الفلك

كيف تبدو طبقات البصل المندمجة لنجم ما قبل المستعر الأعظم؟

كيف تبدو طبقات البصل المندمجة لنجم ما قبل المستعر الأعظم؟

أنا متأكد من أننا قد رأينا جميعًا المخططات الخاصة بطبقات مختلفة من اندماج العناصر من الهيدروجين إلى السيليكون في نجم على وشك التحول إلى مستعر أعظم.

(صورة من course.lumenlearning.com)

أظن أن هذه الصور تبالغ بشكل كبير في نصف القطر النسبي الذي تحدث عنده طبقات الانصهار هذه من أجل سهولة القراءة. كيف ستبدو الصورة الأكثر دقة على نطاق واسع لطبقات الانصهار هذه؟

الآن ، أفترض أن الإجابة ستختلف بشكل كبير بناءً على كتلة النجم ، وأظن أنه في بعض الأنظمة الجماعية لن تندمج بعض الطبقات على الإطلاق. يمكنني التفكير في بعض المتغيرات الأخرى التي قد تؤثر على الإجابة أيضًا.

لذا ، في أسلوب CYA ، سأترك الأمر للمجيب لتحديد حالات توضيحية أو مثيرة للاهتمام ، لأنني لا أسعى لإجابة محددة بل شعور عام بمدى اتساع بعض الطبقات مقارنةً بالآخرين.


غالبًا ما تميز نماذج ما قبل المستعر الأعظم انضغاط اللب باستخدام "معامل الانضغاط" المحدد على أنه $$ upsilon = frac {(M / M _ { odot})} {R (M) / 1000 { rm km}} ، $$ أين مليون دولار عادة ما يتم اختياره ليكون 2.5 مليون دولار _ { odot} دولار و $ R (M) $ هو نصف القطر الذي بداخله مليون دولار تم احتواؤه.

نماذج ما قبل المستعر الأعظم بواسطة فارمر وآخرون. (2016) تبين أن المركزي 2.5 مليون دولار _ { odot} دولار من نجم ضخم يتضمن جوهر احتراق الكربون في a 15 مليون دولار _ { odot} دولار (الكتلة الأولية) نجمة ، لكنها احتوت فقط على اللب الحارق للأكسجين في نجم أكثر ضخامة (تم تقديم النماذج حتى 30$ M _ { odot} $. على سبيل المثال ، ستكون إجابتك معتمدة على الكتلة والتركيب (هذه النماذج مخصصة للتكوين الأولي لمعدنية الطاقة الشمسية).

في ال 15 مليون دولار _ { odot} دولار نموذج (مع فقدان الكتلة) ، $ ابسلون سيم 0.08 دولار عند الانهيار الأساسي ، مما يعني أنه كان من الممكن احتواء قلب حرق الكربون في حدود 31000 كيلومتر. ال 30 مليون دولار _ { odot} دولار النموذج أكثر إحكاما $ upsilon = 0.58 دولار أمريكي، مشيرًا إلى أنه كان من الممكن احتواء قلب حرق الأكسجين في حدود 4300 كيلومتر.

عند الانهيار ، قد تكون كتلة اللب الحديدي 1.4-1.8$ M _ { odot} $، سيتم دعمه بضغط تنكس الإلكترون ويجب أن يكون حجمه أصغر قليلاً من قزم أبيض كربوني نموذجي (نصف قطر يبلغ بضعة آلاف من الكيلومترات)

يمكنك مقارنة هذه الأحجام مع حجم النجم العملاق الأحمر بأكمله ، والذي قد يكون نصف قطره قليلًا (مثل منكب الجوزاء).

سيتم العثور على مناطق حرق القذائف إلى أنصاف أقطار أكبر قليلاً مما أعتقد ، لكن هذه الأرقام هي تقدير معقول. بالنظر بالتفصيل إلى النماذج ، لا أعتقد أن المراحل الأخيرة من تطور ما قبل المستعر الأعظم تبدو مثل صورة قشرة البصل الطبقية الصارمة التي نراها عبر الإنترنت.


