الفلك

ما مقدار الحديد الذي يندمج به النجم قبل أن يتحول إلى مستعر أعظم؟

ما مقدار الحديد الذي يندمج به النجم قبل أن يتحول إلى مستعر أعظم؟

أنا أفهم أن النجوم تدمج الذرات في عناصر أثقل وأثقل. عندما يبدأ النجم في اندماج الحديد ، تكون كمية الطاقة المنبعثة أقل من كمية الطاقة اللازمة لدمج الذرات. هذا يخلق نقصًا في الطاقة ولا يستطيع اللب الحفاظ على ضغطه الخارجي ضد الانهيار الداخلي للجاذبية. ينهار النجم ، يرتد ضد ضغط انحلال الإلكترون (أعتقد؟) ويذهب إلى BOOM. ولكن ما هي كمية الحديد المنصهرة بالفعل؟ وما هي المدة التي يستغرقها النجم في صهر الحديد قبل الانهيار؟

أيضًا ، كمكافأة صغيرة ، قرأت في مكان ما مؤخرًا أن وجود النيكل ممكن قبل الذهاب إلى المستعر الأعظم. لا أجد أين رغم ذلك. هل كان هذا الشخص مخطئا؟


تقول ويكيبيديا إن لب الحديد والنيكل خامل ، ولا يذكر أي تفاعلات اندماج الحديد الماص للحرارة ، فقط الانهيار الأساسي ، الذي يحول اللب إلى نيوترونات (ونسبة ليست ضئيلة من البروتونات والإلكترونات) ، ويطلق الكثير من النيوترينوات . يعتبر النيكل مادة مشعة ويتحلل إلى كوبالت وحديد.

تستمر مرحلة احتراق السيليكون المؤدية إلى النيكل حوالي 5 أيام فقط. ينهار القلب الخامل عندما يتجاوز حد Chandrasekhar البالغ حوالي 1.2 متر$ odot $.


يتكون انهيار النواة النجمية في الواقع من 5 خطوات ، والخطوة الأولى فقط معروفة جيدًا.

1. اندماج طارد للحرارة

الأول هو اندماج النوى حتى الحديد / النيكل. كما تنتمي الحياة الطبيعية للنجم هنا.

2. الانصهار الماص للحرارة

في حين أن قلب الحديد والنيكل خامل في ويكيبيديا ، إلا أنه صحيح فقط في الظروف "العادية". في الواقع ، يمكن أيضًا أن تندمج نوى الحديد ، لكنها بالفعل عملية ماصة للحرارة: فهي تفرز الطاقة ، وبالتالي تبرد اللب ، وتسريع الانكماش.

حتى يتم إنشاء الحديد (والنيكل) بسبب الاندماج النووي ، تعمل التفاعلات النووية ضد الانهيار ، لأنها تولد الطاقة (الفوتونات) ويحاول ضغطها تجنب الانهيار.

بعد ذلك ، تتوقف هذه العقبة ويمكن أن ينكمش اللب. من نقطة معينة ، تبدأ أيضًا نوى الحديد (والنيكل) في الاندماج ، لتكوين جميع العناصر المعروفة في النظام الدوري ، وربما أعلى من ذلك بكثير ، والتي لا يمكن أن توجد في بيئتنا ذات الضغط المنخفض.

ومع ذلك ، فهي بالفعل عملية ماصة للحرارة ، وبالتالي فهي تأخذ الطاقة من القلب. وبالتالي ، بدلاً من إبطاء الانكماش ، فإنه يتسارع.

3. الانشطار الطارد للحرارة

لكنها لا تستطيع موازنة ارتفاع درجة الحرارة بسبب الانكماش التثاقلي ، وعلى مدى بعض مليارات كل kن ، تبدأ النوى في الاضمحلال.

إنها العملية العكسية التي قام بها النجم في ملايين السنين السابقة. وهو طارد للحرارة للنواة أعلى من الحديد / النيكل وامتصاص الحرارة للنواة الموجودة تحته.

4. الانشطار الماص للحرارة

وهكذا ، أولاً ، يؤدي انشطار النوى إلى إبطاء الانكماش ، ثم (بعد تحلل نواة الحديد) ، تتسارع مرة أخرى.

تشع الطاقة المنتجة بعيدًا (بشكل أكثر دقة ، تضرب الطبقات العليا من النجم ، مسببة انفجار المستعر الأعظم ما يمكننا رؤيته) ، ويختفي الانكماش ، هذه المرة مع ارتفاع درجة الحرارة.

أكثر من 60 مليار درجة ، حتى نواة الهليوم تتحلل ، والتي لا تزال عملية ماصة للحرارة. من هذه النقطة ، لا توجد طريقة أخرى لإبعاد الطاقة عن اللب عن طريق العمليات النووية: فهناك درجة حرارة عالية جدًا لدمج النوى ولا توجد طريقة أخرى للانحلال.

والنتيجة هي فوضى من البروتونات والنيوترونات والإلكترونات. بشكل أساسي ما فعله النجم ملايين (أو مئات الملايين) من السنين ، ينقلب في بضع ثوان. الفرق هو أن هذه الفوضى يتم ضغطها في حجم ما بين نجم نيوتروني وقزم أبيض ، وتبلغ درجة حرارته 60 مليار درجة (درجة حرارة النواة النجمية العادية في حدود حوالي عشرة ملايين).

هذه هي النقطة التي لا يوجد فيها المزيد من العوائق قبل الانكماش الإضافي.

5. اندماج البروتون والإلكترون

وبشكل أكثر تحديدًا ، ستكون العقبة التالية هي أن تحلل بيتا للبروتونات يصبح ملائمًا بقوة. يمكن أن يحدث إما عن طريق اندماج بروتون وإلكترون في نيوترون ومضاد نيوترينو ، أو عن طريق انشطار بروتون إلى نيوترون ، وبوزيترون ومضاد للنيوترينو. يجد البوزيترون الإلكترون بسرعة ويفني.

على الرغم من أن النيوترينوات يمكن أن تتخلل المادة العادية بسرعة كبيرة ، فإن متوسط ​​مسارها الحر في مثل هذه المادة الكثيفة لا يتجاوز مئات الأمتار. إنها تنفجر الطبقات العليا للنجم النيوتروني المتكون ، مشتتة كل عناصر النظام الدوري في الكون.


كل هذا يحدث أسرع من دقيقة ، والخطوات من 2 إلى 5 تحدث في ثوانٍ.

وهكذا ، فإن الجواب هو أنه في انفجار سوبرنوفا ، فإن كل مادة في النواة النجمية ستكون من الحديد تقريبًا. ولا مرة واحدة بل مرتين. على الرغم من أن كليهما يحدث فقط لفترة قصيرة جدًا ، إلا أنهما قد يكونان نوى حديدية ربما يبلغ طولهما بعضًا من عُشر الثواني.


