة لملء دقيقتين من الوقت الفعلي. يبدو الحدثان متشابهين جدًا لحوالي 20 مللي ثانية ، قبل أن يبدأ عدم الاستقرار في النموذج ثلاثي الأبعاد بتشويه النواة النجمية وتقييد تقدمه نحو المستعر الأعظم.

يؤدي عدم استقرار الشباك في المحاكاة ثلاثية الأبعاد إلى "تذبذب" القمع المركزي للمادة التي يتم دفعها للخارج بواسطة اللب النجمي شديد الكثافة والساخن ، وهو نجم نيوتروني أولي. يقول موستا: "مع تمدد المادة ، يتم جرحها في أنابيب حول محور دوران النجم ، مثل طرد الماء بقوة من خرطوم الحديقة الذي ترك ملقى على الأرض". في المنظر ثلاثي الأبعاد الموضح هنا ، تكون المناطق التي يسيطر عليها ضغط المجال المغناطيسي صفراء ، بينما المناطق التي يسيطر عليها الضغط العادي للغاز النجمي هي الأزرق والأحمر والأسود.

على عكس المحاكاة ثنائية الأبعاد ، المتماثلة محوريًا مع نفاثاتها المنتظمة على طول محور الدوران ، ينتج عن المحاكاة ثلاثية الأبعاد لـ Mösta و Ott فصين من المواد الملتوية والممغنطة للغاية التي يتم دفعها ببطء إلى الخارج ولا تظهر عليها علامات انفجار سريع في نهاية المحاكاة. ستكون هناك حاجة إلى المزيد من عمليات المحاكاة على أجهزة الكمبيوتر العملاقة الأكثر قوة لتحديد المصير النهائي لانهيار النواة في نجم ممغنط سريع الدوران.

يقول أوت: "يمكننا أن نكون أكثر ذكاءً في عمليات المحاكاة لدينا الآن". "نحن نكافح مع عالم أكثر إثارة للاهتمام وإن كان أقل كمالا - الكون الذي نعيش فيه بالفعل."

ظهرت الورقة ، "سوبر نوفا مغنطيسية انهيار النواة في ثلاثة أبعاد" ، في 3 أبريل 2014 ، عدد رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.


تندمج النجوم الضخمة جدًا العناصر بدءًا من الهيدروجين وتستمر لتشكيل قلب حديدي محاط بطبقات من السيليكون والكبريت والأكسجين والنيون والمغنيسيوم والكربون والأكسجين والهيليوم والهيدروجين. انصهار الحديد ماص للحرارة. وبالتالي فإن النجم ليس لديه المزيد من الوقود ليحترق. يُفقد مصدر توليد الطاقة ، ويفقد الغاز الطاقة لممارسة ضغط خارجي كافٍ. التوازن الهيدروستاتيكي مشوه بشكل كبير. الانهيار تحت تأثير قوة الجاذبية أمر لا مفر منه. المتغيرات الزرقاء الكبيرة ، العمالقة الحمراء والزرقاء والعملاق العملاق هي أنظمة أصلية للمستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية.

قشرة البصل مثل هيكل نجم متطور


سوبربرايت سوبر نوفا لوحظ لأول مرة من تنوع المادة المضادة

لم يكن السوبرنوفا 2007bi & # 8217t المستعر الأعظم النموذجي لديك: لقد كان أكثر سطوعًا من المستعر الأعظم من النوع Ia بعشر مرات ، مما يجعله أحد أكثر أحداث المستعرات الأعظمية نشاطًا التي تم تسجيلها على الإطلاق. قام علماء الفلك من جامعة كاليفورنيا بيركلي بتحليل الانفجار ، الذي تم تسجيله بواسطة مسح آلي في عام 2007 ، ووجدوا أنه من المحتمل أن تكون الملاحظة الأولى المؤكدة على الإطلاق لمستعر أعظم ثنائي غير مستقر ، وهو نوع من المستعرات الأعظمية النشطة للغاية التي تم اكتشافها. نظري ولكن لم يتم تأكيده بشكل مباشر.

لقد طال انتظار الملاحظة المؤكدة لمستعر أعظم ثنائي غير مستقر & # 8211 نظرية وجودهما موجودة منذ 1960 & # 8217s & # 8211 ولكن يبدو كما لو أن الانتظار قد انتهى. المستعر الأعظم 2007bi ، الذي شاهده مصنع سوبرنوفا القريب في أبريل 2007 ، هو أول مستعر أعظم مرصود يلائم النسب الضخمة التي لا يمكن تصورها من انفجارات المستعرات الأعظمية الزوجية غير المستقرة. نشر فريق من علماء الفلك بقيادة أليكس فيليبينكو من جامعة كاليفورنيا بيركلي تحليلهم في عدد 3 ديسمبر من طبيعة. تم الاكتشاف في البداية بواسطة مصنع سوبر نوفا القريب ، وتم التقاط أطياف انبعاث الحدث باستخدام تلسكوب كيك والتلسكوب الكبير جدًا في تشيلي

يحدث هذا النوع من المستعرات الأعظمية فقط في النجوم التي تزيد كتلتها عن 100 كتلة شمسية ، وهي شديدة السطوع. تنتج أشعة جاما النشطة عن الحرارة الشديدة في قلب النجم. تنتج أشعة غاما هذه بدورها أزواجًا من المادة المضادة من الإلكترونات والبوزيترونات. بسبب إنتاج هذه المادة المضادة ، يتم تقليل الضغط الخارجي الذي تمارسه التفاعلات النووية في قلب النجم ، وتسيطر الجاذبية ، مما يؤدي إلى انهيار اللب الهائل للنجم بسرعة وإنشاء مستعر أعظم.

