الفلك

هل يحدث التخليق النووي بالقرب من الثقب الأسود أو أثناء تكوينه؟

هل يحدث التخليق النووي بالقرب من الثقب الأسود أو أثناء تكوينه؟

خلال حياته ، يمكن للنجم أن يصنع العناصر للحديد بسبب الضغط ودرجة الحرارة. يتكون النجم النيوتروني من نوى الحديد 56 وما يصل إلى الكريبتون 118.

وفقًا لذلك ، يجب أن يكون للثقب الأسود (الذي يركز المادة إلى مساحة صغيرة بشكل متزايد أثناء الانقلاب) ضغط / درجة حرارة لا يمكن تصورها أثناء تكوينه وعندما تسقط مادة إضافية فيه.

هل تستطيع إذن تجميع عناصر جديدة؟


بعد البحث في جوجل ، الجواب هو نعم ، من الناحية النظرية. هناك تركيب نووي مرتبط بأقراص تراكم الثقب الأسود ، انظر هنا وهنا وهنا. تبحث هذه المصادر في التركيب النووي في الأجزاء الأكثر سخونة من أقراص التراكم المحيطة بالثقوب السوداء ، وكيف يتأثر ذلك بالنيوترينوات المنتجة.

يُقترح أيضًا أنه من الممكن أن يلتهم نجم نيوتروني ثقوب سوداء ذات كتلة صغيرة جدًا (كتلة 10e-9 من الشمس) (انظر هنا) وينتج العديد من العناصر الأثقل. تبدأ هذه الطريقة بالثقوب السوداء البدائية والتي يمكن أن تكون من الكتلة المطلوبة مضغوطة في منطقة بحجم ذرة واحدة. يمكن لهذا الثقب الأسود الصغير أن يصطدم بنجم نيوتروني ويبدأ عملية r للتخليق النووي.


هل يحدث التخليق النووي بالقرب من الثقب الأسود أو أثناء تكوينه؟ - الفلك

التركيب النووي للمستعر الأعظم هو التركيب النووي للعناصر الكيميائية في انفجارات المستعر الأعظم. في النجوم الضخمة بما فيه الكفاية ، يحدث التركيب النووي عن طريق اندماج العناصر الأخف في العناصر الأثقل أثناء عمليات الاحتراق الهيدروستاتيكي المتتابعة التي تسمى احتراق الهليوم ، واحتراق الكربون ، وحرق الأكسجين ، وحرق السيليكون ، حيث تصبح المنتجات الثانوية لوقود نووي واحد ، بعد التسخين الانضغاطي وقود لمرحلة الاحتراق اللاحقة. أثناء الاحتراق الهيدروستاتيكي ، تقوم هذه الأنواع من الوقود بتجميع نواة ألفا بأغلبية ساحقة ( أ = 2ض ) منتجات. يحدث الاحتراق المتفجر النهائي السريع [1] بسبب الارتفاع المفاجئ في درجة الحرارة بسبب مرور موجة الصدمة المتحركة شعاعيًا التي أطلقها الانهيار التثاقلي للنواة. أوضح دبليو دي أرنيت وزملاؤه في جامعة رايس [2] [1] أن الصدمة الحارقة النهائية ستصنع النظائر غير النواة بشكل أكثر فاعلية من الحرق الهيدروستاتيكي ، [3] [4] مما يشير إلى أن الصدمة المتوقعة يعتبر التخليق النووي الموجي مكونًا أساسيًا في عملية التخليق النووي للمستعر الأعظم. معًا ، ينتج عن التركيب النووي لموجة الصدمة وعمليات الاحتراق الهيدروستاتيكي معظم نظائر عناصر الكربون ( ض = 6) ، الأكسجين ( ض = 8) والعناصر ذات ض = 10-28 (من نيون إلى نيكل). [4] [5] نتيجة لطرد النظائر المركبة حديثًا للعناصر الكيميائية بواسطة انفجارات المستعر الأعظم ، زادت وفرتها بشكل مطرد داخل الغاز بين النجمي. أصبحت هذه الزيادة واضحة لعلماء الفلك من الوفرة الأولية في النجوم المولودة حديثًا والتي تجاوزت تلك الموجودة في النجوم المولودة في وقت مبكر.

العناصر الأثقل من النيكل نادرة نسبيًا نظرًا لانخفاض الوزن الذري لطاقات الارتباط النووية لكل نواة ، ولكنها أيضًا تتشكل جزئيًا داخل المستعرات الأعظمية. من الناحية التاريخية ، كان توليفها من خلال الالتقاط السريع للنيوترونات خلال ص- عملية تعكس الاعتقاد السائد بأن نوى المستعر الأعظم من المحتمل أن توفر الظروف اللازمة. لكن انظر ص-العملية أدناه للحصول على بديل تم اكتشافه مؤخرًا. ال ص- نظائر العملية أقل وفرة بنحو 100000 مرة من العناصر الكيميائية الأولية المندمجة في قذائف المستعر الأعظم أعلاه. علاوة على ذلك ، يُعتقد أن عمليات التخليق النووي الأخرى في المستعرات الأعظمية مسؤولة أيضًا عن بعض التخليق النووي للعناصر الثقيلة الأخرى ، ولا سيما عملية التقاط البروتون المعروفة باسم rp- العملية ، الالتقاط البطيء للنيوترونات (س-عملية) في قذائف احتراق الهيليوم وفي قذائف احتراق الكربون للنجوم الضخمة ، وعملية التفكك الضوئي المعروفة باسم γ-العملية (عملية جاما). هذا الأخير يصنع أخف نظائر العناصر الأثقل من الحديد من النظائر الأثقل الموجودة مسبقًا ، وأكثرها فقرًا بالنيوترونات.


إتقان مراجعة الاختبار النهائي لعلم الفلك

إذا شاهدت شخصًا آخر يسقط في ثقب أسود ، فلن تراه أبدًا (أو هي) يعبر أفق الحدث ، وستراه فقط يتلاشى عن الأنظار حيث يتحول الضوء الذي ينبعث منه أو يعكسه إلى الأحمر أكثر فأكثر.

على الرغم من أننا لسنا متأكدين بنسبة 100٪ من وجود الثقوب السوداء ، إلا أننا نمتلك أدلة قوية تدعم وجودها.

إذا وقعت في ثقب أسود ، فستختبر الوقت لتعمل بشكل طبيعي بينما تغرق بسرعة عبر أفق الحدث.

يمنعنا من رؤية معظم قرص المجرة بالضوء المرئي والأشعة فوق البنفسجية.

ليس له تأثير على ملاحظات الضوء المرئي ، لكنه يمنعنا من دراسة مركز المجرة بموجات الراديو أو الأشعة السينية.

إنه ينتج الكثير من الضوء المرئي لدرجة أنه يحجب رؤيتنا لأي شيء يتجاوزه.

توسع مفاجئ للكون مدفوعًا بالطاقة المنبعثة عندما تتجمد القوى القوية والقوى الكهروضعيفة من قوة GUT

تحررت الفوتونات عندما اجتمعت الإلكترونات والبروتونات لأول مرة ، مكونة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي

الإطلاق المفاجئ للفوتونات عندما تقتل الجسيمات والجسيمات المضادة بعضها البعض

توسع الكون بدءًا من اللحظة التي تلي الانفجار العظيم

مراقبة نجم لاكتشاف الانخفاضات الدورية في سطوعه من الكوكب المار أمام النجم

قياس طيف النجم من أجل اختلاف دوري في انزياح دوبلر

ملاحظة نجم خلال مناسبة نادرة يمر فيها نجم آخر مباشرة أمامه ، يمكن للتغييرات الطفيفة في كيفية انحناء الضوء بفعل الجاذبية أن تشير إلى وجود كواكب حول النجم الأقرب

نرى الكثير من البقع الداكنة في السماء.

إنه يشرح كيف يمكن أن يكون تمدد الكون متسارعًا.