ما مقدار الحديد الذي يندمج به النجم قبل أن يتحول إلى مستعر أعظم؟ - الفلك

لماذا ينتظر الاندماج حتى يختفي الهيدروجين قبل البدء في اندماج الذرات الأثقل؟ لماذا ستنتظر عمليات الاندماج الماص للحرارة حتى يتواجد الحديد في كل مكان؟

لدمج أي عنصر ، يجب أن تكون لديك درجة حرارة عالية بدرجة كافية. تأتي درجة الحرارة المرتفعة هذه مصحوبة بكثافة وضغط عاليين بدرجة كافية. داخل النجم ، فقط اللب (أقرب 10٪ أو نحو ذلك من النجم) لديه كثافة وضغط كافيان لبدء اندماج الهيدروجين.

عندما تنتقل النجوم من دمج عنصر إلى آخر ، يكون لديها نوع من الفواق. سأشرح. عندما يحرق النجم الهيدروجين الموجود في قلبه ، يغوص الهيليوم الناتج في التفاعل إلى المركز لأنه أثقل. بمرور الوقت ، يكون لديك قلب هيليوم أكبر بنجاح مع غلاف هيدروجين. حرق الهيدروجين ليس نشيطًا بما يكفي لبدء حرق الهيليوم من تلقاء نفسه. وبدلاً من ذلك ، ما يحدث هو أنه بمجرد استخدام كل الهيدروجين القابل للاحتراق (فقط الهيدروجين الموجود في أعماق 10٪ أو نحو ذلك من النجم) يتوقف الاندماج مؤقتًا ، يبرد اللب ويتقلص (يرجع الانكماش في المقام الأول إلى حقيقة أنه عندما تقوم بالتحويل H إلى He لديك عدد أقل من الذرات المتبقية مما يقلل الضغط) ، ويبدأ اللب في الانهيار على نفسه. يؤدي الانهيار بسرعة إلى زيادة درجة الحرارة والضغط والكثافة في اللب. إذا كان النجم ضخمًا بما يكفي لإنتاج ضغط كافٍ ، سيبدأ الهيليوم في الاحتراق. تعمل الحرارة المنبعثة من التفاعل على إعادة تمدد اللب وتكفي لزيادة درجة الحرارة في اللب إلى النقطة التي يمكن أن يستمر فيها احتراق الهيليوم. ومع ذلك ، فإن جزءًا معينًا فقط من الهيليوم سيكون قابلاً للاحتراق (منطقة أصغر حتى من تلك الخاصة بالهيدروجين القابل للاحتراق) ، وبمجرد احتراقه ، إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فستكرر العملية نفسها مع عناصر أعلى متتالية.

بسبب عنف كل زوبعة ، يفقد النجم بعضًا من غلافه الهيدروجين الخارجي. لقد رأينا بالفعل نجومًا محاطة بعدة قذائف متوسعة من الغاز تتوافق مع كل زوبعة.

بالنسبة للحديد ، لا ينتج عن اندماج عناصر أخف طاقة كافية لبدء صهر الحديد بأي كميات ملموسة. لذلك أنت بحاجة إلى حدث أكثر نشاطًا مثل انفجار مستعر أعظم. الفرق بين الطاقات التي ينطوي عليها الاندماج والمستعر الأعظم هو عدة مرات من حيث الحجم.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ماركو كركو

عمل ماركو في العديد من مجالات علم الفلك والفيزياء بما في ذلك علم الفلك الكوكبي ، والفيزياء الفلكية عالية الطاقة ، ونظرية المعلومات الكمومية ، ومحاكاة انهيار المستعر الأعظم. يقوم حاليًا بدراسة السدم المظلمة التي تشكل النجوم.


ماذا يحدث لمنكب الجوزاء؟

من المقرر أن يتحول منكب الجوزاء إلى مستعر أعظم. بعبارات أبسط ، هذا يعني أنه سينفجر بطريقة مثيرة للغاية ، ويمكن رؤيتها بسهولة من الأرض. يعتقد العلماء أن هذا سيحدث في وقت ما خلال المائة ألف عام القادمة. نعم - إنها فترة طويلة من الناحية البشرية ، ولكن من الناحية الكونية ، إنها غمضة عين.

ستكون حياة العملاق الأحمر قصيرة ومجنونة. يمكن لشمسنا - التي تقترب حاليًا من منتصف حياتها - أن تتوقع أن تعيش لمدة 10 سنوات مليار سنوات ، لكن منكب الجوزاء سيعيش فقط لما يقرب من الألف من ذلك الوقت. من المقرر أن يموت النجم عن عمر يناهز 10 ملايين سنة. بينما تألق منكب الجوزاء طوال وجود البشر ، تطورت القردة الأخرى قبل وقت طويل من ظهور منكب الجوزاء في الحياة. بالمقارنة مع النجوم الأخرى ، هذه حياة قصيرة بشكل مذهل بالنسبة للنجم. وهذا بسبب كتلته. تبلغ كتلتها حوالي 20 ضعف كتلة شمسنا ، وهذا يعني أنها قد استهلكت وقودها بسرعة كبيرة جدًا بالفعل.

نبدأ في فهم الحجم الهائل للنجم عند مقارنته ببعض النجوم الأخرى التي نعرفها جيدًا. Rigel ، على سبيل المثال ، هو ألمع نجم في Orion من الأرض. Antares (Alpha Scorpii) هو ألمع نجم من Scorpius و Aldebaran (Alpha Tauri) هو عين الثور اللامعة - برج الثور. و Betelgeuse يقزم شمسنا تمامًا - في الواقع مبلغ لا بأس به أكثر مما يوضحه هذا الرسم التخطيطي.


ما الذي يحدث مع أندر النجوم في الكون؟

عندما ننظر إلى الكون بأقوى تلسكوباتنا ، غالبًا ما نفكر في المجرات البعيدة في حدود الفيزياء الفلكية لما يمكننا إدراكه. في كل واحدة ، في المتوسط ​​، يوجد مئات المليارات من النجوم ، لكل منها تاريخ فريد من نوعه. ولكن إذا أردنا التعرف على النجوم الموجودة هناك ، فعلينا أن ننظر عن قرب. فقط في الفناء الخلفي الكوني القريب نسبيًا ، في مجرة ​​درب التبانة والمجرات الأخرى التي لا تبعد أكثر من بضعة ملايين من السنين الضوئية ، يمكننا حل النجوم الفردية بالتفصيل. بفضل الاستطلاعات الهائلة مثل Hipparcos و Pan-STARRS ومهمة Gaia المستمرة ، تمكنا من قياس وتصنيف الملايين من النجوم حرفيًا. عندما ننظر إلى ما نجده ، هناك بعض الأشياء العامة التي يشترك فيها معظمهم. ثم بعد ذلك ، هناك القيم المتطرفة.