هناك نوعان من النظريات: تلك التي تنفجر بقوة كافية للسماح بإعادة تجميع الكتلة حول بقايا اللب المتبقية للنجم ، وتلك التي تنفجر تمامًا دون ترك أي جزيئات صغيرة لتشكيل ثقب أسود أو نجم نيوتروني. يُعتقد أن المستعر الأعظم 2006gy ، الذي كان سطوعه يبلغ 10 أضعاف سطوع المستعر الأعظم من النوع Ia ، من النوع الأول. هنا & # 8217s قصتنا عن ذلك ، هل يمكن أن تكون المادة المضادة مصدر طاقة سوبرنوفا فائقة الإضاءة؟ و Eta Carinae قد يتناسبان أيضًا مع المظهر الجانبي ، فهذه الأنواع من المستعرات الأعظمية غير المستقرة سوف تقذف الأصداف الخارجية للمادة النجمية ، وتستقر في حالة توازن ، وتكرر هذه العملية حتى تصبح الكتلة منخفضة بما يكفي لحدوث مستعر أعظم عادي. .

لكن 2007bi كانت ضخمة جدًا بحيث لا يمكن أن تستقر وتنفجر عدة مرات. بكتلة 200 شمس ، كان الانفجار النووي الحراري الجامح الذي حدث في قلبه نشيطًا بما يكفي لتبخير النجم بأكمله بشكل فعال. لا تترك المستعرات الأعظمية الزوجية غير المستقرة في النجوم فوق 130 كتلة شمسية أي شيء خلفها في طريق الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية ، ولكن نظرًا لكونها نشطة للغاية ومضيئة ، فإن الضوء المتزايد من الانفجار يبلغ ذروته على مدار وقت طويل جدًا & # 8211 70 يومًا في حالة 2007bi.

على الرغم من أن الفريق اكتشف المستعر الأعظم بعد أسبوع تقريبًا من الذروة ، فقد تمكنوا من حساب مدة منحنى الضوء. ثم درسوا بقايا الانفجار على مدى 555 يومًا التالية حيث تلاشى.

قال Filippenko ، "الجزء المركزي من النجم الضخم قد اندمج مع الأكسجين قرب نهاية حياته ، وكان حارًا جدًا. ثم تحولت أكثر فوتونات الضوء نشاطا إلى أزواج من الإلكترون والبوزيترون ، سلبت قلب الضغط وتسبب في انهياره. أدى ذلك إلى انفجار نووي هارب أدى إلى إنتاج كمية كبيرة من النيكل المشع ، الذي أدى تحللها إلى تنشيط الغاز المنبعث وأبقى المستعر الأعظم مرئيًا لفترة طويلة ".

كان النجم فريدًا بطريقة أخرى: فهو يقع في مجرة ​​قزمة قريبة ، والتي لا تحتوي إلا على عنصري الهيدروجين والهيليوم. لهذا السبب ، فإن 2007bi تشبه إلى حد كبير النجوم التي كانت موجودة بالقرب من بداية الكون ، قبل أن تملأ تريليونات المستعرات الأعظمية الكون بعناصر أثقل. بالنظر عن كثب إلى المجرات القزمة & # 8211 ، فإن الكون يمتلكها في البستوني ، لكنها قاتمة تمامًا ، وقد يكون # 8211 هو المفتاح لرصد المزيد من المستعرات الأعظمية من هذا النوع. ستعطي القدرة على دراسة انفجاره وآثاره اللاحقة للعلماء نظرة على الشكل الذي كان يتصرف به أقدم النجوم الضخمة.


النجوم لا يقضون معظم حياتهم في هذه المرحلة. يقضون حوالي مليار سنة فقط في هذه المرحلة ، لأن الهيليوم يحترق بسرعة. بينما يعمل الهليوم.

ومع ذلك ، فإن هذا يعني أن الشمس ستحترق لمدة 1500 مليار سنة ، وهو رقم بعيد كل البعد عن التقديرات القائمة على التأريخ. إبادة من هذا النوع لم تكن أبدا.

يعتمد ما يحدث بعد ذلك في دورة حياة النجم على الكتلة الأولية لسحابة الغبار. بشكل عام ، النجوم ذات الكتلة المنخفضة تنفجر من موادها الخارجية وتبددها.