الأرض ، المريخ ، عطارد ، الزهرة ، المشتري ، زحل ، أورانوس ، نبتون

عطارد ، الزهرة ، المريخ ، الأرض ، زحل ، المشتري ، نبتون ، أورانوس

عطارد ، الأرض ، الزهرة ، المريخ ، المشتري ، زحل ، نبتون ، أورانوس

كائن سيصبح في النهاية ثقبًا أسود

بقايا نجم مات عن طريق طرد طبقاته الخارجية في سديم كوكبي

يتكون النجم في الغالب من عناصر ذات أعداد كتل ذرية عالية ، بحيث يحتوي على الكثير من النيوترونات

المادة التي حددناها من آثار الجاذبية ولكن لا يمكننا رؤيتها في أي طول موجي للضوء

المسألة التي لدينا سبب نظري للاعتقاد بوجودها ، ولكن لا يوجد دليل على وجودها

مادة قد تسكن المناطق المظلمة من الكون حيث لا نرى شيئًا على الإطلاق

يجب أن تكون الحياة قد تشكلت في وقت مبكر من أجل إنتاج مجموعة متنوعة من أشكال الحياة التي نراها اليوم.

الصخور التي يزيد عمرها عن 3.85 مليار سنة مع نسبة الكربون -12 إلى الكربون -13 النموذجية للكائنات الحية
هياكل صخرية عمرها 3.5 مليار سنة تشكلت بواسطة ميكروبات تسمى ستروماتوليتس

يجب أن تكون الحياة قد تشكلت في وقت مبكر من أجل إنتاج مجموعة متنوعة من أشكال الحياة التي نراها اليوم. وهياكل صخرية عمرها 3.5 مليار سنة تكونت بواسطة ميكروبات تسمى ستروماتوليتس.

يكون الغاز الموجود في الأجزاء الداخلية للقرص أكثر سخونة من الغاز الموجود في الأجزاء الخارجية للقرص.

ينتقل الغاز الموجود في الأجزاء الداخلية من القرص بشكل أسرع من الغاز الموجود في الأجزاء الخارجية من القرص.

العامل الأساسي الذي يحدد ما إذا كان للقزم الأبيض قرص تراكمي هو كتلة القزم الأبيض.

يمكننا أن نلاحظ الأطياف من هذا العصر لتحديد ما كان المزيج البدائي للعناصر في بداية الكون.

يمكننا دراسة العمليات التي حدثت خلال عصر التخليق النووي لتحديد كيفية تكوين معظم العناصر في الكون.

من خلال معرفة مقدار المادة التي تم إنشاؤها خلال عصر التخليق النووي ، يمكننا تحديد ما إذا كان الكون مفتوحًا أم مغلقًا.

تم إنتاج جميع العناصر باستثناء الهيدروجين في عصر التخليق النووي.

سوف يسخن اللب ، مما يتسبب في إشعاع قدر كبير من الطاقة بحيث يتقلص أكثر.

سوف يبرد اللب ويستمر في الانكماش مع زيادة كثافته.

ستسخن اللب ، وستزداد معدلات الاندماج ، وسيتوسع اللب مرة أخرى.

المنطقة في الغلاف الجوي للكوكب التي يحدث فيها الشفق القطبي

منطقة من الفضاء حول كوكب يكون فيه الكوكب
يمكن أن يحبس المجال المغناطيسي الجسيمات المشحونة

طبقة الكوكب التي يتولد فيها مجاله المغناطيسي

سيُظهر التأريخ الإشعاعي عمر نيزكك حتى تاريخ تكوين نظامنا الشمسي.

النيزك الخاص بك هو جزء من جسم من حزام كويبر.

نيزكك انفجر من على سطح المريخ بواسطة اصطدام.

لا ، لأن محور الأرض يغير ببطء الاتجاه الذي يشير إليه.

لا ، لأن درب التبانة حجبها لفترة طويلة.

نعم ، لأن النجوم لا تتغير.

أول نموذج علمي يتنبأ بنجاح بخسوف الشمس وخسوف القمر

نموذج متمركز حول الأرض لحركة الكواكب نشره بطليموس

نموذج محوره الشمس لحركة الكواكب نشره بطليموس

كميات متساوية تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم والليثيوم والبريليوم والبورون

الهيدروجين والهيليوم وكميات ضئيلة من الليثيوم والبريليوم والبورون

بشكل أساسي جميع العناصر الكيميائية ، باستثناء تلك
أثقل من اليورانيوم

كقرص مسطح مع انتفاخ مركزي وأذرع لولبية

لملء السماء بنجوم متباعدة على نطاق واسع

تتولد الحرارة عندما تنقبض الجاذبية لأن الجاذبية هي قوة قانون تربيع معكوس.

عندما يتقلص حجم النجم ، تتحول طاقة وضع الجاذبية إلى طاقة حرارية.

ينطوي الانكماش الثقالي على توليد الحرارة عن طريق التفاعلات الكيميائية ، مثل حرق الفحم.

مراقبة النجوم من أجل التعتيم الطفيف الذي قد يحدث عندما تمر الكواكب غير المرئية أمامها

تحديد الخطوط الطيفية التي تبدو مثل ما نتوقع رؤيته من كوكب بدلاً من نجم

مراقبة نجم بعناية كافية لملاحظة أنه يواجه جرًا ثقاليًا ناتجًا عن كوكب غير مرئي

يمكن أن ينشأ ضغط الانحلال فقط من التفاعلات بين الإلكترونات.

يمكن أن يستمر ضغط الانحلال في دعم الجسم ضد الانهيار الجاذبي حتى لو أصبح الجسم شديد البرودة.

ينشأ ضغط الانحلال من تأثير ميكانيكي كمي لا نلاحظه في حياتنا اليومية.

لأن الفضاء العميق أزرق اللون

لأن الجزيئات تشتت الضوء الأزرق بشكل أكثر فعالية من الضوء الأحمر

لأن الشمس تنبعث منها في الغالب ضوء أزرق

لأن الجزيئات تشتت الضوء الأحمر بشكل أكثر فعالية من الضوء الأزرق

لأننا نقع بالقرب من مكان حدوث الانفجار العظيم

لأن المراقبين في جميع المجرات يرون ظاهرة مشابهة بسبب تمدد الكون

الكويكبات مصنوعة من مادة جليدية. تتكون المذنبات من مادة صخرية.

تتكون الكويكبات والمذنبات من مادة صخرية وجليدية ، لكن الكويكبات أكبر حجمًا من المذنبات.

الكويكبات مصنوعة من مادة صخرية. المذنبات مصنوعة من مادة جليدية.

بقياس الوقت بين القمم في منحنى سرعة النجم

بقياس الوقت بين مرات العبور المتكررة

عن طريق توقيت دورة التغيرات الصغيرة في موقع النجوم في السماء

كتلة النجم وكتلة المجرة

كتلة النجم وعمره

كتلة المجرة داخل مدارها وحجم مدارها

تحتوي الكائنات الموجودة في سحابة أورت على نسب كبيرة من الجليد.

الأجسام الموجودة في حزام كويبر مصنوعة في الغالب من الصخور والمعدن.

تدور الأجسام الموجودة في حزام الكويكبات وحزام كايبر حول الشمس في نفس مستوى الكواكب تقريبًا ، ولكن الأجسام الموجودة في
سحابة أورت لا تفعل ذلك.

(1) الحرارة من الحمل الحراري (2) الحرارة من الإشعاع الحراري

(1) الحرارة المترسبة عن طريق عملية التكوين (2) الحرارة المنبعثة من الاضمحلال الإشعاعي

تم إطلاقه من خلال الحياة من خلال عملية التمثيل الضوئي.

تم تفريغه من البراكين.

تم التقاطه من السديم الشمسي.

تتزايد المسافات المتوسطة بين المجرات مع مرور الوقت.

لا يُقصد من العبارة أن تكون حرفية ، بل تعني أن معرفتنا بالكون تتزايد.

كل شيء في الكون ينمو تدريجياً في الحجم.

أسفل وإلى يمين الجزء السفلي من التسلسل الرئيسي

أعلى وإلى يسار الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي

في الزاوية اليسرى السفلية من مخطط HR

تنتشر الحياة باستمرار من نجم إلى نجم في مجرة ​​درب التبانة.

تتشكل مجرات جديدة باستمرار من الغاز المنبعث من جيل سابق من المجرات.

في تكوين النجم ، لا يتم إهدار أي مادة لأن كل المواد الزائدة تنتهي بإعادة تدويرها في الكواكب.

يتم إعادة تدوير النجوم القريبة من مركز درب التبانة باستمرار إلى أطراف القرص من خلال حركتها المدارية.