عادة ، كلما قمت بتكوين نجوم ، فإنها تنشأ من انهيار سحابة جزيئية من الغاز. تتكسر السحابة ، وتشكل مجموعة متنوعة من النجوم: أعداد كبيرة من النجوم منخفضة الكتلة ، وأعداد أصغر من النجوم ذات الكتلة الأعلى ، وإذا كانت سحابة الغاز كبيرة بما يكفي ، فإنها لا تزال أصغر حجمًا ، ولكن من المحتمل أن تكون أعدادًا كبيرة من النجوم عالية الكتلة. ستقوم كل النجوم بدمج الهيدروجين في الهيليوم ، وهي الطريقة التي تخلق بها الطاقة النووية التي تمدها بالطاقة. في العادة ، نقسم النجوم مثل هذا إلى سبع فئات مختلفة ، مع كون الفئة M هي الأصغر والأقل كتلة والأكثر احمرارًا والأكثر برودة ، والفئة O هي النجوم الأكبر والأكثر ضخامة والأكثر زرقة وسخونة.

إذا كان هذا هو كل ما لدينا - هذه الأنواع من النجوم في عزلة - فإننا نعتقد أننا نعرف كيف ستتطور جميعًا. ستنمو النجوم الفردية بأكبر قدر ممكن من السحب الجزيئية التي تشكلت منها ، وتبرد من عناصرها ، وتسخن من انهيار الجاذبية ، وتنمو حتى ضغط الإشعاع من العمليات الداخلية مثل الاندماج خلق حدًا أعلى. ثم:

  • النجوم الأقل كتلة من الفئة M ، حتى 40٪ من كتلة الشمس ، ستحرق الهيدروجين إلى هيليوم ببطء ، وتموت في النهاية عن طريق الانكماش لتصبح قزمًا أبيض هيليوم.
  • متوسط ​​المدى من الفئة K عبر نجوم الفئة B ، من حوالي 40٪ إلى 800٪ من كتلة الشمس ، يحرق الهيدروجين في الهيليوم ، ثم يسخن لدمج الهيليوم في الكربون ، ليصبح عملاقًا أحمر ، ويموت أخيرًا في سديم كوكبي يرافقه قزم أبيض من الكربون / الأكسجين.
  • وستتجاوز النجوم ذات الكتلة الأكبر ، بما في ذلك أثقل فئة B والنجوم من الفئة O ، اندماج الهيليوم إلى مراحل مثل احتراق الكربون ، وحرق الأكسجين ، وصولًا إلى احتراق السيليكون ، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم به إما نيوترون نجم أو ثقب أسود في قلبها.

هذه ، على الأقل ، هي صورتنا النموذجية لتطور النجوم.

ولكن بعد ذلك هناك غريبو الأطوار. هناك النجوم فائقة الكتلة التي تنهار مباشرة إلى الثقوب السوداء ، بدون مستعرات عظمى. هناك النجوم التي ترتفع درجة حرارتها لدرجة أنها تبدأ تلقائيًا في إنتاج أزواج من الإلكترونات / البوزيترونات في الداخل ، مما يؤدي إلى نوع خاص من المستعرات الأعظمية.

هناك نجوم ثنائية تسرق كتلة من أحد أعضائها ، وأحيانًا تسحب كل الهيدروجين الضخم من نجم عملاق. هناك نجوم يجب أن يكون لها جسم منهار في مركز نجم عملاق لا يزال على قيد الحياة ، يُعرف باسم كائن ثورن-زيتكو. هناك نجوم ، صغارًا وكبارًا ، تُظهر سلوكًا نادرًا للغاية ، مثل أجسام Herbig-Haro أو نجوم Wolf-Rayet.

ومع ذلك ، هناك نجوم مكونة بالكامل من سحب الغاز البكر ، المكونة فقط من الهيدروجين والهيليوم: النجوم الأولى في الكون. قد تصل النجوم من هذا العصر إلى ما يصل إلى 1000 كتلة شمسية ، ونأمل أن يتم الكشف عنها بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي ، الذي تم بناؤه جزئيًا لفك أسرار الكون منذ هذه المرحلة المبكرة بالضبط.

إذن ماذا نعرف حتى الآن؟ وما الذي نتوقع اكتشافه عن هذه الأشياء الغريبة والبرية في المستقبل القريب؟ هذا هو موضوع محاضرة إميلي ليفيسك العامة ، حول أغرب الأشياء في الكون ، في معهد بيرميتر ، من 7 مارس ، الساعة 7:00 مساءً بتوقيت شرق الولايات المتحدة / 4: 00 مساءً بتوقيت المحيط الهادئ. يمكنك ، في أي وقت ، ضبطه هنا لمشاهدته:

وتابع ، أدناه ، حيث سأقوم بالتدوين المباشر له! لا تتردد في متابعة أي أسئلة وإرسال تغريدات مباشرة باستخدام علامة التصنيف #piLIVE. انتا لا تريد ان تفتقدها!

(تبدأ المدونة المباشرة في الساعة 3:50 مساءً. جميع الأوقات بتوقيت المحيط الهادئ.)

3:50 مساءً: مرحبًا بكم جميعًا! لقد كنت متحمسًا جدًا لهذا الحديث ، لأنني لا أعرف الذي النجوم النادرة / الغريبة التي ستتحدث عنها إميلي. لأول مرة ، لا أعرف ما هو موضوع المحاضرة العامة التي أقوم بتدوينها على الهواء مباشرة ، ربما للمرة الأولى على الإطلاق. إنه يضعني في موقف فريد ، وأعتقد أنني سأكون مستعدًا لأي شيء!

3:53 م: على سبيل المثال ، هل سنتحدث عن الأحداث التي تحدث في النجوم فائقة الكتلة في نهاية حياتهم؟ هل سنتطرق إلى أشياء غريبة قد تكون غير شائعة حقًا ، مثل المحتالين المستعر الأعظم (أعلاه)؟

3:56 مساءً: أم أنها ستركز أكثر على النجوم الأولى في الكون: من النوع الذي نكافح ولكن نأمل في اكتشافه ، تلك المصنوعة من العناصر الأصلية؟ هناك الكثير من الأشياء التي لا نعرفها حتى الآن عن النجوم ، بما في ذلك كيف تتشكل بالضبط في مراحل مختلفة.

4:00 م: أو ، ربما ، هل سنتحدث عن المراحل قصيرة العمر ، وبالتالي ، النادرة والغريبة ، في الحياة المحتملة للنجم؟ أو ربما ستغطي إميلي كل شيء. مهما حدث ، فقد حان الوقت للإثارة أنه على وشك البدء!

4:03 م: تم تقديم إميلي ، واو ... هي قائمة الجوائز والزمالات التي فازت بها بالفعل بما يكفي لجعل أي شخص يشعر بأنه غير ملائم. تذكر، كانوا ليسوا المحتالين ، بل المستعرات الأعظمية الفاشلة هم المحتالون!

4:05 مساءً: حسنًا ، هذا أمر مؤكد ... تقول إميلي أننا سنتحدث بالفعل عن أشياء "غريبة" رأيتها أو سمعت عنها في الغالب من قبل ، مثل بقايا مستعر أعظم سرطان البحر أو ، كما أوضحنا لك أعلاه ، إيتا كارينا.