أعطى روب جيفيس النتائج لما يبدو عليه القلب. ولكن لاكتمال هذا الهيدروجين الصدف المغلف كبير ، كبير جدا. ترتيبها 1000 مرة من نصف قطر الشمس. أو بعبارة أخرى ، إذا حلت محل الشمس ، فسوف تمتد إلى كوكب المشتري.


يبدو أن الجواب هو: في Red Super Giats ، يمكن أن يكون للنجم 300-1000 قطر الشمس وقطرها حيث يحدث التركيب النووي هو قطر الأرض فقط. وهذا من شأنه أن يفسر سبب بقاء 98٪ من الكون مكونًا من الهيدروجين والهيليوم بعد 13.8 مليار سنة

انظر الصورة في الصفحة 42 من عرض الشرائح هذا https://slideplayer.com/slide/13959320/


كيف تبدو طبقات البصل المندمجة لنجم ما قبل المستعر الأعظم؟ - الفلك

حاليًا ، تنص النظرية الأكثر شيوعًا على أن نوى الهيدروجين والهيليوم ، أخف العناصر وأكثرها وفرة في الكون المرئي ، نشأت في اللحظات التي أعقبت الانفجار العظيم. جميع العناصر الأخرى التي تحدث بشكل طبيعي كانت - ولا تزال - تتولد في درجات الحرارة المرتفعة وظروف الضغط الموجودة في النجوم. تتكون العناصر من جزيئات صغيرة تسمى الذرات غير قابلة للتجزئة في ظل الظروف العادية. ومع ذلك ، عند تعرضها للحرارة والضغط المرتفعين ، يمكن للذرات إما أن تتفكك أو تندمج معًا. في ظل هذه الظروف ، يمكن أن تندمج نواة عنصر واحد مع نواة عنصر مختلف ، مما يؤدي إلى تكوين نواة عنصر أثقل. عندما تتشكل عناصر أخف من الحديد ، تكون كتلة النواة الجديدة أقل من الكتلة المجمعة للنواة الأصلية. يتم تحرير الفرق في الكتلة بين الاثنين كطاقة. في النجوم ، يُشار إلى هذا النوع من التفاعل باسم التركيب النووي النجمي ، ولكنه يُعرف أكثر باسم الاندماج النووي. يستخدم الاندماج النووي اليوم على الأرض في المتفجرات النووية التي تسمى القنابل الهيدروجينية. يأمل الكثير من الناس في أن يتم استخدام الاندماج النووي في يوم من الأيام لإنتاج الطاقة السلمية.

النجوم تغذيها تفاعلات الاندماج النووي ، والتي تحدث في عمقها الداخلي أو النوى. تندمج نوى الهيدروجين مكونة نوى الهيليوم. الطاقة الناتجة عن تفاعلات الاندماج هذه تمنع النجم من الانهيار تحت جاذبيته. تحتوي النجوم الناضجة على نوى هيدروجين تكفي لمليارات السنين. عندما يتم إنفاق إمدادات وقود الهيدروجين للنجم ، يبدأ جوهره في الانكماش. يكون الانكماش شديدًا لدرجة أنه يخلق ظروفًا تندمج فيها نوى الهليوم. بهذه الطريقة ، يصبح الهيليوم مصدر الوقود التالي للنجم. ينتج عن اندماج نوى الهليوم نوى الكربون والأكسجين ، وفي هذه العملية يتم إطلاق طاقة كافية للحفاظ على النجم مؤقتًا.