عملية تحويل المادة إلى طاقة نقية

عملية تقسيم النوى لإنتاج الطاقة

عملية الجمع بين نوى خفيفة الوزن لتكوين نوى أثقل

انفجار ناتج عن تجميع مادتين كيميائيتين متطايرتين

تتكون الشمس من مادة تعمل كسائل يعمل على الأرض

تتكون الشمس من غاز فيه العديد من الذرات أو معظمها
مؤينة (إلكترونات مفقودة)

الشمس هي تقريبا نفس لون الدم

مركبة مدارية تدور حول زحل ومسبار نزل إلى سطح تيتان

مركبة مدارية تدور حول زحل ومسبار نزل إلى الغلاف الجوي لكوكب زحل

مركبة فضائية تدور حول زحل وعينة من مهمة العودة التي هبطت على تيتان ، وأخذت عينة سطحية ، وستعيدها إلى الأرض

تم تحويل العديد من الصخور بفعل الحرارة والضغط المرتفعين ، مما أدى إلى تدمير أي أحافير كانت تحتوي عليها.

تعد الصخور القديمة أكثر ندرة من الصخور الأصغر بسبب العمليات الجيولوجية مثل الاندساس.

كانت جميع أشكال الحياة في ذلك الوقت تقريبًا مجهرية ، مما جعل التعرف عليها أكثر صعوبة.

طاقة الوضع الكيميائي.

طاقة الوضع الكهربائي.

طاقة الجاذبية الكامنة.

فقدان الغاز الجوي إلى الفضاء الخارجي

اسم آخر للانفجار البركاني

إطلاق غازات محصورة في باطن الكواكب عن طريق البراكين

لن يتم التعرف على معظم الأبراج بعد مئات السنين من الآن.

يمكن رؤية بعض الأبراج في كل من الشتاء والصيف.

لا يوجد سوى 88 كوكبة رسمية.

يمكن رؤية بعض الأبراج من نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي.

من المحتمل أن يكون لدى أقمار المشتري حرارة داخلية أكثر بكثير ناتجة عن الاضمحلال الإشعاعي مقارنة بالقمر أو عطارد.

أقمار المشتري أكبر بكثير من القمر وعطارد ، وبالتالي احتفظت بقدر أكبر من الحرارة الداخلية.

بسبب مسافاتها الكبيرة عن الشمس ، تتلقى أقمار جوفيان حرارة أقل بكثير من الشمس.

الكوكب المحيط بالنجم 2 أكبر كتلة من الكوكب المحيط بالنجم 1.

الكوكب المحيط بالنجم 1 له غلاف جوي أكثر سمكًا من الكوكب المحيط بالنجم 2.

الكوكب المحيط بالنجم 1 أكبر كتلة من الكوكب المحيط بالنجم 2.

على الرغم من أن المادة المظلمة لا تصدر ضوءًا مرئيًا ، فقد اكتشفنا انبعاثاتها الراديوية.

السرعات المدارية للنجوم البعيدة عن مركز المجرة عالية بشكل مدهش.

غالبًا ما تحجب البقع الداكنة رؤيتنا للمجرات البعيدة ، والتي يُفترض أنها مصنوعة من مادة مظلمة.

الطاقة الإشعاعية التي يحملها الضوء

المجال الكهربائي الناتج عن الشحنة

طاقة وضع الجاذبية لجسم مثبت فوق الأرض

الطاقة الحركية لجسم متحرك

تم العثور على غيوم تشكل النجوم في كوكبة الجبار

سدمان يقعان في قرص مجرة ​​درب التبانة ولا يمكن رؤيتهما إلا من نصف الكرة الجنوبي

مجرتان صغيرتان تدوران حول مجرة ​​درب التبانة

ليس الكثير على مقاييس الزمن البشرية ، يبدو الوشاح مثل الصخور الصلبة.

تتصاعد الصخور المنصهرة الساخنة إلى أعلى في جميع أنحاء الوشاح وتتساقط الصخور الصلبة والباردة إلى أسفل

تموج سريع ، صعودًا وهبوطًا للمواد الموجودة في الوشاح

تبلغ قوة المجال المغناطيسي لكوكب المشتري ضعف قوة المجال المغناطيسي للأرض.

شدة المجال المغناطيسي لكوكب المشتري هي تقريبًا نفس شدة المجال المغناطيسي للأرض.

تبلغ قوة المجال المغناطيسي لكوكب المشتري حوالي 20000 مرة قوة المجال المغناطيسي للأرض.

يبلغ قطر مجرة ​​درب التبانة حوالي 100000 سنة ضوئية.

إنها حوالي 4 سنوات ضوئية من هنا إلى Alpha Centauri.

سوف تستغرق المركبة الفضائية فوييجر حوالي 20000 سنة للسفر لمدة سنة ضوئية واحدة فقط.

تبلغ مساحة السنة الضوئية حوالي 10 تريليون كيلومتر.

لا المسافة التي يسقطها ولا سرعته في الوقت الذي يبدأ فيه السقوط.

المسافة التي يسقطها وسرعته في الوقت الذي يبدأ فيه السقوط.

الحدث الذي ميز ولادة نظامنا الشمسي

انفجار هائل أدى إلى تفجير كل المجرات في الكون إلى قطع صغيرة

الحدث الذي يمثل بداية التوسع في
الكون

إنها أضخم بكثير من أي من الكواكب الأرضية.

إنها أعلى في متوسط ​​الكثافة من الكواكب الأرضية.

وهي تتكون أساسًا من مركبات الهيدروجين والهيليوم والهيدروجين.

الإشعاع الناتج عن جسم شديد الحرارة

مع طيف يعتمد شكله فقط على
درجة حرارة الجسم المنبعث

إنه إلى حد بعيد ألمع مصدر للضوء المرئي يقع في اتجاه مركز المجرة.

إنه مصدر انبعاث راديو مشرق.

إنه مصدر انبعاث الأشعة السينية الذي لاحظناه مع التلسكوبات في الفضاء.

ذلك الجزء من الكون الذي صورناه حتى الآن من خلال التلسكوبات

الجزء من الكون الذي لا يخفي عن الأنظار ، على سبيل المثال ، كونه تحت الأفق

الجزء من الكون الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة

تمتص غازات الدفيئة الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية من الشمس ، وهذا يمتص الإشعاع ثم يسخن الغلاف الجوي والسطح.

يحدث تأثير الاحتباس الحراري في المقام الأول بسبب الأوزون ، الذي يمتص الأشعة فوق البنفسجية وبالتالي يجعل الغلاف الجوي أكثر سخونة مما يمكن أن يكون عليه في أي حالة أخرى.

تمتص غازات الدفيئة الأشعة تحت الحمراء القادمة من الشمس ، وهذا يمتص ضوء الشمس يسخن الغلاف الجوي السفلي والسطح.

قياس مقدار التشويه الناجم عن عدسة الجاذبية

قياس درجة حرارة غاز الأشعة السينية في الوسط داخل العنقود

قياس السرعات المدارية للمجرات في العنقود

عندما نلاحظ أطوال موجية مختلفة ، مثل الأشعة تحت الحمراء أو الراديو ، فإننا نرى أشياء لا تظهر في عمليات رصد الضوء المرئي.

نرى العديد من الفراغات المظلمة بين النجوم في هالة درب التبانة.

عندما ننظر إلى مركز المجرة ، يمكننا ملاحظة ثقب أسود كبير يتكون من مادة مظلمة.

نلاحظ سحبًا من الهيدروجين الذري بعيدًا عن مركز المجرة يدور حول المجرة بسرعات عالية غير متوقعة ، وسرعات أعلى مما كانت ستحصل عليه لو شعرت فقط بجاذبية الأجسام التي يمكننا رؤيتها.

يمكن تحويل كمية صغيرة من الكتلة إلى كمية كبيرة من الطاقة.

يتطلب الأمر كمية كبيرة من الكتلة لإنتاج كمية صغيرة من الطاقة.

يمكنك تحويل الكتلة إلى طاقة إذا كان بإمكانك تسريع الكتلة إلى سرعة الضوء.

يمكن تحويل الكتلة إلى طاقة ، لكن لا يمكن إعادة الطاقة إلى كتلة.