4:07 مساءً: انظر ، ليس هناك ما يخشاه هنا. تخبرنا إميلي كيف تعمل النجوم بشكل عام ، وهو أمر لطيف وبسيط ومباشر. أنت تحترق في وقودك عندما تكون في التسلسل الرئيسي ، أو هذا الخط القطري الكبير المتعرج. عندما تحرق وقودًا كافيًا ونفد الهيدروجين في قلبك ، تتطور بعيدًا عن هذا الخط ، نحو اليمين (وأعلى) ، وذلك عندما تدخل مرحلة العملاق الأحمر أو العملاق الخارق ... وهنا تبدأ المتعة.

4:09 م: هذا صحيح: عندما تصبح نجما مثل هذا ، فإنك تصبح مختلفا جدا عما هي عليه الشمس الآن. لكن هذا لا يعني أنك "غريب" بأي طريقة حقيقية ... فهذا يعني أنك مطيع لك الطور الطبيعي لتطور النجوم. وهذا غريب فقط من منظور تطبيعنا. في الواقع ، هناك مجموعة متنوعة مما هو "طبيعي". ربما يجب أن نتعلم هذا الدرس النجمي لأنفسنا ، في اللحظات التي نشعر فيها أننا لسنا طبيعيين: هناك مجموعة متنوعة من الشكل الطبيعي.

4:13 مساءً: ما هو ممتع حول النجوم وتطور النجوم هو أن هذه النجوم الضخمة جدًا ، تلك التي أصبحت العمالقة الحمراء العملاقة ، هي في الواقع الأقصر عمراً بين جميع النجوم. نجدها حتى في مناطق تشكل النجوم ، حيث أنها تحترق من خلال وقود الهيدروجين في قلبها بسرعة كبيرة ، وعندما تتوسع ، فإنها تبرد بشكل كبير بحيث يمكنها في الواقع تكوين جزيئات مستقرة (مثل ثاني أكسيد التيتانيوم) في الخارج. أجواء.

4:16 مساءً: المثير للاهتمام هو أن هذه الأجواء النجمية كبيرة جدًا وباردة جدًا ، بحيث يمكن للجزيئات التي تتشكل عند الحواف أن تمتص الضوء الأزرق ، بشكل تفضيلي ، مما يحول درجات الحرارة المناسبة لهذه النجوم إلى قيم كانت منخفضة جدًا: نظريًا ، كانت النجوم رائع جدا للوجود. إنها دراسة مثيرة للاهتمام حول كيفية خداع أنفسنا إذا لم نأخذ في الحسبان جميع التأثيرات الفيزيائية ، بما في ذلك ، بشكل غريب ، الجزيئات على أسطح النجوم!

4:20 مساءً: حسنًا ، كيف يمكنك أن تمر عبر التطور النجمي ، وتذهب إلى مستعر أعظم؟ لكي تصمد نجمك ضد الانهيار الثقالي ، عليك أن تدمج العناصر: الدفع الخارجي للإشعاع يحارب الجاذبية. عندما ينفد الهيدروجين من الاندماج ، يبدأ الإشعاع في التراجع ويحدث انهيار الجاذبية. هذا يعني ، مع ذلك ، أنك أنت يسخن عندما تنضغط ، وإذا كان لديك كتلة كافية ، يمكنك تسخين بسرعة كافية لبدء دمج الهيليوم.

يستمر هذا: تقوم بدمج الهيليوم في الكربون ، والكربون في الأكسجين ... على طول الطريق حتى تصنع الحديد والنيكل والكوبالت. ثم تموت يا صديقي.

4:23 مساءً: هذا هو سريع: بينما تستمر مراحل الاحتراق المختلفة هذه من أيام (مثل السيليكون) إلى آلاف السنين (للكربون / الأكسجين) إلى مئات الآلاف (للهيليوم) ... لكن المستعرات الأعظمية تحدث في ثوانٍ.

4:26 مساءً: ولكن ليس كل شيء ناعم كما تعتقد. تخبرنا إميلي الآن عن المتغيرات الزرقاء المضيئة ، والتي تتخلص من المقذوفات أثناء مرورها بمراحلها المتأخرة في الحياة. هذه عملية مثيرة للاهتمام وغير مفهومة تمامًا: لماذا تفعل بعض النجوم (عادةً تلك التي تحتوي على عناصر أكثر ثقلاً) هذا ، بينما لا يفعل البعض الآخر؟ هذا النوع من الأسئلة المفتوحة هو جزء من لماذا علم الفلك والفيزياء الفلكية ، على الرغم من كل ما نعرفه ، لم يقترب من نهايته!

4:30 مساءً: الشيء الصعب في الحديث العام مثل هذا هو عندما تجري مسحًا للأشياء أو الظواهر ، لا يمكنك التعمق في أي شيء. تحدثت إميلي عن النجوم النيوترونية وتحديدًا تلك النجوم النابضة ، لكنها انتقلت بعد ذلك إلى الثقوب السوداء. لماذا ا؟ لأنه إذا كنت تريد تغطية كل شيء ، فلا يمكنك قضاء الكثير من الوقت في الحديث عن أي شيء على وجه الخصوص. نتيجة لذلك ، سيكون هناك الكثير من الأسئلة التي تومض في ذهنك ، ثم تضيع عندما تنتقل إلى موضوعك التالي.

4:32 م: ولكن من ناحية أخرى ، إنه أمر رائع أيضًا ، لأنك تحصل على مسح رائع لمجموعة كاملة من الموضوعات ، مثل انفجارات أشعة غاما ... التي نعرفها الآن ، بفضل LIGO / Virgo ، على الأقل جزئيا بسبب اندماج النجوم النيوترونية!

4:35 مساءً: إليك شيء لا تقدره كثيرًا في العلم: عندما تكتشف حدثًا نادرًا أو مهمًا ، فإليك طريقة عمله.

  1. تتلقى إشعارًا بحدوث شيء مثير للاهتمام وفي الوقت المناسب.
  2. يتم طرد الأشخاص من جولات المراقبة الخاصة بهم ، وتدور التلسكوبات الكبيرة / المهمة للإشارة إلى ما تسعى إلى اكتشافه.
  3. تمنحك ملاحظات المتابعة هذه ، عبر مجموعة متنوعة من الأطوال الموجية ، عددًا كبيرًا من البيانات التي يجب النظر إليها.
  4. وهذه البيانات ، وليست الصورة الجميلة ، هي التي تخبرك بالفيزياء / الفيزياء الفلكية / علم الفلك الشيقة التي تحدث.

وأخيرًا ، لا تعلن عن ذلك ، بل تنشر نتائجك في منشور ثم يقوم المجتمع بتجميع مجموعة ما يجب على جميع علماء الفلك تحديد ما حدث بالضبط.

4:38 مساءً: هذا حقًا جزء حيوي من العملية: كن حذرا والتأكد من أنك ترى ما تعتقد أنك تراه. لا يتعلق العلم دائمًا بأن تكون الأول أو الأسرع أو الشخص الذي يجمع كل الأجزاء معًا ، بل يتعلق بتعلم أكبر قدر ممكن والحصول عليه بالشكل الصحيح في النهاية. إنها الطريقة التي جمعنا بها علم فلك الموجات الثقالية ، وعلم فلك أشعة جاما ، ثم المتابعة متعددة الأطوال الموجية عبر أكثر من 70 مرصدًا.