بقيت القطع في المدار ، ثم بردت في النهاية وتجمدت في الكواكب. مشكلة الفرضية Planetesimal هو إذا كان النجم المار كبير.

يتم تصنيفها على أنها كواكب قزمة لأنها أصغر مقارنة بالكواكب الأخرى وبسبب حجمها ، فهي غير قادرة على إزالة الأجسام الأخرى منها.

آخر كوكب قزم هو إيريس ، وقد يكون الأكبر. هناك ما يكفي من الهامش في القياسات ليكون إيريس أكبر من أكبر قزم حالي.

يعتقد العلماء أن النجوم تتكون في الغالب من الغاز ، ويتكون هذا الغاز من العديد من الذرات. في النجم ، تتصادم ذرات الغاز مع بعضها البعض وتعطي.

تتكون الأذرع الحلزونية ، التي تهب على طول الطريق إلى داخل النواة ، من نجوم شابة مزرقة وساخنة تشكلت في ملايين السنين القليلة الماضية. كما أنها تستضيف أ.

الغلاف الجوي على كوكب المشتري سميك للغاية ويتكون معظم الكوكب بأكمله من الغاز (استكشاف ألغاز الحياة). أكبر عامل يحافظ على ذكاء لي.

بعد الانفجار العظيم ، بدأ الكون يبرد ، وبدأ البروتونات والنيوترونات والهيدروجين والهيليوم والليثيوم وغيرها. بدأت النجوم والكواكب والمجرات في الظهور.


الفيزياء النووية: جوهر المادة ، وقود النجوم (1999)

مقدمة: تحديات المجال

يعود تاريخ التعاون الغني بين الفيزياء النووية والفيزياء الفلكية إلى العمل المبكر لهانس بيث وويلي فاولر ، الفيزيائيين النوويين الحاصلين على جوائز نوبل لجهودهم في فهم التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم. اليوم ، لا يزال هذا التقاطع حيويًا بشكل خاص ، مدفوعًا من ناحية بالتقدم التكنولوجي السريع في المراقبة الفلكية ، ومن ناحية أخرى بالحاجة إلى فهم الفيزياء الدقيقة النووية والذرية الأساسية التي تحكم معظم الأجسام والظواهر الفيزيائية الفلكية.

تتراوح الأسئلة التي يطرحها علماء الفيزياء النووية حول كوننا من تركيب العناصر الضوئية في الدقائق الأولى بعد الخلق إلى الموت العنيف للنجوم الضخمة التي نلاحظها اليوم:

  • ما هو تفسير النقص في النيوترينوات المنبعثة من شمسنا؟ هل التناقض الحالي ناتج عن فيزياء الجسيمات الجديدة ، بما يتجاوز نظريتنا القياسية للتفاعلات الكهروضعيفة ، أم أنه يمثل نوعًا من سوء الفهم للتفاعلات النووية التي تمد شمسنا بالطاقة؟ ما هي التقنيات الجديدة التي يمكن أن يستغلها الفيزيائيون النوويون وغيرهم لقياس الطيف الكامل للنيوترينوات الشمسية؟
  • هل العملية التي تم من خلالها إنشاء العناصر الأخف وزناً في الدقائق القليلة الأولى من الانفجار العظيم مفهومة جيدًا؟ هل يمكن أن يوجد ، في هذا السجل الأحفوري لميلاد الكون ، دليل على حالات غريبة مبكرة لمادة الهادرونيك ذات درجة الحرارة العالية؟
  • ما الذي يدفع الانفجارات النجمية المذهلة المعروفة باسم المستعرات الأعظمية؟ قد يحدد اكتشاف أنواع النيوترينو المختلفة المنبعثة في مثل هذه الانفجارات
  • ما إذا كانت النيوترينوات الضخمة تلعب دورًا حاسمًا في علم الكونيات. ما هي الكواشف التي قد يبنيها الفيزيائيون النوويون لهذا الغرض؟
  • تعتمد أرضنا وبيولوجياها الغنية على العديد من العناصر الثقيلة التي تم تصنيعها أثناء تطور النجوم وفي الأحداث العنيفة مثل المستعرات الأعظمية. ما هي العمليات النووية المسؤولة عن التخليق النووي ، ومتى وأين تحدث؟
  • ما هي الأشكال الغريبة للمادة النووية الموجودة عند الكثافة غير العادية التي تتميز بها النجوم النيوترونية؟ ما هي الروابط التي يمكن إنشاؤها بين الخصائص المرصودة لمثل هذه النجوم وكتلها ، وأنصاف أقطارها ، ومعدلات الدوران ، والانبعاثات الكهرومغناطيسية ، وما إلى ذلك ، وسلوك المادة النووية في ظل ظروف غريبة؟
  • عندما برد الكون المبكر ، اندمجت بلازما ساخنة من الكواركات والغلوونات غير المحصورة في غاز من الميزونات والنوكليونات. هل يمكن أن توفر تصادمات الأيونات الثقيلة الفائقة النظرة نظرة ثاقبة جديدة إلى عواقب تحول المرحلة هذا؟
  • تسبح الأرض في بحر من الإشعاع الكوني ، ينبع معظمه من العمليات النووية التي تحدث في مجرتنا. كيف يمكن أن تساعد القياسات الإضافية للخصائص النووية وأوقات mdashlifetimes وخطوط أشعة جاما وما إلى ذلك و mdash في تحديد أصل وعواقب هذا الإشعاع؟ كيف يمكننا استغلال النوى غير المستقرة كساعات كونية للأحداث الماضية في مجرتنا؟

ويرد أدناه وصف للجهود الجارية لمواجهة هذه التحديات.