شبه نجمة

أ شبه نجمة (وتسمى أيضا نجم الثقب الأسود) هو نوع افتراضي من النجوم الضخمة للغاية والمتألقة التي ربما كانت موجودة في وقت مبكر من تاريخ الكون. على عكس النجوم الحديثة ، التي يتم تشغيلها عن طريق الاندماج النووي في نواتها ، فإن طاقة شبه النجم ستأتي من مادة تسقط في الثقب الأسود في قلبه. [1]

سينتج نجم شبه نجم عن انهيار قلب نجم أولي كبير في ثقب أسود ، حيث تكون الطبقات الخارجية للنجم الأولي ضخمة بما يكفي لامتصاص انفجار الطاقة الناتج دون أن تنفجر بعيدًا أو تسقط في الثقب الأسود ، كما يحدث مع المستعرات الأعظمية الحديثة. يجب أن يكون مثل هذا النجم ما لا يقل عن 1000 كتلة شمسية (2.0 × 10 33 كجم). [1] ربما تكونت النجوم شبه المظلمة أيضًا من هالات المادة المظلمة التي تسحب كميات هائلة من الغاز عبر الجاذبية ، والتي يمكن أن تنتج نجومًا فائقة الكتلة بعشرات الآلاف من الكتل الشمسية. [2] [3] يمكن أن يحدث تكوين أشباه النجوم في وقت مبكر من تطور الكون فقط ، قبل أن يتلوث الهيدروجين والهيليوم بعناصر أثقل ، وبالتالي قد يكونان من النجوم الضخمة جدًا من المجموعة الثالثة. مثل هذه النجوم ستقزم VY Canis Majoris و Stephenson 2-18 ، وكلاهما من بين أكبر النجوم الحديثة المعروفة ، من حيث الحجم.

بمجرد أن يتشكل الثقب الأسود في قلب النجم الأولي ، فإنه سيستمر في توليد كمية كبيرة من الطاقة المشعة من انصهار المادة النجمية. هذا الانفجار المستمر للطاقة من شأنه أن يقاوم قوة الجاذبية ، مما يخلق توازنًا مشابهًا لذلك الذي يدعم النجوم الحديثة القائمة على الاندماج. [4] كان لأشباه النجوم عمر قصوى قصير ، ما يقرب من 7 ملايين سنة ، [5] حيث نما الثقب الأسود الأساسي إلى حوالي 1،000-10،000 كتلة شمسية (2 × 10 33 –2 × 10 34 كجم) . [1] [4] تم اقتراح هذه الثقوب السوداء متوسطة الكتلة على أنها أسلاف الثقوب السوداء الحديثة الهائلة.

من المتوقع أن تكون درجات حرارة سطح شبه النجوم أعلى من 10000 كلفن (9700 درجة مئوية). [4] في درجات الحرارة هذه ، وبأقطار تصل إلى حوالي 10 مليارات كيلومتر (66.85 au) ، أو 7187 ضعف قطر الشمس ، سيكون كل واحد منها مضيئًا مثل مجرة ​​صغيرة. [1] عندما يبرد النجم شبه النجمي بمرور الوقت ، يصبح غلافه الخارجي شفافًا ، حتى يبرد أكثر إلى درجة حرارة محدودة تبلغ 4000 كلفن (3730 درجة مئوية). تشير درجة الحرارة المحددة هذه إلى نهاية عمر شبه النجم ، حيث لا يوجد توازن هيدروستاتيكي عند درجة الحرارة المحددة هذه أو أقل منها. ثم يتبدد الجسم بسرعة تاركًا وراءه ثقبًا أسود ذو كتلة متوسطة. [4]


تشكيل [تحرير | تحرير المصدر]

تتشكل الكواكب بشكل مشابه جدًا لكيفية عمل كوكب نموذجي. النظرية المقبولة حاليًا لتكوين الكواكب هي أنه يحدث في قرص الكواكب الأولية للغاز والغبار حول النجوم الفتية. يجب أن تحدث عملية مشابهة جدًا بالقرب من الثقب الأسود ، حيث إنها محاطة بكميات هائلة من الغبار والغاز التي تشبه أقراص الكواكب الأولية حول النجوم الفتية.

يتشكل الكوكب بالقرب من ثقب أسود على مسافة أكبر بكثير من نجم نموذجي ، لأن الثقوب السوداء فائقة الكتلة تكون كبيرة جدًا وكبيرة للغاية. سوف تحتاج بلانيتس إلى تشكيل حوالي 100 تريليون كيلومتر.

سيكون للبلانيت نافذة قصيرة جدًا للتشكل. سوف يحتاج إلى أن يتشكل خلال عمر نوى مجرة ​​نشطة ، والتي يُعتقد أنها تعود إلى حوالي مائة مليون سنة. & # 912 & # 93


التخليق النووي في النجوم الفرعية العملاقة المقاربة: الصلة بإثراء المجرات وتشكيل النظام الشمسي

الملخصنقدم مراجعة للتخليق النووي في نجوم AGB توضح تطور النماذج النظرية وعلاقتها بالملاحظات. نحن نركز على الأكواد الجديدة عالية الدقة ذات التعتيم المحسن ، والتي نجحت مؤخرًا في احتساب التجريف الثالث. هذا يفتح إمكانية فهم سطوع منخفض النجوم C (المخصب في س-العناصر) كنتيجة طبيعية لتطور AGB ، والتي تتميز بإنتاج 12 درجة مئوية ونواة غنية بالنيوترونات في داخل هو وفقدان الكتلة من الرياح النجمية القوية. يتم تحريك التقاطات النيوترونات في نجوم AGB بواسطة تفاعلين: 13 درجة مئوية (α ، ن) 16 O ، والتي توفر الجزء الأكبر من تدفق النيوترونات بكثافة نيوترونية منخفضة (نن ≤ 10 7 ن / سم 3) ، و 22 ني (α ، ن) 25 ميغاغرام ، والتي يتم تنشيطها بشكل خفيف في درجات حرارة أعلى ويؤثر بشكل أساسي على إنتاج س- تعتمد النوى على تشعبات التفاعل. من المعروف الآن أن التفاعل الأول يحدث في مرحلة النبض الإشعاعي ، مباشرة أسفل المنطقة المتجانسة سابقًا بواسطة نعرات ثالثة. يحدث التفاعل الثاني أثناء النبضات الحرارية الحملية. إن ظاهرة التخليق النووي الناتجة معقدة نوعًا ما وتستبعد أي تقريب تحليلي (التوزيع الأسي لمؤثرات النيوترونات). يمثل التخليق النووي في نجوم AGB ، المصمم على نماذج معدنية مختلفة ، العديد من قيود المراقبة ، القادمة من مجموعة واسعة من المصادر: عمالقة حمراء متطورة غنية في س-العناصر ، والنجوم غير المطوّرة في معادن مختلفة ، وحبيبات ما قبل الشمس المستعادة من النيازك ، ووفرة من س-عملية النظائر في النظام الشمسي. على وجه الخصوص ، يتم الحصول على استنساخ جيد للمكون الرئيسي للنظام الشمسي نتيجة للتطور الكيميائي للمجرة الذي يمزج مخرجات نجوم AGB من أجيال نجمية مختلفة ، ولدت مع فلزات مختلفة وتنتج أنماطًا مختلفة من سنوى العملية. الطاقة الشمسية الرئيسية سوبالتالي لا يعتبر نمط العملية نتيجة لنموذج أصلي قياسي س- تحدث العملية في كل النجوم. فيما يتعلق بمصدر النيوترون 13 درجة مئوية ، يتطلب تركيبه اختراق كميات صغيرة من البروتونات أسفل الغلاف الحراري ، حيث يتم التقاطها بواسطة الوفرة 12 درجة مئوية مما يشكل 13 درجة مئوية غنية. جيب. لا يمكن نمذجة هذا الاختراق في الرموز التطورية الحالية ، ولكن يتم التعامل معه كمعامل حر. ستكون هناك حاجة لدراسات هيدروديناميكية مستقبلية للخلط المعتمد على الوقت لمهاجمة هذه المشكلة. الدليل على أوجه القصور الأخرى في خوارزميات الخلط الحالية شائع طوال تطور النجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة ، كما يتضح من عدم كفاية النماذج النجمية في إعادة إنتاج ملاحظات نظائر CNO في العمالقة الحمراء وفي حبيبات الغبار المحيطية. تتطلب هذه الملاحظات بعض دوران المادة بين قاع المغلفات الحملية والمناطق القريبة من غلاف الاحتراق H (معالجة القاع البارد). تتم أيضًا مناقشة نجوم AGB في ضوء مساهمتها المحتملة في جرد الأنشطة الإشعاعية قصيرة العمر التي تم العثور عليها على قيد الحياة في النظام الشمسي المبكر. نظهر أن تلوث السديم الشمسي بواسطة نجم قريب من AGB قد يفسر وفرة متطابقة من 26 Al و 41 Ca و 60 Fe و 107 Pd. يجب أن يكون نجم AGB قد خضع لتعرض نيوتروني صغير جدًا ، وأن يكون ذا كتلة ابتدائية صغيرة (). يوجد نقص في 26 Al في مثل هذه النماذج ، ومع ذلك يظل ضمن أوجه عدم اليقين الكبيرة لمعدلات التفاعل الحاسمة. تتطلب مشكلة إنتاج 26 Al الصافي مزيدًا من التحقيق.