4:41 مساءً: علي أن أقول ، بالمناسبة ، كم هو مثير أن نرى a فلكي خالص مثل إميلي ، ليست عالمة فيزياء فلكية ولكن عالمة فلك ، تتحدث عن علم فلك الموجات الثقالية. هذا صحيح ، الشيء الذي كان في يوم من الأيام في عالم الفيزياء البحت ، ثم الفيزياء الفلكية ، وصل إلى النقطة التي يتحدث فيها علماء الفلك عن هذا على أنه علم فلك حقيقي. هذه ليست مجرد فيزياء بعد الآن لم يعد علماء الفلك بحاجة إلى تلسكوبات للقيام بعلم الفلك!

4:43 مساءً: بالمناسبة ، من المهم أن تتحدث إميلي عن هذه الأحداث الحساسة العابرة التي تحدث بسرعة ، مثل علم الفلك المجال الزمني. بعبارة أخرى ، عندما يكون الوقت جوهريًا ، عليك بالتأكيد أن تنظر ، لأنك إذا لم تقفز على فرصتك لأخذ تلك البيانات ، فستفوتها!

4:45 مساءً: من المهم أيضًا إدراك أنه في بعض الأحيان توجد إيجابيات خاطئة. على سبيل المثال ، النجوم المتوهجة البوتاسيوم. من يرى النجوم تشتعل وتنبعث منها بصمات البوتاسيوم؟ الجواب هو وجود تلسكوب واحد ، في فرنسا ، وليس في غيره. لم يكن بسبب البوتاسيوم في النجم ، ولكن البوتاسيوم في الكاشف غرفة الأجهزة ، لأن الناس كانوا يضربون أعواد الثقاب.

4:48 مساءً: لكن ... اتضح أنه قد تكون هناك نجوم فعلية متوهجة للبوتاسيوم ، حيث لاحظ غير المدخن (هاها) توقيعًا مشابهًا. من السهل أن تخدع نفسك إذا كان هناك مصدر لم تأخذ في الحسبان تأثيرًا ، لكن هذا لا يعني أن التأثير الذي تراه ليس حقيقيًا في الواقع! على سبيل المثال ، في مرصد باركس الراديوي ، باستخدام الميكروويف في وقت الغداء ، وفتح الباب ، تسبب في وميض قصير من موجات الراديو التي جعلت الناس يعتقدون أنهم كانوا يشاهدون انفجارًا لاسلكيًا سريعًا ، لكن لا ، كان الميكروويف. حتى الآن ... الاندفاعات السريعة للراديو حقيقية ، والآن نحن نعرف المزيد عنها وشاهدنا مجموعة!

4:51 م: هذا شيء ممتع لتتخيله: ماذا يحدث إذا كان لديك نظام نجمي ثنائي ، حيث يكون كلاهما كبيرًا وسيتحول إلى مستعر أعظم؟ حسنًا ، سيذهب المرء أولاً ، وربما ينتج نجمًا نيوترونيًا. الآن ، ماذا يحدث إذا قاموا بالالتفاف والاندماج؟ سيغرق النجم النيوتروني في القلب ، وهكذا تحصل على عملاق أحمر (في النهاية) مع نجم نيوتروني في قلبه. هذا ما هو كائن Thorne-Zyktow ، وهو يقدم تنبؤات واضحة جدًا لما ستلاحظه على السطح!

4:54 م: كم هو ممتع ، أن ما يحدث هو مزيج من الفيزياء النووية ، والفيزياء الحرارية ، والكيمياء ... وأنه عندما تلمس نواة ذرية سطح النجم النيوتروني ، فإنها تبقى هناك لمدة 10 مللي ثانية فقط ، وستنتج بصمة كيميائية لا نرى في أي مكان آخر. وها ، يمكنك أن تجد هذا التوقيع الكيميائي الغريب التنبئي في عدد صغير جدًا من العمالقة الحمراء العملاقة ، واحد من أصل 70 ، مما يقودنا إلى استنتاج أن كائنات Thorne-Zyktow حقيقية!

4:57 مساءً: أنا أحب العناية التي تأخذها إميلي في تسمية هذا الكائن أ مرشح، رغم ذلك. علينا التأكد من عدم وجود شيء آخر يقلد التأثير الذي نتوقعه. حتى عندما تتناسب الملاحظة مع نظريتك تمامًا ، فأنت بحاجة إلى تأكيد من كائنات متعددة وخطوط أدلة متعددة. هذه هي الطريقة التي يعمل بها العلماء: علينا إقناع أنفسنا بأغلبية ساحقة ، أو إنها فقط المحتمل أن عوضا عن مقنع.

5:00 مساء: هناك أمل كبير لدى علماء الفلك النجمي: أنه يومًا ما خلال حياتنا ، سيكون لدينا سوبر نوفا يمكننا مراقبته بأعيننا المجردة. لم نشاهد واحدة من الأرض منذ 1604 ... ولكن يمكننا الحصول عليها في أي وقت. إذا كنت تعتقد أن الكسوف كان مذهلاً ... فقط تخيل كيف سيكون هذا!

5:02 م: انتهى حديثها ، وشعرت أنه سار بسرعة وغطى الكثير من الأرض! أنا سعيد لأنها غطت العديد من النجوم وأنواع النجوم ، لكنني حزين بعض الشيء لأن الأمور لم تتحقق أغرب شاملة. المستعرات الأعظمية رائعة ، لكنها ليست بهذه الغرابة. كائنات Thorne-Zyktow ، على الرغم من ... سأعطيكم ذلك ، تلك غريبة!

5:06 مساءً: لذلك عرضت إميلي هذه "الأشياء الغريبة" وقالت إنك ستتمكن من التعرف عليها جميعًا. هل تستطيع؟ يبدو أن لدينا ، عكس اتجاه عقارب الساعة من أعلى اليسار:

  • سديم السلطعون (بقايا المستعر الأعظم) ، وهو حقيقي ،
  • إيتا كارينا ، وهو سديم طرد حول متغير أزرق مضيء (حقيقي) ،
  • زوج من النجوم الثنائية ، أحدهما نجم نيوتروني يتراكم مادة (شكل توضيحي) ،
  • انفجار أشعة جاما (رسم توضيحي) ،
  • وكائن Thorne-Zyktow (محاكاة).

5:08 مساءً: وهذا كل شيء! تعجبني قصة إميلي عن حماستها وعاطفتها ، وعندما علمت أنها تريد دراسة النجوم. من كان يعرف من سن 2؟ حسنًا ، إيميلي ، المولودة عام 1984 ، عرفت: رأت مذنب هالي. لقد كانت مفتونة به ... وأرادت دائمًا أن تكون X أو عالمة فلك. راقصة باليه أو عالم فلك. عالم الحفريات أو عالم الفلك. عالم أحياء بحرية أو عالم فلك. والآن ها هي! ساعدت الأنشطة العلمية والقصص (مع التمثيل ، مثل Wrinkle In Time) والتشجيع.