مشكلة النيوترينو الشمسي

النجوم ، لكي تحافظ على نفسها ضد قوة الجاذبية ، يجب أن تحافظ على ضغط غازاتها من خلال إنتاج الطاقة باستمرار. في شمسنا ، يتم توليد هذه الطاقة في سلسلة من تفاعلات الاندماج النووي التي يتم فيها تحويل أربع ذرات هيدروجين إلى هيليوم. تحدث هذه التفاعلات في عمق اللب الشمسي ، حيث تكون درجات الحرارة مرتفعة بدرجة كافية للسماح بحدوث الاندماج النووي. على الرغم من أننا لا نستطيع رؤية اللب الشمسي بالوسائل التقليدية ، فإن هذه التفاعلات تنتج شكلاً واحدًا من الإشعاع ، النيوترينوات ، التي تكون الشمس شفافة. تمر هذه النيوترينوات عبر الطبقات الخارجية الأكثر برودة للشمس دون تشتت ، وتحمل ، في تدفقها وتوزيعها ، سجلاً مفصلاً للتفاعلات التي تم إنتاجها بواسطتها. وبالتالي ، فإنها توفر فرصة فريدة لمشاهدة العمليات النووية التي تشغل النجوم مثل شمسنا.

لكن السبب في قدرة النيوترينوات على المرور بسهولة عبر الشمس وتفاعلاتها الضعيفة بشكل ملحوظ مع المادة و mdashal يعني أيضًا أن اكتشافها على الأرض يمثل تحديًا تجريبيًا هائلاً. بعد ما يقرب من ثلاثة عقود من الجهد ، قد تكون الأدوات اللازمة لمواجهة هذا التحدي في متناول اليد. في صيف عام 1965 ، بدأت مجموعة من العلماء النوويين التنقيب عن التجربة الأولى ، في أعماق منجم الذهب Homestake في الرصاص ، داكوتا الجنوبية (انظر الإطار 5.1). مع كاشف مملوء بـ 610 أطنان من سائل التنظيف ، انتظر التجريبيون بصبر تفاعلات نادرة من النيوترينوات التي من شأنها تحويل ذرة الكلور إلى أرجون. لأن

المربع 5.1 النيوترينوات الشمسية من Homestake إلى مرصد Sudbury Neutrino

في صيف عام 1965 ، أكمل العمال في أعماق منجم الذهب Homestake ، الرصاص ، ساوث داكوتا ، أعمال التنقيب في تجويف 30 × 60 × 32 قدمًا 3 على عمق 4850 قدمًا. كانت هذه هي الخطوة الأولى في إحياء تجويف جديد الكاشف الذي اقترحه راي ديفيس جونيور ومعاونيه في مختبر بروكهافن الوطني. سرعان ما احتُل التجويف بخزان ضخم مليء بـ 610 أطنان و mdashthe محتويات 10 صهاريج للسكك الحديدية و mdashof سائل التنظيف الحامل للكلور. كان الغرض من هذا الكاشف هو القيام بالمحاولة الأولى للتحقق من أن شمسنا تنتج طاقتها عن طريق تحويل أربعة بروتونات إلى 4 هي في سلسلة من التفاعلات النووية تسمى ص سلسلة (الشكل 5.1.1). كان هذا التنبؤ أساس فهمنا لتطور النجوم. بعد ثلاث سنوات ، أعلن ديفيس وهارمر وهوفمان حدًا أعلى لتدفق النيوترينو الشمسي والذي كان أقل بمقدار ضعفين ونصف عن التوقع النظري. كان أحد عمال المناجم يواسي ديفيس ، مشيرًا إلى أنه كان ، في نهاية المطاف ، صيفًا غائمًا بشكل غير عادي.

كاشف 37 Cl الموجود في منجم ذهب Homestake ، الرصاص ، داكوتا الجنوبية. يحتوي الوعاء الفولاذي على 0.6 كيلو طن من مادة البيركلورو إيثيلين. أثناء الاستخدام ، يتم ملء التجويف بالماء لتوفير حماية إضافية من النيوترونات والنشاط الإشعاعي الآخر الناتج في الجدران الصخرية المحيطة. (بإذن من مختبر Brookhaven الوطني).