الثقب الأسود المصغر يفاجئ علماء الفلك: لا ينبغي أن يكون موجودًا.

يُنظر إلى الثقوب السوداء على أنها حواجز كونية قادرة على تدمير الكواكب والنجوم. ومع ذلك، . [+] في كثير من النواحي هم في الأساس مجرد نجوم ثقيلة ومظلمة.

بشكل عام ، الثقوب السوداء هي جثة نجم ميت. لكن لا تصبح كل النجوم ثقوبًا سوداء في نهاية حياتها - على سبيل المثال ، شمسنا المألوفة صغيرة بما يكفي لتجنب هذا المصير. حتى وقت قريب ، كان يُعتقد أن الثقوب السوداء تتكون فقط من النجوم فائقة الكتلة ، وكان أصغر ثقب أسود معروف للعلماء حوالي خمسة أضعاف كتلة الشمس. ومع ذلك ، فقد أعلنت ورقة علمية حديثة اكتشاف ثقب أسود أصغر من ذلك بكثير. سيتطلب هذا من علماء الفلك إعادة التفكير في نماذجهم لتشكيل الثقوب السوداء ، لأن الثقوب السوداء لا ينبغي أن تكون صغيرة جدًا.

إذن ، ما الذي يحدد كتلة الثقب الأسود؟ إنه حجم النجم الذي تشكل منه. تأتي الثقوب السوداء من النجوم الكبار ، ومثل بعض أقاربهم في هوليوود ، يعيش النجوم الكبار بسرعة ويموتون صغارًا. تحترق كتلة عالية من خلال وقودها بسرعة كبيرة ، وتحول الهيدروجين أولاً إلى هيليوم ، وبعد ذلك ، عندما ينفد الهيدروجين ، تسخن وتحرق الهيليوم. أثناء مرحلة احتراق الهيليوم ، ينتفخ قلب النجم ويصبح عملاقًا أحمر ، بنصف قطر كبير بما يكفي ليشمل مدار الأرض.

الاندماج في منتصف النجوم هو ما يمدهم بالقوة. ومع ذلك ، في نهاية المطاف نفد الوقود. (تصوير:. [+] QAI Publishing / Universal Images Group عبر Getty Images)

مجموعة الصور العالمية عبر Getty Images

في نهاية المطاف ، ينفد الهيليوم أيضًا ، وحتى العناصر الأثقل تُستخدم لتشغيل الاندماج النووي للنجم ، بالأكسجين ، ثم السيليكون ، حتى يقوم النجم أخيرًا بتحويل مادته إلى حديد. وعندما يظهر الحديد ، ينفد وقود النجم وينهار على نفسه ، وتسخن مع انهياره ، مما يتسبب في حدوث مستعر أعظم. تنفجر الطبقات الخارجية للنجم في الكون ، تاركة بقايا.

إذا كانت كتلة النجم الأم تزيد عن عشرين ضعف كتلة الشمس ، فسيترك قلبًا ربما يكون خمس كتل شمسية. إذا كان اللب كبيرًا أو أكبر ، فإن الجاذبية قوية جدًا بحيث لا تستطيع المادة مقاومة القوة ، فتسحق وتشكل ثقبًا أسود.

يقول العلماء إنه لا يوجد سوى كوكب آخر في مجرتنا يمكن أن يكون شبيهًا بالأرض

يقول العلماء إن 29 من الحضارات الغريبة الذكية ربما تكون قد رصدتنا بالفعل

Super Solstice Strawberry Moon: شاهد أكبر وألمع وأفضل طلوع قمر في الصيف هذا الأسبوع

بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الأولية من أربعة إلى ثمانية أضعاف كتلة الشمس ، فإن العملية متشابهة ، لكن اللب المتبقي أصغر بكثير - ربما ضعف كتلة الشمس. في ظل هذه الظروف ، تكون الجاذبية التي تحكم اللب أصغر وليست قوية بما يكفي لتكوين ثقب أسود. ما يتبقى هو ما يسمى بالنجم النيوتروني ، والذي يحدث عندما يتم تجميع مادة اللب معًا بإحكام بحيث تتحد البروتونات والإلكترونات لتكوين النيوترونات ، ولا يوجد فراغ بين النيوترونات والنيوترونات المجاورة.

بالنسبة للنجوم الأصغر مثل شمسنا ، تكون العملية أقل دراماتيكية ، والنتيجة هي قزم أبيض ، وهو في الأساس نجم صغير محترق ، وهو جمرة تتوهج لعدة دهور.

الفجوة بين أثقل النجوم النيوترونية وأصغر الثقوب السوداء هي التي تثير اهتمام علماء الفلك. قبل هذا الاكتشاف ، كانت كتلة أثقل النجوم النيوترونية المعروفة حوالي ضعف كتلة الشمس. وأصغر ثقب أسود تم قياسه تبلغ كتلته حوالي خمسة أو ستة أضعاف كتلة الشمس. تسمى مساحة الكتلة التي تبلغ 2 - 5 أضعاف كتلة الشمس بفجوة الكتلة.

مرصد Apache Point ومرفق Sloan Digital Sky Survey.

قرر الدكتور تود طومسون ، أستاذ علم الفلك في جامعة ولاية أوهايو والمؤلف الرئيسي للدراسة الأخيرة ، البحث عن النجوم المحترقة ذات الكتل في نطاق فجوة الكتلة. قام هو وعلماء آخرون بتمشيط البيانات المأخوذة باستخدام تجربة تطور المجرة في مرصد نقطة أباتشي ، أو APOGEE ، التي تدرس أطياف حوالي 100000 نجم في مجرة ​​درب التبانة.

يقول مبدأ فيزيائي يسمى تأثير دوبلر أن لون النجم (في الواقع أي جسم) سيتغير قليلاً اعتمادًا على حركة النجم. إذا كان يتحرك نحو التلسكوب ، فسيظهر أكثر زرقة قليلاً ، وإذا كان يتحرك بعيدًا عن التلسكوب ، فسيظهر أكثر احمرارًا.

إذا كان هناك نجمان بالقرب من بعضهما البعض ، فسوف يدوران حول نقطة مركزية. وفي مدارهم ، سيتحركون بدلاً من ذلك باتجاه الأرض وبعيدًا عنها ، مما يؤدي إلى تغيرات طفيفة في اللون. إذا كان أحد النجمين عبارة عن ثقب أسود ، فإن ما سيرى علماء الفلك هو نجم واحد ذو لون متغير إيقاعيًا.

بعد غربلة بياناتهم ، وجد الفريق نجمًا عملاقًا أحمر محبوسًا في مداره مع رفيق غير مرئي. كانت كتلة العملاق الأحمر بين 2.2 - 4.2 مرة من كتلة الشمس ، والرفيق غير المرئي له كتلة في حدود 2.6 - 6.1 مرة من كتلة الشمس ، مع كتلة على الأرجح تبلغ 3.3 كتلة شمسية.

الكتلة الأكثر احتمالا لهذا الجسم غير المرئي تقع في منتصف فجوة الكتلة ، على الرغم من أن عدم اليقين في القياس يمتد تقريبًا إلى النطاق من أثقل نجم نيوتروني وأخف ثقب أسود.

من الطبيعي أن يهتم علماء الفلك كثيرًا بهذا الجسم الثقيل الغامض. إذا أدت القياسات الأكثر دقة إلى كتلة تقترب من 3.3 كتلة شمسية ، فسيتعين على علماء الفلك إعادة التفكير في نماذجهم لتشكيل الثقب الأسود. وإذا وجدت القياسات اللاحقة أن كتلة الجسم غير المرئي تقع عند حواف النطاق المذكور في هذا القياس ، فسيظل مثالاً على نجم نيوتروني ثقيل جدًا أو ثقب أسود خفيف جدًا ، مهما كان ... إلى حد بعيد ... المزيد من المحتمل أن يكون ثقبًا أسودًا صغيرًا. بغض النظر عن نتيجة متابعة القياسات ، سيكون هذا الاكتشاف مثيرًا للاهتمام لعلماء الفلك.