بمجرد نفاد الهيليوم ، تبدأ نوى الكربون والأكسجين والعناصر الأخرى في الاندماج. يتم استنفاد مصادر الوقود الجديدة هذه بمعدلات أسرع وأسرع. نظرًا لأن أثقل عنصر تم إنشاؤه في النجم عن طريق تفاعلات الاندماج النووي هو الحديد ، فإن قلبًا حديديًا كبيرًا يتشكل في النهاية في مركز كل شيء. عند هذه النقطة ، تصبح الجاذبية ساحقة ، وينهار اللب ، ويحدث انفجار ، يتم خلاله طرد الطبقات الخارجية من الغاز والعناصر الثقيلة إلى الفضاء. تحدث مثل هذه الانفجارات ، المسماة بالمستعرات الأعظمية ، مرة كل قرن تقريبًا في مجرتنا. تنتج الطاقة الناتجة عن المستعرات الأعظمية نوى أثقل من الحديد. تُعرف هذه العملية باسم التركيب النووي للمستعر الأعظم.

1. أين يتم إنشاء العناصر؟ كيف تتكون العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم؟

2. ما هي الأدلة التي يستخدمها العلماء لتحديد العناصر التي يتم إطلاقها عند انفجار مستعر أعظم؟

3. كيف تساعد العناصر الموجودة في الغلاف الجوي للمستعر الأعظم العلماء على تحديد أنواع المستعرات الأعظمية؟

تتكون كل المواد من ذرات - عناصر تتكون من جسيمات أصغر مثل البروتونات والنيوترونات والإلكترونات. يحدد عدد البروتونات داخل النواة - المكون المركزي للذرة - نوع العنصر. يمكن أن يكون للعنصر أشكال مختلفة ، تسمى النظائر ، بناءً على عدد النيوترونات في النواة. على سبيل المثال ، تحتوي نواة الهيدروجين العادية على بروتون واحد فقط. لكن الديوتيريوم ، وهو نظير للهيدروجين ، يحتوي على بروتون واحد ونيوترون واحد في نواته.

الكون كله يشترك في مجموعة مشتركة من العناصر. في بدايات الكون ، كان العنصران الوحيدان هما الهيدروجين والهيليوم. ولكن منذ تكوين النجوم ، بدأت العناصر الأخف داخل النجوم تندمج لتكوين عناصر أثقل ، منتجة جميع العناصر الأخرى التي تحدث بشكل طبيعي. في ظل درجات الحرارة المرتفعة للغاية والضغوط داخل قلب النجوم ، تتصادم الذرات بسرعات عالية كافية للتغلب على التنافر الكهرومغناطيسي المعتاد للنواة ، مما يسمح بحدوث الاندماج النووي.

كل النجوم تعيش بدمج الهيدروجين في الهيليوم. في الخطوة الأولى من العملية ، تندمج ذرتان من الهيدروجين لتكوين الديوتيريوم. في الخطوة التالية ، تندمج ذرة هيدروجين أخرى مع الديوتيريوم ، مكونة نظيرًا نادرًا للهليوم يحتوي على بروتونين ونيوترون واحد في نواته. في الخطوة الثالثة ، تندمج اثنتان من ذرات الهيليوم النادرة لتكوين ذرة هيليوم عادية واحدة وذرتين من الهيدروجين. يتطلب مسار الاندماج الموصوف أعلاه ست ذرات هيدروجين لتكوين ذرة هيليوم واحدة - ومع ذلك ، هناك ذرتان هيدروجين متبقيتان في نهاية العملية. والنتيجة النهائية هي أن الأمر يتطلب أربع ذرات هيدروجين لتكوين ذرة هيليوم واحدة. الطاقة التي تغذي النجم هي نتيجة للاختلاف في الكتلة بين ذرات الهيدروجين الأربع الأصلية وذرة الهيليوم الناتجة. بعد علاقة أينشتاين بالكتلة والطاقة ، E = mc2 ، يتم تحويل الكتلة المفقودة إلى طاقة.