كان كاشف الكلور حرفيا قبل 20 عاما من وقته. لقد استغل ظرفًا رائعًا: ستحول النيوترينوات الشمسية بضع ذرات من 37 Cl إلى 37 Ar ، والتي ، نظرًا لأن الأرجون غاز نبيل ، يمكن التخلص منه كميًا من حجم كبير من السوائل عن طريق تطهير غاز الهيليوم. نظرًا لأن 37 Ar تتحلل مرة أخرى إلى 37 Cl مع عمر نصف يبلغ حوالي شهر واحد ، يمكن بعد ذلك ، بالصبر ، حساب عدد الذرات المطهرة في عدادات تناسب الغاز المصغر قادرة على اكتشاف هذه الانحلال. كانت حساسية هذه التقنية مذهلة: تم قياس معدل التقاط النيوترينو الشمسي الذي ينتج ثلاث ذرات من نوع Ar في الأسبوع بنسبة 10 بالمائة في النهاية. سوف يستغرق المجتمع عقدين آخرين لتطوير التكنولوجيا لإجراء تجارب أخرى قادرة على التحقق من نتائج كاشف الكلور وتوسيع قياساته إلى أجزاء أخرى من طيف النيوترينو الشمسي.

اليوم ، مع الانتهاء من تجربة Kamioka وقياسات SAGE و GALLEX لتدفق النيوترينو الشمسي منخفض الطاقة ، من المعروف أن مشكلة النيوترينو الشمسي هي مشكلة عميقة لجميع الفيزياء. لقد أصبح من الصعب بشكل متزايد حساب التناقضات من خلال التغييرات المعقولة في النموذج الشمسي أو في معدلات التفاعل النووي. من ناحية أخرى ، تبدو النتائج متسقة مع فيزياء الجسيمات الجديدة ، لا سيما احتمال أن يكون لنيوترينو الإلكترون كتلة ويتأرجح مع نيوترينوات الميون أو تاوون. إذا كان هذا هو التفسير الصحيح ، فإن النيوترينوات الضخمة ستساهم في علم الكونيات في المادة المظلمة وفي تجميع المادة المرئية على نطاقات كبيرة. في فيزياء الجسيمات ، يجب صياغة نموذج قياسي جديد ، نموذج يتم فيه استيعاب نيوترينوات ضخمة.

اليوم ، بدأت تجربتان رئيسيتان جديدتان للنيوترينو الشمسي بهدف توفير حل لا لبس فيه لمشكلة النيوترينو الشمسي. الأول هو SuperKamiokande ، وهو كاشف سيرينكوف ضخم للمياه يزن 50000 طن ويقع في منجم Kamioka الياباني. والثاني هو مرصد Sudbury Neutrino (SNO) ، وهو أول كاشف لديه القدرة على تمييز نيوترينوات الإلكترون عن نيوترينوات الميون أو تاوون (الشكل 5.1.2).

تمامًا كما في حالة كاشف Homestake ، من الضروري إجراء هذه التجارب الجديدة في أعماق الأرض بحيث تعمل الأرض أعلاه كدرع واقٍ ضد خلفيات الأشعة الكونية. يقع كاشف SNO ، داخل منجم Creighton # 9 للنيكل في Sudbury ، أونتاريو ، كندا ، على بعد أكثر من كيلومترين تحت السطح. المنطقة المركزية للكاشف عبارة عن وعاء أكريليك يحتوي على 1 كيلو طن من الماء الثقيل ، د2سينشط الضوء الناتج في الكاشف عن طريق تفاعلات النيوترينو بعضًا من الأنابيب المضاعفة الضوئية المحيطة البالغ عددها 9500.

يزيل عمق الكاشف جميع تفاعلات الأشعة الكونية ، لكن الآثار المربكة للنشاط الإشعاعي الطبيعي تظل مشكلة خطيرة. كان على التجريبيين بناء SNO بمواد نقية للغاية. على سبيل المثال ، يجب أن يكون هناك أقل من 10 ذرات من اليورانيوم أو الثوريوم لكل مليون مليار ذرة ماء. إنه تحد كبير في الكيمياء النووية حتى قياس أثر التلوث على هذا المستوى. لضمان هذا النقاء ، تم بناء SNO وفقًا لمعايير الغرف النظيفة الأكثر صرامة ، وهي مهمة شاقة في منجم نشط. إذا دخلت كشتبان من الغبار في تجويف الكاشف المكون من 10 طوابق ، فقد تفشل التجربة. أخيرًا ، الجزء الداخلي من الماء الثقيل للكاشف محمي بواسطة درع يبلغ وزنه 7 كيلوطن من الماء العادي ، والذي سيمتص النيوترونات الناتجة عن النشاط الإشعاعي في الجدران الصخرية المحيطة.

لماذا يتكون الكاشف الداخلي من ماء ثقيل نادر؟ يتعلق هذا بإثبات أن النيوترينوات تتذبذب ، وهو تأثير يمكن أن يكون واضحًا بشكل خاص للنيوترينوات الشمسية بسبب تأثيرات المادة التي تمت مناقشتها في النص. نوع واحد من ردود الفعل


أنت بحاجة إلى الظروف المناسبة (الكتلة ، الزخم الزاوي ، الفلزية ، إلخ) لإنتاج نجم نيوتروني أولي قادر على مقاومة الانهيار الكامل لثقب أسود. الارتداد من الاصطدام بسطح النجم النيوتروني الأولي ، والتسخين الناتج عن النيوترينوات ، هو ما يدفع إلى انفجار المادة. النشاط الإشعاعي هو في النهاية مصدر الضوء الذي نراه من المستعرات الأعظمية.