العلم متاح للجميع ، والجولة في محاضرة عامة مثل هذه مثال رائع على سبب سعادتنا بذلك! شكرًا إميلي ، شكرًا Perimeter ، وشكرًا لك على ضبطها!


لماذا يتسبب اندماج الحديد في النجم في تحوله إلى مستعر أعظم في غضون ثوانٍ قليلة؟

لا أفهم كيف أن اندماج الحديد يمكن أن يبدأ بسرعة مستعر أعظم (حرفياً في غضون ثوانٍ قليلة من بدء اندماج الحديد في النجم).

يبدو أن هذا يجب أن يستغرق أكثر من بضع ثوانٍ لبدء المستعر الأعظم.

أعتقد أنه من المضلل التفكير في أن الحديد هو بداية عملية المستعر الأعظم. عندما تحرق قطعة خشب ، يتحول الخشب إلى رماد. عندما لا يتبقى لديك خشب ، والرماد فقط ، تنطفئ النار. لكن الرماد لم يتسبب في اندلاع الحريق - الرماد موجود لأن الوقود قد اختفى.

وبالمثل ، تحتاج النجوم إلى ذرات قابلة للانصهار كوقود. الاندماج الذي يتضمن الحديد لا يطلق أي طاقة. يحدث السوبرنوفا عندما ينفد وقود النجم ، لأنه لم يعد هناك أي طاقة تمنع الجاذبية من انهيار النجم. لا يتسبب الحديد بالضرورة في هذا التفاعل - إنه موجود فقط عندما يحدث.

هذا & # x27s فقط جزء منه. إنها & # x27s كثافات عالية للغاية وعدم قدرة الطاقة من تفاعلات الاندماج الأخرى لدعم درجات الحرارة والحفاظ على اللب من الانهيار مما يتسبب في حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني. عندما ينهار النيكل / الحديد في قلب النجم إلى نيوترونيوم ، تتبع الطبقات الخارجية للنجم خلفه بوقت قصير. ولكن بمجرد أن يتشكل النجم النيوتروني ، لا يمكن ضغطه بسهولة بعد ذلك ، ومن ثم تصطدم الطبقات الخارجية المتساقطة بالسطح وترتد. أثناء قيامهم بذلك ، يتم إغراقهم بتدفق شديد من إشعاع النيوترينو ، الذي ينطلق أثناء تكوين النيوترونيوم. يعطي هذا المزيج من الارتداد وتسخين النيوترينو (وعوامل أخرى) طاقة حركية كافية للطبقات الخارجية للنجم لتسبب انفجاره في مستعر أعظم.

ومن المثير للاهتمام أن المستعرات الأعظمية من النوع Ia تنفجر بطرق مختلفة تمامًا ، ولا تتقدم حتى لإنتاج الحديد من تفاعلات الاندماج قبل أن يتم تدميرها.


الإجابات والردود

إما أن البرنامج قال شيئًا خاطئًا أو أنك لم تفهم.

لا يقتل الحديد الاندماج بمعنى أن القليل منه قد يوقف الاندماج. لا تفكر في الأمر على أنه & quot؛ سمكة & quot.

الحديد هو المنتج النهائي الخامل للاندماج في النجوم الضخمة. إنه ليس وقودًا محتملًا للاندماج ، في حين أن العناصر الأخف (H ، He ، C ، N ، O ، إلخ) تظل كذلك ، طالما أن درجة الحرارة والضغط مرتفعان بدرجة كافية

لا يمكن لنواة الحديد أن تندمج مع نواة حديدية أخرى بطريقة تطلق الطاقة ، بغض النظر عن درجة الحرارة والضغط المرتفعين في قلب النجم.

يمكن أن يندمج H لإنتاج الهيليوم وبعض الطاقة الإضافية
يمكن أن يندمج الهيليوم لصنع أشياء مثل الكربون النيتروجين والأكسجين. بالإضافة إلى طاقة إضافية (إذا كان قلب النجم ساخنًا بدرجة كافية لتحقيق ذلك)
يمكن أن تندمج هذه بدورها لتكوين نوى أثقل ، تصل إلى النيكل والحديد (إذا كانت درجة الحرارة الأساسية والضغط مرتفعين بدرجة كافية) مع صافي إنتاج الطاقة.
ولكن بعد أن يكون جزء كبير من اللب النجمي هو الحديد الخالي من الوقود الثقيل ، فلا توجد خيارات اندماج أخرى.

كل ما يعنيه ذلك حقًا هو نفاد الوقود في صميم النجم. إن محاولة صنع فتيل نوى الحديد يستهلك طاقة أكثر مما تخرج. ليس هناك ربح. لذا فإن قلب النجم مُقدر أن يبرد إلى حيث لم يعد لديه القدرة على دعم الطبقات الخارجية التي تضغط عليه.

لماذا الانهيار الذي يحدث في النهاية هو SUDDEN هو سؤال آخر. يتعلق ذلك بقدرة المادة الذرية العادية (إلكترونات البروتونات والنيوترونات) على الانضغاط وصولاً إلى مادة نيوترون إذا قمت بتطبيق ضغط كافٍ. أنت تعلم أن مادة النيوترونات كثيفة بشكل مذهل. تشغل كتلة معينة حجمًا أقل بكثير ، ولا توجد مساحة على الإطلاق تقريبًا مقارنة بالمادة الذرية العادية.
في هذه النجوم الضخمة جدًا والقادرة على الاندماج على طول الطريق حتى الحديد ، تزن الطبقة الخارجية ثقيلًا على اللب لدرجة أنه في النهاية يتم الوصول إلى كثافة العتبة حيث يمكن أن يحدث هذا التغيير في المادة النيوترونية. ثم يمكن أن يكون الانهيار سريعًا للغاية.
تدرك جميع البروتونات في الحال أنها قادرة على امتصاص الإلكترون وتصبح نيوترونًا. ويمكن للمادة فجأة أن تشغل حجمًا أقل بمليون ضعف. في الواقع ، يقع قلب النجم في حالة سقوط حر تجاه مركزه.

لا يجب أن يكون اللب من الحديد بنسبة 100٪ حتى يحدث ذلك. الشيء الرئيسي هو نفاد الوقود ، لذلك لا يحدث اندماج كافٍ لإنتاج الطاقة ، ويتم ضغط اللب إلى نقطة حيث يبدأ أي نوع من الذرات في اللب فجأة في التحول إلى مادة نيوترونية.

يجب أن يكون هناك مقال جيد في ويكيبيديا يصف ذلك. أو مصدر آخر على الإنترنت.


هل كل العناصر باستثناء الهيدروجين تأتي من السوبرنوف

أعلم أن الهيدروجين صنع في الانفجار العظيم. ثم تم صنع كل العناصر الأثقل في المستعرات الأعظمية. لكن عندما؟ هناك دورة حرق الكربون في النجوم ، ودورات نووية أخرى ، لكنني لم أسمع قط عن دورات حرق الذهب أو البلاتين. هل العناصر الأثقل تتكون عندما ينفجر النجم؟

# 2 llanitedave

كما تم صنع الهيليوم وكمية صغيرة من الليثيوم في الانفجار الكبير.