حتى في درجات الحرارة والضغط الأعلى ، يمكن أن تتشكل العناصر الثقيلة. العديد منها مصنوع من عملية تسمى "التقاط الهيليوم" ، حيث يندمج عنصر أثقل مع ذرة الهيليوم. على سبيل المثال ، يندمج الهيليوم مع الكربون لإنتاج الأكسجين ، والهيليوم يندمج مع الأكسجين لصنع النيون. يمكن أيضًا أن تندمج النوى الأثقل مع بعضها البعض ، كما هو الحال عندما يندمج الكربون والأكسجين لتكوين السيليكون أو ذرتين من السيليكون تندمج لتكوين الحديد. في النهاية ، يبدأ الجزء الداخلي من النجم الضخم يشبه البصل ، مع تكوين عناصر مختلفة في طبقات مختلفة. ومع ذلك ، فإن العناصر الأثقل من الحديد يتم إنتاجها فقط في الظروف الاستثنائية الناتجة عن انهيار وانفجار نجم - مستعر أعظم.

الآن ، شاهد فيلمًا قصيرًا عن كيفية تشكيل العناصر بالنجوم وأجب عن الأسئلة التالية:

1. كيف تحصل النجم على طاقتها لتتوهج؟

2. ما العناصر المكونة للنجوم الشباب؟

3. ما الذي يجعل النجم يتحول إلى مستعر أعظم؟

4. لماذا تعتقد أن الأمر يتطلب قدرًا هائلاً من الحرارة والضغط لتكوين الهيليوم (ثم الكربون ، إلخ)؟

5. ما الذي يمكنك استنتاجه عن عمر النجم إذا وجدت دليلًا على وجود الحديد؟


نوستار تلقي ضوءًا جديدًا على انفجارات سوبر نوفا

هذه هي أول خريطة للنشاط الإشعاعي في بقايا مستعر أعظم ، الأجزاء والقطع المتفجرة لنجم ضخم انفجر. يُظهر اللون الأزرق مادة مشعة تم تعيينها في الأشعة السينية عالية الطاقة باستخدام NuSTAR. تظهر العناصر المسخنة وغير المشعة التي صورتها تشاندرا سابقًا باستخدام الأشعة السينية منخفضة الطاقة باللون الأحمر والأصفر والأخضر. حقوق الصورة / التسمية التوضيحية: NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO

تشير الملاحظات الجديدة والمثيرة من مصفوفة التلسكوب الطيفي النووي التابعة لناسا و # 8217 ، أو نوستار ، إلى حل محتمل لواحد من أكثر الألغاز إثارة للاهتمام في الفيزياء الفلكية الحديثة: ما هي الآلية الدقيقة التي تؤدي إلى انفجارات المستعر الأعظم؟

تعد انفجارات السوبرنوفا من أكثر الظواهر نشاطًا في الكون ، مما يدل على موت النجوم الكبيرة فائقة الكتلة. أثناء الانفجار ، تُقذف معظم كتلة النجم & # 8217s بعنف في الفضاء بين النجوم ، مما يؤدي إلى زرع الوسط النجمي بجميع العناصر الثقيلة التي تم إنشاؤها داخل قلب النجم ، مما يسمح بإنشاء جيل جديد من النجوم وأنظمة الكواكب . ما تبقى بعد الانفجار هو نواة النجم السابق # 8217s ، التي تبلغ كتلتها عدة أضعاف كتلة الشمس ، مضغوطة في مساحة لا تزيد عن سان فرانسيسكو تخلق الطبقات الداخلية المقذوفة للنجم موجة صدمة ممتدة من المواد التي تصطدم بالوسط النجمي وتكتسح خلاله ، مما يخلق هياكل تسمى بقايا المستعرات الأعظمية ، أو SNRs ، والتي يمكن أن تمتد لعدة سنوات ضوئية عبر الفضاء بين النجوم.

السببان الرئيسيان لانفجارات المستعر الأعظم هما تراكم المادة حول الأقزام البيضاء في أنظمة النجوم الثنائية والانهيار الأساسي لنجم ضخم للغاية. في الحالة الأخيرة ، عندما ينفد وقود النجم و # 8217s ولم يعد بإمكانه تحمل تفاعلات الاندماج النووي في مركزه ، ينهار النجم على نفسه من جاذبيته. أثناء الانهيار ، ترتد الطبقات الداخلية للنجم # 8217 عن اللب المحترق الآن ، مما يؤدي إلى انفجار عنيف وحيوي لدرجة أنه خلال ذروته يمكن أن يتفوق على مجرة ​​بأكملها.