ال النجم يحرق العناصر الأثقل تدريجياً على فترات زمنية أقصر حتى إنتاج الحديد (Fe) على مقياس الوقت بالثواني.

بعد الحديد ، يتوقف الاندماج في القلب ويفقد دعم الضغط. الجاذبية بلا عوائق ، و يبدأ النجم بالانهيار الديناميكي.

مع تعاقد Fe-core ، يبدأ التقاط الإلكترون تحويل البروتونات + الإلكترونات إلى نيوترونات ، تنبعث منها MeV نيوترينوات.

يتكون قلب الحديد ، الذي يتكون الآن بشكل كبير من النيوترونات استقر لمزيد من الانهيار بسبب ضغط انحلال النيوترونات at nuclear densities.

Material further out, which is still collapsing, hits the incredibly hard proto-neutron-star surface - causing a bounce (see video analog): the launch of a powerful shockwave outwards through the star.

Because the neutrinos produced from electron-capture are so energetic (as dmckee points out), and because the densities are so high - the neutrinos are able to deposit significant amounts of energy into the outer-material, accelerating it beyond escape velocities. This is the supernova explosion.

Due to the hot, dense, nucleon-rich nature of the ejecta, r(apid)-process nucleosynthesis produces radioactive Nickel (Ni) and Cobalt (Co).

After roughly 10's of days, the expanding supernova ejecta becomes optically thin - allowing the radiation produced by Ni and Co decay to escape - this causes the optical emission we call a supernovae.


Supernovae can take well over a week to reach maximum luminosity, and they stay rather bright for months after the peak. This just goes to show how much energy is involved in these event.

أنا was going to assemble a collage of light curves from my own research, but then I realized this has already been done at Wikimedia Commons:

These are rather idealized curves, but they do get the point across. In all cases, the ejecta is expanding at thousands of kilometers per second for most of the process. As the cloud of material thins out, its opacity drops and it is less able to heat up from any energy deposited on its interior surface. Add to that the fact that freely expanding gas will cool (think of air being let out of a pressurized tank).

In order to glow for so long, there must be an energy storage mechanism at work, slowly depositing energy into the gas so that it can give off light. For Type II supernovae, part of this energy is the latent heat of ionization of hydrogen - most of the hydrogen was initially ionized, and the electrons slowly recombine with the protons, giving off photons. Type I supernovae are defined as not showing signs of hydrogen in their spectra, so clearly this won't work. Instead, especially for Type Ia, energy is primarily obtained as radioactive byproducts of the original explosion decay. The most important decay chain is $ <>^<56>mathrm stackrel< ext<6 days>> <>^<56>mathrm stackrel< ext<77 days>> <>^<56>mathrm, $ and in fact some of the slopes of the piecewise linear Type Ia light curve can be attributed to these half-lives.


Why does matter stay collapsed in the core, following a supernova explosion? - الفلك

ASTR 101 &ndash Practice Test 3
(for the correct answers, click on the link at the bottom of the page )

(1) What causes the collapse of a cloud that leads to star formation?
أ. Gravity.
ب. Heat.
ج. Rotation.
د. Magnetic fields.

(2) Why do we see so many stars in clusters or binary systems?
أ. Because when viewed from Earth they appear to be close to each other.
ب. Because they form together in large clouds that break into fragments.
ج. Because they are so massive that they attract distant stars toward them.
د. Because many supernovas break up into several smaller stars when they explode.

(3) What is a protostar?
أ. The first star that is formed in a given star cluster.
ب. A totally ionized star, made only of protons without electrons.
ج. An unstable star, that has already left the main sequence.
د. A hot contracting cloud fragment that has not become a star yet.

(4) When can a collapsed cloud fragment be called a star?
أ. When the temperature in the core is more than one million degrees.
ب. When nuclear reactions start occurring in its center.
ج. When the temperature on its surface is more than 10 million degrees.
د. When we can see it with our telescopes.

(5) How massive are the largest stars?
أ. Twice as massive as the Sun.
ب. 10 times as massive as the Sun.
ج. 100 times as massive as the Sun.
د. 1000 times as massive as the Sun.

(6) What is a brown dwarf?
أ. A would-be star that didn't have enough mass to start burning hydrogen.
ب. A white dwarf that has cooled down and does not glow so bright.
ج. A white dwarf surrounded by a cloud which prevents us from seeing it.
د. A planet that is not attached to a star but moves freely in space.

(7) What is the minimal temperature in a star's core for nuclear reactions to occur?
أ. 1000 K.
ب. 10,000 K.
ج. 10 million degrees K.
د. 10 billion degrees K.