العناصر النادرة حقًا مثل البلاتين والذهب لا يتم تصنيعها عن طريق عمليات الاندماج ، لكنك على حق ، إنها تتولد أثناء انفجار المستعر الأعظم نفسه ، عندما تطير النيوترونات والشظايا النووية بجنون. يتم إنشاء الكثير من النوى الغريبة في ظل هذه الظروف. معظمها غير مستقر وتتحلل بسرعة ، لكن القليل من القيم القيمة يكون مستقرًا ، ويتم طردها مع بقية الحطام.

# 3 إيرا

# 4 NewAstronomer

# 5 حمى خفيفة

# 6 دارون سبون

# 7 llanitedave

إذن ، هل يمكن اكتشاف هذه العناصر الثقيلة والنادرة في السديم الناتج عن انفجار مستعر أعظم؟

# 8 جاي بيرد

ما قاله ديف ودارين ، أن "التركيب النووي" داخل النجم سيشكل عناصر تصل إلى الحديد ، تم توضيحه هنا:

ترك فريد هويل بصمته في هذا الموضوع.

# 9 ILikePluto

هذه واحدة من أكبر المفاهيم الخاطئة في علم الفلك.

كل العناصر الأثقل من الحديد لا تأتي من انفجارات السوبرنوفا.

في الواقع ، تنشأ العديد من العناصر الأثقل من الحديد من خلال عملية s ، والتي تحدث بشكل أساسي في الكواكب الحمراء العملاقة - النجوم التي لا تتحول إلى مستعر أعظم.

على سبيل المثال ، جدول العناصر المرمّز بالألوان في كتاب كين كروسويل حياة النجوم، الذي يعطي الوفرة الكونية وأصل العديد من العناصر ، يشير إلى أن القصدير (العدد الذري 50) والرصاص (العدد الذري 82) ينشأ بشكل أساسي في العملية s ، وليس في انفجارات المستعرات الأعظمية.

# 10 إيرا

# 11 ILikePluto

"The creation of heavy elements in a red giant or supergiant star from the slow bombardment of iron nuclei by neutrons. Because neutrons are neutral--they have no electric charge--the iron nuclei, which have positive charge, do not repel them. The s-process made most of the strontium, yttrium, zirconium, niobium, molybdenum, tin, barium, lanthanum, cerium, thallium, and lead in the universe. [Emphasis added]

The process that occurs in supernova explosions is the r-process ("r" for rapid, "s" for slow).

#12 llanitedave

This is one of the big misconceptions in astronomy.

All elements heavier than iron do NOT come from supernova explosions.

In fact, many elements heavier than iron arise via the s-process, which occurs primarily in red giants--stars that do not go supernova.

For example, the color-coded element table in Ken Croswell's book The Lives of Stars, which gives the cosmic abundance and origin of many elements, indicates that tin (atomic number 50) and lead (atomic number 82) arise primarily in the s-process, not in supernova explosions.

#13 glava2005

hydrogen, deuterium, helium, and lithium were made with the big bang

from helium to iron was made with nuclear fusion inside stars

everything heavier then iron was made in supernovae explosions

#14 Ptarmigan

Isn't it that elements heavier than iron are made in supernova explosions? I believe that iron is the lowest energy element.

#15 ILikePluto

everything heavier then iron was made in supernovae explosions

No. This is one of the big misconceptions of astronomy.

There are plenty of elements heavier than iron that were NOT made by supernova explosions. And this has been known since the 1950s.

#16 Ira

#17 star drop

#18 ILikePluto

I already did. See my earlier posts.

Even the Sun will create elements much heavier than iron--such as lead--when our star becomes a red giant. The Sun will then eject those heavy elements into space when it forms a planetary nebula.

Astronomers have known this for over half a century. It's astonishing that some people here have not heard the news and persist in making false statements that all elements heavier than iron are made in supernova explosions.

#19 Darron Spohn

#20 ILikePluto

You mean bismuth. Bismuth (atomic number 83) is the heaviest element made by the s-process. It is much heavier than iron (atomic number 26).

Here are references on this matter, for anyone who still incorrectly thinks that ALL heavy elements arise in supernovae:

النجوم by James B. Kaler, pages 155-157.

The Alchemy of the Heavens by Ken Croswell, pages 106-109.

The Lives of Stars by Ken Croswell, pages 54-57.

The Lives of Stars has an incredible, color-coded element chart that shows exactly where the best-known elements arose. It includes hydrogen, helium, carbon, nitrogen, oxygen, neon, sodium, magnesium, aluminum, silicon, sulfur, potassium, calcium, iron, copper, silver, gold, platinum, iodine, lead, tin, and uranium. This chart also gives the abundances of these elements in the universe. So, for example, you can know that magnesium was made by carbon and neon burning in massive stars, then launched into space by massive star supernovae silver was made mostly by the r-process in massive star supernovae and launched into space by those same supernovae and lead was made by the s-process in red giants and launched into space by planetary nebulae.

#21 atelierbks

#22 llanitedave

When you talk about ore, you've gone away from astronomy and into geochemistry. You can mix you elements with 100% efficiency in the pre-solar nebula, and geological activity would still leave you with concentrations in some areas and depletions in others.


No supernova for you: Betelgeuse is brightening again right on schedule

Maybe you'll be relieved, or maybe you'll be upset you missed out, but it really looks like Betelgeuse has turned a corner and is getting brighter again.

The story so far: A few months ago astronomers announced that the bright star had dimmed dramatically. More astronomers took a look, and sure enough, Betelgeuse had dimmed from its usual prominence to look like any other fair-to-middlin' bright star in Orion. I went outside the first clear night after it was announced and noticed it right away instead of being about as bright as Rigel, marking Orion's left foot, it was more like Bellatrix, the much fainter star at Orion's left shoulder.

Over time, Betelgeuse kept dimming. It went from being the 11th brightest star in the sky to the 23rd. Not only that but its temperature dropped by about 100° C as well.

Orion rises in the east not long after sunset in December. Betelgeuse (just below and to the left of center) has faded dramatically recently, dropping in brightness to look more like the star Aldebaran in Taurus (top center). Credit: Phil Plait

To be clear, in general this is pretty normal behavior for Betelgeuse. Conditions inside the star's upper layers cause it to brighten and dim a bit on a timescale of a little over a year because of this we call it a variable star. It has a well-known period of about 420–430 days to go from bright to slightly dimmer to bright again. The usual change is enough to catch by eye if you're familiar with it.

This time, though, it dimmed a كثيرا more, dropping down to about 35% of its usual brightness.

But that appears to be over. It started brightening again a week ago, though when first announced the measurements had enough uncertainty in them that I was unwilling to be convinced. Swayed, perhaps. But over the past few days it's been consistently brightening, and on 22 February 2020 the same astronomers who first announced its dimming made the call that it indeed is on the upswing once again. It hasn't brightened much, and you may not notice for a few weeks, but it does appear to be on the rebound. I'll note this happened about 424 days after the last time it bottomed out, so this is consistent with its usual cycle.