يصور هذا الرسم البياني الطيف الكهرومغناطيسي ، ويسلط الضوء على جزء الأشعة السينية. يرى شاندرا أشعة سينية ذات طاقات تتراوح بين 0.1 و 10 كيلو إلكترون فولت (keV) ، الجزء & # 8220red & # 8221 من الطيف ، بينما يرى NuSTAR أعلى طاقة ، أو & # 8220bluest ، & # 8221 ضوء الأشعة السينية ، مع طاقات بين 3 و 70 كيلو فولت. حقوق الصورة / التسمية التوضيحية: NASA / JPL-Caltech

تمت دراسة انفجارات السوبرنوفا وبقاياها على نطاق واسع داخل مجرة ​​درب التبانة والمجرات الأخرى من قبل العديد من المراصد الأرضية والفضائية المختلفة بأطوال موجية متعددة خلال العقود العديدة الماضية. قدم مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لوكالة ناسا ورقم 8217s على وجه الخصوص لعلماء الفلك مناظر مفصلة للغاية عن SNRs في الجزء عالي الطاقة من الطيف الكهرومغناطيسي ، مما يساعد على الكشف عن تركيبها العنصري ومع ذلك ، فإن العمليات الدقيقة التي تقود هذه الأحداث الكونية الكارثية ظلت في معظمها مجهولة. عرف الفلكيون دائمًا أن المستعرات الأعظمية تنفجر ، لكنهم لم يكونوا متأكدين من كيفية حدوث ذلك. والسبب هو أن مراصد الأشعة السينية السابقة مثل Chandra و XMM-Newton لم تكن لديها القدرة على رصد الطاقات اللازمة للنظر في قلب هذه الانفجارات وكشف آلياتها الخفية. كان علماء الفلك بحاجة إلى تلسكوب فضائي قادر على مراقبة الأشعة السينية عالية الطاقة التي كانت غير مرئية للمراصد السابقة.

تم تلبية احتياجاتهم بإطلاق تلسكوب ناسا والأشعة السينية NuSTAR # 8217s في يونيو 2012. في حين أن Chandra و XMM-Newton يمكنهما رصد الجزء منخفض الطاقة من أطوال موجات الأشعة السينية بين 0.1 و 10 KeV ، يمكن لـ NuSTAR رؤية كل من 3 إلى 79 كيلو فولت ، في الجزء عالي الطاقة من الأشعة السينية. تسمح قدرة المراقبة الفائقة هذه لنوستار بدراسة ظواهر فيزياء الطاقة العالية في الكون بشكل لم يسبق له مثيل ، حول المستعرات الأعظمية والثقوب السوداء ونوى المجرة النشطة والأجرام السماوية الأخرى.

خلال مؤتمر إعلامي استضافته وكالة ناسا في 19 فبراير ، قام فريق NuSTAR العلمي بتفصيل الملاحظات الرائعة التي قام بها مرصد الأشعة السينية لـ Cassiopeia A ، وهو بقايا مستعر أعظم داخل مجرة ​​درب التبانة ، والتي تقع على بعد حوالي 11000 سنة ضوئية في كوكبة ذات الكرسي. وفقًا لإرشادات النشر العلمي ، تم نشر دراسة الفريق رقم 8217 في نفس اليوم في المجلة طبيعة.