(8) Which of the following is a good way to find newborn stars?
أ. Use an infrared telescope and look at thick interstellar clouds.
ب. Use an X-ray telescope and look near a supermassive black hole.
ج. Use an interferometer and look inside a globular cluster.
د. Use an ultraviolet telescope and look at the brightest quasars.

(9) How do we measure motion of stars along the line of sight (radial motion)?
أ. From the brightness of the light we receive from them.
ب. From the red- or blue-shift of their spectral lines.
ج. From the changes of their position in the sky.
د. From their location in the HR diagram.

(10) How large is the Sun's radius, compared to the Earth?
أ. Four times larger.
ب. 10 times larger.
ج. 100 times larger.
د. 100,000 times larger.

(11) What is the temperature at the Sun's surface, approximately?
أ. 300 K.
ب. 6000 K.
ج. One million K.
د. 15 million K.

(12) Which is the most abundant element in the Sun?
أ. Hydrogen.
ب. Helium.
ج. Oxygen.
د. Nitrogen.

(13) What element is produced from hydrogen fusion in main sequence stars?
أ. Helium.
ب. Carbon.
ج. Iron.
د. Plutonium.

(14) Can a star like the Sun become a supernova?
أ. Yes, if we wait another 5 billion years.
ب. Yes, if it is hit by a large asteroid.
ج. No, it is not massive enough.
د. No, it has already been through that stage.

(15) What keeps white dwarfs from continuously shrinking to smaller sizes?
أ. The resistance of electrons in them to being squeezed together.
ب. The energy produced by nuclear reactions in their cores.
ج. They are so cold that they become solid as opposed to gaseous.
د. The gravitational pull from other nearby stars.

(16) Is it correct to view a nova as a new star?
أ. Yes, novas are explosions produced by the first nuclear reactions in a star.
ب. Yes, novas are the collisions of dense clouds that produce newborn stars.
ج. No, novas are just bursts of nuclear fusion on the surface of white dwarfs.
د. No, novas are flashes produced by stars disappearing down black holes.

(17) What can cause a supernova?
أ. The formation of a bright young star out of interstellar matter.
ب. The explosion at the end of a very massive star's life.
ج. The formation of a new galaxy out of intergalactic matter.
د. The explosion at the end of a galaxy's life.

(18) Why does a star become red when it enters the giant/supergiant phase?
أ. Because the stars's surface becomes even hotter than before.
ب. Because its surface becomes colder from the expansion.
ج. Because the star is surrounded by an obscuring nebula.
د. Because of the presence of heavy elements like iron.

(19) Where did we see a supernova in 1987?
أ. In the crab nebula.
ب. In the Andromeda galaxy.
ج. Near the core of our galaxy.
د. In the Large Magellanic Cloud.

(20) For which stars can we find the distance using parallax?
أ. The nearest ones, out to a few hundred light years.
ب. The brighter ones, which can distinctly be seen.
ج. The ones for which we can obtain a good spectrum.
د. All stars.

(21) Which of these could be the diameter of a neutron star?
أ. 2 million light years.
ب. 150,000,000 km.
ج. 30,000 km.
د. 20 km.

(22) What would you expect to find at the center of an old planetary nebula?
أ. A black hole.
ب. A brown dwarf.
ج. A white dwarf.
د. A giant planet.

(23) What is the event horizon?
أ. The surface of a black hole, beyond which not even light can escape.
ب. The farthest distance you would see if you were standing on a black hole.
ج. The edge of a galaxy, beyond which there is only dark matter.
د. Another name for the first event in the universe, the big bang.

(24) Could you stand on the surface of a black hole?
أ. No, there is no surface to stand on and you would just fall inward.
ب. No, because black holes spin so fast they would fling you outward.
ج. Yes, but you would never be able to leave the black hole's surface.
د. For a moment, but then you would be crushed by its strong gravity.

(25) Can light orbit a black hole?
أ. No, light cannot orbit because it always moves in straight lines.
ب. No, if light is bent by a black hole it will fall into it.
ج. Yes, if it moves on the surface of the photon sphere.
د. Yes, if it stays exactly on the surface of the black hole.

(26) What would happen to you if you were to fall into a black hole?
أ. You would be stretched and squeezed by strong tidal forces.
ب. You would be crushed in all directions to a very small size.
ج. You would feel colder and colder as you approach the hole.
د. You would be smashed by the impact with the black hole surface.

(27) Where are the most massive black holes located?
أ. Inside thick dark nebulae.
ب. Where the most massive stars in our galaxy used to be.
ج. At the centers of our galaxy and other galaxies.
د. At the center of the universe.

(28) Which is the nearest star to us (other than the Sun)?
أ. Sirius.
ب. Betelgeuse.
ج. Alpha Centauri.
د. Polaris.

(29) How far from us is the nearest star (other than the Sun)?
أ. 400,000 miles.
ب. 4 astronomical units.
ج. 4 light years.
د. 40 million light years.

(30) What is the most common element in interstellar space?
أ. Hydrogen.
ب. Helium.
ج. Carbon.
د. Oxygen.