The brightness of Betelgeuse from late November 2019 to 23 Feb. 2020 shows it dimming dramatically (the y-axis is in magnitudes, where a bigger number is fainter). A close-up on just the past 20 days (right) shows it starting to rise again around 18 Feb. Blue dots are estimates by eye, black using digital cameras, and the red line is a smooth fit to the data. Credit: Betelbot on Twitter, run by Michael Hipke

So what happened here? Why is it doing this?

First off, it has nothing to do with it eventually exploding.

It's a red supergiant, a star that started out roughly 20 times the mass of the Sun, fusing hydrogen into helium in its core. Due to its high mass that reaction runs quickly, taking just a few million years (the Sun will last for about 11 billion, for comparison). When the hydrogen ran out the core was made of helium. That contracted, heated up, and then started fusing into carbon. هذا ال كثير more energetic process, dumping vast amounts of energy into the star's upper layers.

There's enough helium in its core to fuse pretty constantly for about 100,000 years. Once it runs out, it'll fuse carbon into neon and other elements for about a thousand years. The neon will then fuse into oxygen, getting used up in just a single year, and then oxygen will fuse into silicon for about a day. Yes, a day. After that, the star will try to fuse silicon into iron, and that's when it'll explode. So most likely we have a long time before that happens. Many thousands of years at least.

The current fusion process of helium into carbon is a lot more energetic than fusing hydrogen into helium, and that energy is transferred upward from the core into the star's outer layers. When you increase the energy of a gas it expands, so Betelgeuse swelled up to become a supergiant, something over 600 times the diameter of the Sun. At least. It's not clear just how big it really is. Its temperature also dropped, causing it to turn red.

That's where we are now. So why the fluctuations in brightness?

The conditions inside the star are such that the most efficient way to move heat around is convection, with hot gas inside rising up to the surface, cooling, and falling back down. The size, mass, and temperature inside the star make these convection cells huge. Colossal. Gargantuan. In the Sun, where convection also occurs, these cells create granules on the surface the size of Texas or so. On Betelgeuse, they're nearly the same size as the star itself. A star a billion kilometers across!

A simulation of the physical conditions inside Betelgeuse predict what the surface looks like, given hot gas rising, cooling, and falling back inside. Credit: Bernd Freytag

This is the key to its dimming. The surface roils and boils on a timescale of a little over a year, bringing up hot (and therefore bright) gas, which cools (making it darker) and falls back down into the interior. As this happens, the star changes brightness.

Scientists have created physical models of the star to see how this works, and you can actually watch the star's brightness change:

Mesmerizing, isn't it? As you can see, those huge granulations really affect how the star looks, even its size and shape. That is very likely the explanation of the weird images of its disk released about a week ago, where half the star appears to have dramatically dimmed. That's likely due to a single convection cell cooling and dimming. Now that it's falling back down into the interior of Betelgeuse, the star will start to brighten again.

Also, in their upper atmospheres, stars like this can generate grains of corundum (aluminum oxide, Al2ا3) and magnesium silicate (Mg2SiO4), what we call dust. It's quite opaque in visible light, absorbing light from the star. Shock waves generated in the star's atmosphere near the surface by the roiling gas can drive this material upward and away, surrounding the star in a blotchy cloud. If one of these was blown out in recent months that could also contribute to the historic dimming.

Whatever the cause, it seems to be abating right on schedule. And you can keep your eye on it now: Orion will be visible after sunset until late April, after which it gets too close to the Sun from our viewpoint. Even then, if you're an early riser, it'll be back in the late summer before sunrise.

So welcome back, Betelgeuse. I'm glad you did what you did, getting folks excited about astronomy, and showing us all that the Universe is a changing, evolving place, even on human timescales.


Supernova

[/شرح]
A supernova is the explosion of a star. In an instant, a star with many times the mass of our own Sun can detonate with the energy of a billion suns. And then, within just a few hours or days, it dims down again. Some explode into a spray of gas and dust, while others become exotic objects like neutron stars or black holes.

Astronomers have classified supernovae into two broad classifications: Type I and Type II. Type I supernovae occur in binary systems, where one star pulls off mass from a second star until it reaches a certain amount of mass. This causes it to explode as a supernova. Type II supernovae are the explosions of massive stars which have reached the end of their lives.

All of the elements heavier than iron were created in supernova explosions. As a massive star runs out of hydrogen fuel, it starts to fuse together heavier and heavier elements. Helium into carbon and oxygen. And then oxygen into heavier elements. It goes up the periodic table this way, fusing heavier elements until it reaches iron. Once a star reaches iron, it’s no longer able to extract energy from the fusion process. The core collapses down into a black hole, and the material around it is fused together into the elements heavier than iron. If you’re wearing any gold jewelry, that was created in a supernova.

In 1054 Chinese astronomers saw a supernova explosion that was so bright it was visible in the middle of the day. The explosion of gas and dust is now visible as the Crab Nebula (that’s the picture at the top of this article). The most recent powerful supernova explosion occurred in 1987, when a star exploded in the Large Magellanic Cloud.

Astronomers use Type I supernovae to judge distances in the Universe. This is because they always explode with approximately the same amount of energy. When a white dwarf star collected approximately 1.4 times the mass of the Sun, it can’t support its mass and collapses. This amount is called the Chandrasekhar Limit. When an astronomer sees a Type I supernova, they know how bright it is, and so they can measure how far away it is.

We’ve written many articles about supernovae for Universe Today. Here’s an article about a slow motion supernova, and here’s an article about a theoretical supernova that was actually found to exist.

If you’d like to see a gallery of supernova photographs, check out this section of the Hubble Space Telescope site, and here’s NASA’s Photo Gallery of Nebulae.

We’ve also recorded several episodes of Astronomy Cast about supernovas. Check out this one, Episode 14: We’re All Made of Supernovae.


Buckyballs and Mothballs

Not only have they found the “missing” iron, they may have solved another long-lived mystery: the abundance of unstable carbon chain molecules in space.

Carbon chains that have more than nine carbon atoms are unstable. But when scientists look out into space, they find carbon chains with more than nine carbon atoms. It’s always been a mystery how nature was able to form these unstable chains.

Artist’s concept of buckyballs and polycyclic aromatic hydrocarbons around an R Coronae Borealis star rich in hydrogen. Credit: MultiMedia Service (IAC)

As it turns out, it’s the iron that gives these carbon chains their stability. “Longer carbon chains are stabilized by the addition of iron clusters,” said Buseck.

Not only that, but this finding opens a new pathway for building more complex molecules in space, such as polyaromatic hydrocarbons, of which naphthalene is a familiar example, being the main ingredient in mothballs.

Said Timmes, “Our work provides new insights into bridging the yawning gap between molecules containing nine or fewer carbon atoms and complex molecules such as C60 buckminsterfullerene, better known as ‘buckyballs.'”


شاهد الفيديو: أعراض الإصابة بـنقص الحديد وأحدث طرق علاجه (شهر اكتوبر 2021).