"النتائج التي نكشف عنها اليوم هي أول خريطة على الإطلاق لمواد مشعة في بقايا نجم انفجر في حدث قوي بشكل لا يصدق ، يسمى سوبر نوفا" ، قالت فيونا هاريسون المبتهجة ، المحققة الرئيسية في NuSTAR. "هذا يساعدنا على فك ألغاز كيفية انفجار النجوم وعلى وجه الخصوص ما يحدث في قلب الانفجار. لا يوجد تلسكوب آخر يمكنه عمل هذه الخريطة ، لأن تلسكوبات التصوير السابقة لا تذهب إلى طاقة عالية بما يكفي. "

قامت NuSTAR ، لأول مرة ، بتصوير المشعة & # 8220guts & # 8221 من بقايا مستعر أعظم ، بقايا نجم انفجر. بيانات NuSTAR زرقاء اللون ، وتظهر أشعة سينية عالية الطاقة. يُظهر اللون الأصفر مادة غير مشعة تم اكتشافها سابقًا بواسطة مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا ورقم 8217 في الأشعة السينية منخفضة الطاقة. حقوق الصورة / التسمية التوضيحية: NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO

تمكنت NuSTAR من رسم خريطة لتوزيع النظير المشع Titanium-44 في قلب Cassiopeia A من خلال الكشف عن انبعاث الأشعة السينية للعنصر & # 8217s. التيتانيوم -44 هو نظير غير مستقر للغاية يتحلل إلى الكالسيوم 44 ، بينما ينبعث منه أشعة سينية عالية الطاقة في هذه العملية. كان وجوده غير مرئي للملاحظات السابقة بواسطة تلسكوبات الأشعة السينية الأخرى لأنه يتوهج فقط في الأطوال الموجية للأشعة السينية عالية الطاقة التي يمكن لـ NuSTAR مراقبتها.

النجوم السلفية لانفجارات المستعرات الأعظمية الناتجة عن انهيار النواة تطور بنية داخلية ذات طبقات طوال حياتها تشبه تلك الموجودة في البصل. تبدأ هذه النجوم حياتها بدمج الهيدروجين في الهيليوم ، في أعماق قلبها. عندما ينضب الهيدروجين ، يستمرون في حرق الهيليوم الذي تم إنشاؤه سابقًا ، وتحويله إلى كربون ، والذي يتم تحويله بدوره إلى نيون وما إلى ذلك ، مع تقدم عملية الاندماج الأساسية النجمية من خلال الجدول الدوري للعناصر ، إنتاج نوى ذرية أثقل تدريجياً وصولاً إلى الحديد. عندما يصل النجم إلى هذه المرحلة ، لم يعد قادرًا على تحمل أي تفاعلات اندماجية وينهار تحت ثقله ، مما يؤدي إلى انفجار سوبر نوفا. على الرغم من أن كاسيوبيا A انفجر على الأرجح في وقت ما بين 1667 و 1680 ، مع توسع بقايا المستعر الأعظم منذ ذلك الحين ، كشفت ملاحظات NuSTAR & # 8217 لعلماء الفلك لأول مرة عن وجود العناصر الفعلية التي تم إنشاؤها خلال وقت انفجار المستعر الأعظم. بحد ذاتها. قال عالم الفلك بريان جريفينستيت وعضو فريق نوستار خلال المؤتمر الهاتفي: "مع NuSTAR لدينا أدوات جنائية جديدة لفحص الرماد الذي تركه وراءنا عندما انفجر النجم". & # 8220 عندما يبدأ في الانفجار ، فإنه يترك وراءه أدلة يمكننا استخدامها لمعرفة ما يحدث عندما ينهار النجم وينتج العناصر التي يتكون منها. الآن ، أحد الأدلة هو صورة التيتانيوم المشع ، التي نراها مع NuSTAR ، والتي يمكن أن تخبرنا بما كان يحدث في أحشاء الانفجار. & # 8221

لا يتطابق نمط التيتانيوم المشع الذي لاحظته NuSTAR (على اليمين) مع نمط الحديد المسخن الذي شاهدته NASA & # 8217s Chandra X-ray Observatory (يسار). حقوق الصورة / التسمية التوضيحية: NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO

نتيجة غير متوقعة للخروج من ملاحظات NuSTAR & # 8217s هي أن توزيع التيتانيوم -44 لا يتطابق مع توزيع الحديد الذي تم اكتشافه داخل Cassiopeia A من الملاحظات السابقة مع Chandra. كان الباحثون يأملون أنه نظرًا لتكوين الحديد والتيتانيوم معًا في ذلك الوقت ، فإن توزيعاتهم داخل بقايا المستعر الأعظم ستكون مطابقة تمامًا. ومع ذلك ، لم يكن هذا هو الحال. "لقد فوجئنا عندما نظرنا إلى الصور ووجدنا أن الخريطتين لم تتطابق بوضوح & # 8217t ، & # 8221 قال Grefenstette. "هذا يعني أننا إما كنا مخطئين وأن هناك & # 8217s مكواة مخبأة في وسط كاسيوبيا A لم ترها شاندرا لأن المادة باردة جدًا ، أو أن هناك شيئًا أكثر غرابة يحدث ، وهذا يغير طريقة العناصر في انفجار المستعر الأعظم. وفي كلتا الحالتين ، فإنه & # 8217s لغز جديد بالنسبة لنا لحلها ".

ما لم يكن & # 8217t غير متوقع إلى هذا الحد هو أن كتل المواد المشعة التي رصدتها نوستار كانت ممدودة باتجاه اتجاه معين في السماء. اقترحت النماذج السابقة أن انفجار المستعر الأعظم قد يكون مدفوعًا بنفثات طويلة من المواد ، تتدفق من نجم يدور بسرعة. ومع ذلك ، فشلت العديد من هذه النماذج بشكل محبط في إنتاج أي انفجارات سوبر نوفا في عمليات محاكاة الكمبيوتر السابقة. كان هناك شيء مفقود حقًا لدى علماء الفيزياء الفلكية & # 8217 فهم كيفية عمل المستعرات الأعظمية حقًا. رصدات NuSTAR & # 8217s للتيتانيوم 44 المشع داخل كاسيوبيا A لم تكشف عن وجود أي نفاثات طويلة. وبدلاً من ذلك ، أشاروا إلى أن الحل الأمثل للغز هو أنه قبل الانفجار ، كانت مادة النجم # 8217 بالقرب من القلب تتدحرج مثل الماء المغلي داخل قدر الضغط. ومثلما ينفخ البخار في الجزء العلوي من قدر الضغط ، فإن هذه الحركة الخافتة داخل النجم تخلق موجة صدمية تمزقها.& # 8220Stars هي كرات كروية من الغاز ، ولذا قد تعتقد أنه عندما تنتهي حياتهم وتنفجر ، سيبدو هذا الانفجار وكأنه كرة موحدة تتمدد بقوة كبيرة ، & # 8221 قال هاريسون. & # 8220 تظهر نتائجنا الجديدة كيف تم تشويه قلب الانفجار أو المحرك ، ربما لأن المناطق الداخلية تتدفق حرفياً قبل الانفجار. & # 8221

مصدر الفيديو: NASA / JPL-Caltech / Christian Ott

"الآن ، تمت محاكاة كل آلية التفجير هذه في جهاز كمبيوتر من قبل ، ولكن صورة NuSTAR هي أول دليل على أن هذا النوع من الانفجار يحدث في الطبيعة ، و [يعني] أننا قد نكون على المسار الصحيح لمحاولة فهم كيف تنفجر النجوم الضخمة ".

روبرت كيرشنر ، أستاذ العلوم في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس ، على الرغم من عدم مشاركته بشكل مباشر في دراسة فريق NuSTAR & # 8217s ، إلا أنه قدم معلومات قيمة أثناء المؤتمر الهاتفي. "نوستار ترقى إلى مستوى اسمها بطريقتين: هذا ليس فقط نوويًا ، ولكنه & # 8217s جديد ،" قال الدكتور كيرشنر. "إنه علم رائد وعليك أن تتوقع أنه عندما تحصل على نتائج جديدة ، فإنه & # 8217 سيفتح لك العديد من الأسئلة التي تجيب عليها. الآن ، يجب أن تهتم بهذا. المستعرات الأعظمية تصنع العناصر الكيميائية. لذا ، إذا اشتريت سيارة أمريكية ، فإنها لم تكن & # 8217t صنعت في ديترويت منذ عامين. تم تصنيع ذرات الحديد في ذلك الفولاذ في انفجار سوبرنوفا قديم حدث قبل 5 مليارات سنة. وتظهر NuSTAR أن التيتانيوم الذي & # 8217s في مفصل الورك الخاص بعمك جاك & # 8217 ، تم صنعه في تلك الانفجارات أيضًا. لذلك ، نحن & # 8217re كل غبار النجوم و NuSTAR يظهر من أين أتينا ، بما في ذلك قطع الغيار لدينا. لذا ، يجب أن تهتم بهذا الأمر ، وكذلك عمك جاك ".