While scientists know a great deal about the universe and the life and death of stars, there are always surprises. That is, after all, why we do research. More studies like this one will teach us more about the life cycle of massive stars.


Does nucleosynthesis happen near a black hole or during its formation? - الفلك

How did the first astronomer discover the first black hole? Who had discovered it and when was it found? Please explain how the first black hole was discovered.

No single astronomer has the credit for discovering a black hole. Before I explain how astronomers found evidence for the existence of black holes, let me give you some of the necessary physics background.

1. Any body which is above absolute zero (-273 Celsius) radiates thermal energy, and the peak wavelength of emission depends on the temperature of the object. For example, the sun's surface is about 6000 Kelvin so that its peak emission is in green light. If an object's temperature is about a million degrees, then its peak emission will be in X-rays.

2. Normally stars are prevented from collapsing from gravity due to thermal gas pressure and radiation pressure. However, if the thermal energy source (nuclear fusion reactions) stop, then the star will collapse. It turns out that there are forces other than gas pressure which counteract gravity when the star becomes more compact (for instance the neutron star is only 10 km across!). But the astrophysicist Chandrasekar proved that there is a maximum mass beyond which nothing can beat gravity. So, if we detect a compact object in space which is more than this critical mass, then we can be confident that it is a black hole.

Now to return to the question of finding black holes: How can one detect a black hole if nothing can escape from it? Consider a binary system of stars where one of the stars is a black hole and the other a normal star. If the normal star's envelope gets close enough to the black hole, then the fierce gravity of the black hole can rip out gas from the normal star which is then swallowed by the black hole.

However, due to the conservation of angular momentum, the gas cannot plunge straight into the black hole, but must orbit it for some time before it gets sucked. Thus, a disc like structure is formed around the black hole from which gas is pulled slowly into the black hole. When the gas orbits the black hole in the disc, its temperature is raised to several millions of degrees which emits radiation in the X-ray part of the spectrum (by the first note that I explained above). Thus, when we detect X-ray sources in the sky, then we know that there is gas which has been heated to several million degrees, and one of the mechanisms to achieve that is the accretion disc around the black hole.

If the system giving out X-rays turns out to be a binary star, then a case can be made that one of the stars is a compact object (a neutron star or a black hole). Binary stars are very useful to astronomers because it allows us to measure the mass of the stars in the system (by Kepler's laws). If the mass of the compact object turns out to be more than the critical mass mentioned above, then one can be sure that it is a black hole. So that is how black holes are discovered.

Now about actual discovery: In the early 1970s, an intense X-ray source was found in the constellation Cygnus called Cygnus X-1. As the years passed, in the spring of 1972, Cygnus X-1 was identified with a star known by its classification number HDE226868 (which is a radio source). Soon evidence was found that it is a binary star system with a period of about 5.6 days.

By the special theory of relativity, no information can travel faster than the speed of light. Hence, a celestial object cannot change its luminosity on a time scale shorter than the time taken for the light to reach from one side of it to the other. Analysis of Cygnus X-1 showed that its emission had luminosity variations on time scales as short as thousandths of a second, suggesting that the object was only a few kilometers wide. Thus evidence was found that one of the stars was a compact object. Finally, astronomers used the binary star system to determine the mass of the compact object and found that it was greater than the critical mass, so that it was most likely a black hole. That is about the discovery of the first black hole in our universe.

Since then, astronomers have detected several black holes in space using several techniques. While one class of black holes have "small" masses (greater than 5 times the mass of the sun), there are others which have gigantic masses (more than a million times the mass of the sun), called supermassive black holes. These black holes are found in the centers of several galaxy, with our own Milky Way harbouring a two million mass black hole in the center.

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

عن المؤلف

جاغاديب دي بانديان

Jagadheep بنى مستقبلًا جديدًا لتلسكوب Arecibo الراديوي يعمل بين 6 و 8 جيجا هرتز. يدرس 6.7 جيجا هرتز مايزرات الميثانول في مجرتنا. تحدث هذه الموجات في المواقع التي تولد فيها النجوم الضخمة. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل في يناير 2007 وكان زميلًا لما بعد الدكتوراه في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي في ألمانيا. بعد ذلك ، عمل في معهد علم الفلك بجامعة هاواي كزميل لما بعد الدكتوراة في ما بعد المليمتر. جاغاديب هو حاليا في المعهد الهندي لعلوم وتكنولوجيا الفضاء.


Era of computer models

The papers of Hoyle (1946) and Hoyle (1954) and of B2FH (1957) were written by those scientists before the advent of the age of computers. They relied on hand calculations, deep thought, physical intuition, and familiarity with details of nuclear physics. Brilliant as these founding papers were, a cultural disconnect soon emerged with a younger generation of scientists who began to construct computer programs ⎛] that would eventually yield numerical answers for the advanced evolution of stars ⎜] and the nucleosynthesis within them. ⎝] ⎞]


الحلقة 107: Nucleosynthesis: Elements from Stars

Look around you. Breathe in some air. Everything you can see and feel was formed in a star. Today we’ll examine that long journey that matter has gone through, forged and re-forged in the hearts of stars. In fact, the device you’re using to listen to this podcast has some elements formed in a supernova explosion.

وتظهر الملاحظات

    — Cosmicopia –from General Chemistry Online — from Cornell University — from Wiki — from Los Alamos National Lab — Wiki — Wiki –Wiki — from University of Illinois — Universe Today — Universe Today — Sloan Digital Sky Survey — Physics World — Scientific American — from Internet Encylopedia of Science — Wiki — Imagine the Universe – Cornell U – from APOD

Transcript: The Strong and Weak Nuclear Forces

Today we’ll examine the long journey that Matter has gone through, forged and re-forged in the hearts of Stars. In fact, the device you’re using to listen to this pod cast has some elements formed in a Super Nova explosion.

Just think about that. I’m sitting here sorta spinning my wedding ring around and thinking it came out of a Super Nova.

Okay Pamela, today we’re going to talk about how all of the Matter in the Universe came in one form or another, either from the Big Bang or from Stars or from Super Nova. I guess at the end it’s all sort of the same environment.

I think before we can do that I think it’s important for us to go into what are the Elements and why are they different? How do you know what’s different from one Element to another? What differentiates them?
باميلا: It all comes down to Proton and Neutron number at the end of the day. The number of Protons tells you what type of Element it is. So, you have Hydrogen with one Proton Helium with two Protons and you build your way up through the Periodic Table adding more and more Protons.

But the thing is there’s also this thing called a Neutron. Some Atoms in order to be stable have to have both Protons and Neutrons in the core. You end up with things like Helium-4 which is a Helium Atom which is number 2 on the Periodic Table. That 4 means that it has four bits, two Protons and two Neutrons sitting in its Nucleus. Helium-4 is like one of the most stable things that you get.

Then we build our way up through the Periodic Table creating heavier and heavier things through different types of processes. In some cases we just add a Proton and it grows. In other cases we add a bunch of Neutrons and these Neutrons decide to flip what they are between Protons decaying through a process called the Reverse Beta Decay.

This is where the Weak Force gets involved and switches the identity of a Neutron into a Proton while emitting bits of other stuff like an Electron and the anti-Electron Neutrino.
فريزر: Then what is the definition of an Element? It’s the Protons?
باميلا: It’s strictly based off the Protons.
فريزر: Okay so one Proton is Hydrogen. Two Protons is Helium. Three Protons is Lithium, etc. So, that’s where you go up with the numbers. Whenever you see Gold or Lead, the first number is the number of Protons and if you add another Proton, you have a new Element, right?
باميلا: That’s exactly what’s going on.
فريزر: But then the Neutron, that’s where you get that number. Like you say if it’s Carbon-14 you’ve heard about Carbon-14 Dating, that’s where the total number of Protons and Neutrons add up to 14.
باميلا: And in the case of Carbon you start off with 6 Protons and then to get up to that 14, you add 8 Neutrons to it.
فريزر: Then those Neutrons can decay you could have six Protons and seven Neutrons and you’d still have Carbon but it just would be different in the number of total little balls at the middle.
باميلا: Yeah, that’s right. So, when we talk about Atoms we often use the Periodic Table to figure out how many Protons there are, but in our shortcut language we’ll say things like Lithium-7 where Lithium has 3 Protons in it and Lithium-7 has 3 Protons and an additional 4 Neutrons.
فريزر: Then all of the things we’re going to be talking about today are the process of adding more Protons or Neutrons, right? The point being is changing one Element to a different Element through adding Protons.