(31) How can we find out the temperature of a star?
أ. From the wavelength at which it emits most of its radiation.
ب. From the amount by which its spectral lines are redshifted.
ج. By comparing its apparent brightness and luminosity.
د. By measuring the rate at which its light flickers.

(32) What is a neutron star?
أ. The remnant of a massive star after a supernova explosion.
ب. A star that is too small to start burning hydrogen in its core.
ج. The hottest, brightest kind of star on the main sequence.
د. A star in which all atoms are neutral instead of being ionized.

(33) Why are binary stars useful in astronomy?
أ. Because they move more, so we can easily find their distance.
ب. Because we can often find the masses of the stars involved.
ج. Because they are brighter than a single star would be.
د. Because we can find the age of the two stars from their motion.

(34) What is a pulsar?
أ. A rotating neutron star emitting a beam of radio waves.
ب. A neutron star that pulsates by expanding and contracting.
ج. A neutron star orbiting around a white dwarf and eclipsing it.
د. A Cepheid variable in the process of collapsing into a quasar.

(35) Why aren't stars eternal?
أ. Because they are all moving and eventually are too far to be seen.
ب. Because at the end they are all blown away by a violent explosion.
ج. Because sooner or later they are all swallowed by a black hole.
د. Because they run out of fuel for the nuclear reactions that produce energy.

(36) What are the Pleiades?
أ. Two stars in a very close, tight binary system.
ب. The four stars at the center of the Orion nebula.
ج. An open cluster of stars in Taurus.
د. A globular cluster of stars in Centaurus.

(37) Are there globular clusters in our galaxy?
أ. Yes, there is one near the center of the galaxy.
ب. Yes, we know almost 200 scattered in the halo of the galaxy.
ج. Yes, there are hundreds of thousands of them in the galactic disk.
د. No, globular clusters are seen only in distant galaxies.

(38) For how long is a star like the Sun a main sequence star?
أ. 10 billion years.
ب. 150 million years.
ج. 40 million years.
د. 4 million light years.

(39) Can we tell the size of a star from a picture taken with a good telescope?
أ. No, image size for stars does not reflect actual size and we need more information.
ب. Yes, large telescopes magnify images enough for us to see the sizes of most stars.
ج. Yes, we can find the size from the brightness of the image on the photograph.
د. Yes, we can find the size from the color of the star's image on the photograph.

(40) The absolute magnitude of a star is a measure of
أ. How large the star is, as determined from an actual photograph.
ب. How large the star would appear to be, if it was where the Sun is.
ج. How bright the star would be in the sky under perfect visibility conditions.
د. How bright the star would be if it was at a distance of 10 pc from us.

(41) After the Sun goes through its red giant phase, what will most of its outer layers and atmosphere become?
أ. A planetary nebula.
ب. A molecular cloud.
ج. A post-stellar nebula.
د. A supernova remnant.

(42) In the Sun's convection zone, what is the main thing convection does?
أ. It moves sunspots across the surface of the Sun.
ب. It carries solar wind particles outwards into space.
ج. It takes hot gas from the interior toward the Sun's surface.
د. It makes hydrogen atoms turn into helium atoms in the core.

(43) Which of the following things do you actually see when looking at an eclipsing binary star system?
أ. A star from which the amount of light we receive changes in time.
ب. A star for which the frequency of the spectral lines changes in time.
ج. One whose visible spectrum shows both emission and absorption lines.
د. A two-star system in which both stars can be seen.

(44) Which of the following is a difference between an open cluster and a globular cluster?
أ. Open clusters can contain hundreds of stars, globular clusters at most a few.
ب. Open clusters can contain hundreds of stars, globular clusters hundreds of thousands.
ج. Globular clusters are made of globules that are not stars yet, open clusters are made of stars.
د. Globular clusters are young and still round, open clusters are old and have started to break up.

(45) What do you need to know about a star to place it in the HR diagram?
أ. Velocity and temperature.
ب. Temperature and luminosity.
ج. Luminosity and distance.
د. Distance and velocity.

(46) Have there been supernova explosions in our galaxy?
أ. Yes, we see several of them every year.
ب. Yes, but the last one was seen about 400 years ago.
ج. Probably, but none has actually been observed by humans.
د. Not yet, so far we have seen them only in other galaxies.

(47) How can we find neutron stars?
أ. If they are not surrounded by glowing matter there is no way for us to find them.
ب. They can often be seen as pulsars, from which we get pulses of radio waves.
ج. We recognize them because they shine more brightly than any other regular star.
د. We look for stars whose brightness changes over a period of a few days.

(48) Which of these is a possible cause for a supernova?
أ. The formation of a bright young star out of interstellar matter.
ب. The collapse of the core of a very massive star at the end of its life.
ج. The formation of a new galaxy out of intergalactic matter.
د. The expansion of a small star to supergiant size at the end of its life.


شاهد الفيديو: بعد دقائق من انفجار المستعر الأعظم تنويه: قد يتكرر في (شهر اكتوبر 2021).