So taking 2 Elements, mashing them together and you get something that is heavier that has more Protons. It has new characteristics. So, then the most common Element in the entire Universe is Hydrogen.
باميلا: And that’s really nothing more than like a Proton by itself that decided to get a friend for an Electron.
فريزر: Okay and where did that all come from?
باميلا: It came from Energy. [Laughter] When the Universe first formed we were all Energy. As the Universe cooled and got less dense, eventually that Energy was able to solidify out into Protons.
فريزر: This is almost like the discussion we had about the Large Hadron Collider. The whole Universe, the Big Bang was like a great big Particle Accelerator that turned (to borrow one of your words Pamela) ginormous amount of Energy into Matter.
باميلا: The Big Bang was sorta the biggest Energy-creating moment of all time and it ended up leading to all the Matter we know. Originally, all that Matter was just pure Protons and pure Electrons that were happily bouncing off of one another and interacting wildly.
فريزر: Would that have been Hydrogen at that point or just Protons?
باميلا: There you’re starting to get down to sticky names. A fully ionized Hydrogen Atom is a Proton. There is Ionized Hydrogen, Proton – same thing.
فريزر: So it is Protons without Electrons. So it’s Hydrogen without Electrons.
باميلا: Pure raw Protons running around the Universe.
فريزر: So, then what happened?
باميلا: As the Universe cooled about 100 seconds after the Big Bang, we got to the point that the density and the temperature of the Universe kind of resembled the inside of the Sun. In fact it pretty much exactly resembled the inside of the Sun and we’re able to get these Protons colliding together and in some cases sticking becoming what we call Deuterium.

One of the Protons would decay into a Neutron and we’d end up with a Proton and a Neutron crammed together and side-by-side with that there’d be a Positron flung off and a Gamma Ray flung off.

The nice thing about Deuterium is when it collides with another Hydrogen you start to get Helium. So you’re starting to build heavier Elements through this process.
فريزر: This is exactly the same process that happens inside Stars. For a few brief moments, the entire Universe was just like one great big Star.
باميلا: In that one great big Star, we’re able to build up from Hydrogen to Helium and we even got bits of Lithium and Beryllium. One of the really cool things about Big Bang Nucleosynthesis is because when it suddenly shut off we were left with residual Elements that don’t normally end up by themselves in Stars because the process keeps going to completion.

Normally you end up with Hydrogen going to Deuterium, going to different species of Helium and eventually building itself up into Beryllium and then to Lithium. That Lithium generally quickly collides with the Hydrogen and goes into two different Helium-4 Atoms.

Because of the way the process was shut off in the Big Bang, we end up with Helium-7 left that didn’t have a chance to end up combining to form 2 Alpha Particles. Alpha Particles is a fancy way of saying Helium-4.
فريزر: How long did this process last?
باميلا: Just 200 seconds, that’s the really cool thing. All the Lithium-7 in the Universe pretty much was created in 200 seconds.
فريزر: حق. And even the ratio – what was the final ration? I think it was like 25 percent of the Universe is now Helium?
باميلا: Pretty much all the rest is Hydrogen. There are just trace amounts of Lithium and Beryllium left behind.
فريزر: Right, but that all got changed in just 200 seconds.
باميلا: If it wasn’t for those 200 seconds who knows what would have happened.
فريزر: Okay so then we’ve got a Universe of expanding Hydrogen and Helium and other Trace Elements. Gravity takes over, starts to pull that material together and starts to form the first Stars. They were just like balls of Hydrogen, right?
باميلا: Right and because they were basically balls of Hydrogen with admittedly 20 something percent Helium, they underwent different characteristics than our current Stars. They were able to become huge. We think that some of these Stars were able to get as big as 250 Solar Masses. One Star 250 times the size of the Sun. In these Stars they had what we call Proton-Proton reactions.

This is pretty much the exact same set of reactions that were going on during the Big Bang Nucleosynthesis. Eventually, they start to be able to build heavier things. Eventually they are able to start building Carbon, building Nitrogen. There are Super Novas – we ended up with heavier Elements over time. But that first generation of Stars, because there was no Carbon around to start the Carbon-Nitrogen-Oxygen cycle which is the next cycle that you get to when you’re done making Hydrogen and Helium, were able to build these giant Stars.

They burned quickly and they died quickly and seeded the Universe quickly with heavier Elements. Once we had those heavier Elements the size Stars that we were able to build changed. Different types of Nuclear reactions were able to kick in at high temperatures.

There is this process called the Carbon-Nitrogen-Oxygen Cycle that once you seed it with Carbon Atoms it’s going to halfway chew away and it does this at the type of temperatures you get with bigger Stars.

A lot of times you’ll learn in Astronomy 101 class that all the Stars on the main sequence – Stars that are on a strip through a diagram of brightness and temperature that our Sun sits happily in the middle of, Stars that sit on the main sequence are all burning Hydrogen in their cores.

That’s actually not true. If you get yourself a big enough Star, it will actually start undergoing Carbon-Nitrogen-Oxygen burning in its core as well.
فريزر: So, what’s going on? I think we understand with the Hydrogen burning you’ve got essentially a ball of free Protons there. Every now and then a Proton is being squished together with an Electron to create a Neutron. And then the Neutrons and the Protons are being pushed together and eventually you end up with Helium Atoms. I think it takes 4 Protons?
باميلا: You start with the Proton-Proton chain. This is what we have happily going on in our Sun. In this case you take two Hydrogen Atoms, squish them together and you get what is called the Deuterium. This is where you have one of the Protons decides it wants to be a Neutron and you give off a Positron and a Neutrino.

Then the next stage of this is to take that Deuterium and you smash it into another Proton and you get Helium-3 – a Helium Atom that has 2 Protons and a Neutron and you give off some Gamma Ray light.

Then you take 2 of those Helium (you have to let that process go a little bit until you get the 2 Helium), and you smash them together and you get a Helium-4 and 2 Protons go flying off. Well the problem is, once you have this Helium-4, it really doesn’t want to combine with anything.

This was mathematically a serious problem trying to figure out how is it that the Sun keeps going. How is it that other Stars keep going? How do you burn this Helium-4?

Luckily, the there is something that we call a Resonance that we’re not going to go into a lot of detail on where basically just the right energies and densities to cause Helium-4 to start turning into Beryllium and that Beryllium to start matching up with another Helium-4 to get a Carbon.

There is an energy resonance that allows this reaction to happen at about ten to the 8 Kelvin and it’s perfect. It works and we call it the Triple Alpha Process and once you get that Carbon, then you can start, well Carbon mashed into a Proton that gets you Nitrogen.

Nitrogen will then decay back into Carbon but a different type of Carbon. So we’re building things, feeding it through the cycle and we’re starting to get Carbon-Nitrogen-Oxygen building up in the cores of Stars.
فريزر: Okay so that’s the whole point. You’ve got your Hydrogen going to Helium and then the output of that is then turning into the Carbon-Nitrogen-Oxygen cycle and so you’re boiling down Hydrogen – fluffy Hydrogen into a much more compact oxygen, right?
باميلا: And the Stars actually go through fundamental changes as they go from one type of cycle to another. You take a Star like the Sun and initially it will just burn through all the Hydrogen-producing Helium. Helium is not hot and dense enough in the core of a Star when it is in the Hydrogen burning phase to get to that C-N-F cycle.

Then you go through flashes and you end up with burning the Helium. It’s a series of events where the Star collapses, changes core temperature, expands back out and you have the Star evolving in radius, evolving in core temperature, evolving in what type of burning is going on.

As it burns hotter in the core it burns heavier Elements in the core. It ends up actually creating shells of burning around that hot core as well so you end up with onionskin layers of Nuclear Synthesis.

In one part of the Star you’re perhaps creating Silicon while in another you’re still burning Hydrogen into Helium. You’re just doing it at a higher level of the Star.
فريزر: What would be happening inside our Star?
باميلا: A Star like our Sun – we’re boring. We’re eventually going to produce Carbon but we’re never going to get to burn the Carbon into something more exciting.

You end up needing to have a Star that is about 1.4 times bigger than our Sun. We’re not there. But as you grow the Star you’re able to grow the size Element you’re able to build.
فريزر: That’s interesting. So if we had a Star that was 1.4 times bigger than the Sun then it would take the Carbon and turn that into something heavy, Nitrogen, right?
باميلا: Well, we’d start ending up getting resultants of Oxygen and Sodium and Magnesium. So the Carbon burning will start to get us to even more interesting Heavy Elements.
فريزر: How far does this process go?
باميلا: As you get up eventually to a five Solar Masses Star, that’s when you start to be able to burn Neon. Out of that you get more Oxygen and more Magnesium.

With bigger Stars yet at ten Solar Masses you start to get Oxygen burning. At twenty Solar Masses you start to get Silicon burning. Eventually though you get to the point that through the Silicon-burning process you’re creating Iron through the nuclear burning.
فريزر: So your output is, like the end of a factory line, Iron is coming out.
باميلا: The problem that we run into is that with Atoms that are lighter weight than Iron. When you fuse them together they release Energy. They are happy to give off Energy through this process.

For instance during the Hydrogen-Hydrogen, you end up giving off 1.44 mega-Electron volts of Energy. So as we produce Helium-4 we’re giving off more than 20 mega-Electron volts through that entire process. We’re releasing Energy through all these different burning processes.

Once you get to Iron in the core, you can’t combine two Iron Atoms. In fact you can’t combine Iron and anything and have it release Energy. You have to add Energy into it to get that sort of process to take place.
فريزر: Right and I remember the whole Star is being held up against all that Gravity by the Energy that is coming out of this fusion reaction – the light pressure. So you’ve now instead of having excess Energy keeping the Star out, you’ve run out of Energy.
باميلا: In this case there’s nothing supporting the outer atmosphere of the Star anymore. So the entire system collapses. As it collapses you end up with things colliding violently. You have that Energy getting injected and you’re able to get all sorts of massive reactions going on. This is in fact a Super Nova.

We have Gamma Rays flying out radically. We have Neutrons flying out radically. It’s this wash of Neutrons flying through the collapsing atmosphere of the Star that causes what we call the Rapid Process (R-Process).

Take a happy little Atom and bombard it with Neutrons and it is going to grow. If you bombard it with Neutrons fast enough, those Neutrons can’t decay into Protons at a reasonable rate to keep it at a lower Atomic Number.

In fact you’re able to build these crazy large Neutron-rich things that will eventually decay into nice stable Atoms. It’s out of this R-Process that you get Gold, Silver and a lot of the Heavy Metals that we deal with day-to-day.
فريزر: How long does that process take? I know that we’re talking way back when with the Sun that it takes hundreds of thousands of years for the light to get from the core of the Sun to the outside the Sun.

It sounds like this whole process, once you get like a train wreck on the one [Laughter] end of the process, it must take time for it to ripple through the system, right?
باميلا: Super Nova can have core collapse that takes place in the time scale of milliseconds. It’s going to take time after that for all the radioactive particles that have been created to decay away.

This is part of what causes the slow decay of the light curve. It is part of the time scale of how long different Super Novas stay at different brightnesses depends on the ratios of the different Elements that occur and how they’re slowly decaying away.

But Super Nova themselves, it’s milliseconds with this radical environment of Neutrinos and Neutrons and Gamma Rays all passing out through these collapsing layers of the Atmosphere and creating a shock-wave and pushing things outward. It’s an amazing process that people are struggling to try and do good three-dimensional models of to understand everything that’s going on.
فريزر: But it’s just amazing to think about that, right? I mean you’ve got a Star – I guess with a Super Nova Star they don’t last very long. Let’s say you’ve got a Star that has lasted for millions of years happily burning, upgrading the stuff that it’s burning you know going up through the Table of Elements and then it hits this wall of Iron.

It’s just like a brick wall. Like a car hitting a brick wall. [Laughter] Milliseconds later, the Star is gone from its previous form. Black Hole forms – you get the explosion and all these new Elements. It blows the mind.
باميلا: There is one other way to get some of the Heavy Elements. This is the way like nobody talks about. I love some of the things that we just propagate basically a Mythology of false information.

There’s this thing called the S-Process where there are Neutrons getting produced in the cores of Stars all the time. In old Massive Stars, you’re producing enough Neutrons in the center of the Star that as Neutrons pass out through the Atmosphere, they’re able to bombard Atoms hanging out in the Atmosphere and get captured.

Then they undergo what’s called Inverse Beta Decay where that Neutron converts itself into a Proton and Positron and a Neutrino. In the process you’re able to build heavier and heavier Elements in the Atmosphere of the Star. So there is one other way to get at some of the Elements. This is for instance one of the ways we get at Strontium.
فريزر: Are you sure that’s it? I mean that’s it for Stars but what about Black Holes?
باميلا: Well, not just Black Holes but also White Dwarfs and Neutron Stars – anywhere you have an Accretion Disk you can end up building up again another situation with the densities and the temperatures are sufficiently high that you can end up with Nuclear Reactions.

When you see a Nova, not a Super Nova but a Nova, one of these situations where you have an exploding Accretion Disk, that’s runaway Nuclear Reactions. So there are all sorts of random little extra places that we can start to get heavier Elements emerging.
فريزر: Right, so you’ve got material piling up around a Super Massive Black Hole and for just a moment there, the region has the right density and the right temperatures to act like a Star.


باميلا: And with Super Massive Black Holes their Accretion Disks can actually maintain some of this material for fairly long periods of time. It’s the White Dwarfs that you end up with these short outbursts, these recurring Nova events where essentially the White Dwarf is sitting there, gravitationally sucking Matter off of a nearby companion. This only happens with binary systems.

As it sucks the Matter off, the Matter builds up and builds up until you end up with Explosive Accretion Disks. Once you’ve cleared it out, the process starts over again and then you suck Matter off, build the disks and build the disks… and it goes off again.

So this is again something that has found a model and here it’s complicated because for reasons that we’re still trying to figure out the rate at which White Dwarfs suck Matter off their companion isn’t always constant.

The rate at which the Accretion Disks explode isn’t entirely constant. So there’s lots of neat Physics still waiting to be explored.
فريزر: Okay, so let’s run through a couple of examples before we wrap this up. Just so people can get a sense of the story. Let’s imagine you have a glass of water – where did the water come from, Hydrogen or Oxygen?
باميلا: The Hydrogen probably came from the Big Bang. There’ really nowhere else that you get Protons. Then the Oxygen probably came from a Star bigger than our Sun. You can get Oxygen from a Star the size of our Sun but you’re going to get more of it as you start to get bigger Stars.

You have to wait for these Stars to die. During the last years of the biggest Stars, there’s mixing and they breathe out their Atmosphere’s Planetary Nebula. It’s this breathing out this exhaling of materials that have been mixed that allows you to get at the Oxygen from the heavier Stars.
فريزر: So to make a glass of water you had to go to the Big Bang store to get [Laughter] some Protons. Then also you had to go to an old Massive Star that was sloughing off its outer Atmosphere firing out Oxygen. Then mix those together and you got water.
باميلا: And you could also have gotten the Oxygen from Super Nova. We can’t know exactly where any of them came from.
فريزر: Right, right. Okay what about a tree?
باميلا: [Laughter] a tree is mostly Carbon. So Carbon, again we’re getting this through the exhaling of elderly Stars where they’re breathing out their outer Atmosphere, which has been enriched, with Carbon through different mixing processes. We’re also getting that from Super Novas.
فريزر: And my wedding ring?
باميلا: That’s all Super Nova.
فريزر: Right – only a Super Nova. It had to come from a Super Nova.
باميلا: And that’s kinda cool.
فريزر: It’s really cool. I don’t think my wife would agree but…. [Laughter] That’s the coolest thing ever. Well, I think that covers the show for this week. And now I hope that you’ll look around at all the stuff and even the stuff that you’re made of and you can think back to the famous Carl Sagan quote –we’re all made of Star stuff.

هذا النص ليس مطابقًا تمامًا للملف الصوتي. تم تحريره من أجل الوضوح. Transcription and editing by Cindy Leonard.


شاهد الفيديو: Marcos Eberlin X Marcelo Gleiser. Big Bang X Intelligent Design (شهر اكتوبر 2021).