خلال جلسة الأسئلة والأجوبة الخاصة بالمؤتمر ، أتيحت لي الفرصة لأسأل الدكتور كيرشنر عما إذا كانت انفجارات السوبرنوفا ممكنة خلال الكون المبكر جدًا ، بعد حوالي 15 مليون سنة من الانفجار العظيم ، والذي كان من الممكن أن يؤدي إلى إنشاء الجيل الأول من الكائنات الصالحة للسكن. الكواكب القادرة على دعم الحياة ، كما جادل في دراسة حديثة للبروفيسور أبراهام لوب ، أيضًا من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية.

نموذج كامل النطاق لتلسكوب جيمس ويب الفضائي في مركز جودارد لرحلات الفضاء ، جنبًا إلى جنب مع الفريق الذي عمل عليه. حقوق الصورة: ناسا

كانت إجابة Dr. Kirshner & # 8217s ملهمة بقدر ما كانت مثيرة للتفكير: & # 8220That & # 8217s سؤال مثير للاهتمام للغاية. كما تعلمون ، العقل البشري شيء غير معصوم من الخطأ ، وعادة ما يتضح أن خيال الناس أقل غرابة من العالم الحقيقي. لذلك ، حتى عندما يبدو شيء غريبًا بعض الشيء ، مع ذلك يجب ألا تسرع في تجاهله. لا أعتقد أن هناك & # 8217s أي سؤال بأنه ستكون هناك نجوم ضخمة تتشكل من الحساء البدائي للهيدروجين والهيليوم - ونعلم أن شيئًا من هذا القبيل يجب أن يحدث - ولكن هذا يحدث غالبًا في العالم إذا لم تتم ملاحظته . لذا ، إذا كان لدي حلم ، فسأبني تلسكوبًا ضخمًا يعمل بالأشعة تحت الحمراء في الفضاء! "، أكد كيرشنر ، مع الإثارة الواضحة في صوته. "وبالطبع ، هذا هو بالضبط ما نفعله & # 8217re! نحن نبني تلسكوب جيمس ويب الفضائي ، وستكون لديه فرصة جيدة جدًا لأقول ، لرؤية هذا الجيل الأول من النجوم - تلك التي صنعت العناصر الأولى. وسنفعل ذلك! قبل وقت طويل ، في غضون بضع سنوات ، سنحصل على JWST ، وسنرى هذه النجوم وهي تنفجر ، وسنكون قادرين على قياس كيميائها ، أو تقدير خصائصها على أي حال. أنا & # 8217m أتمنى أن نتجاوز معرفتنا الحالية ".

يخطط فريق NuSTAR لإجراء مزيد من الدراسة لبقايا المستعر الأعظم الأخرى أيضًا لمحاولة معرفة ما إذا كان ما لوحظ في Cassiopeia A نموذجيًا لانفجارات المستعر الأعظم بشكل عام. مع NuSTAR ، أصبح لدى علماء الفلك الآن ولأول مرة القدرة على التحقق من التنبؤات النظرية لكيفية إنهاء النجوم الضخمة لحياتها وكيف تُثري المواد الناتجة عن هذه الانفجارات الوسط النجمي بأشياء من الحياة. & # 8220Supernovae تنتج وتقذف إلى الكون معظم العناصر مهمة للحياة كما نعرفها ، & # 8221 يقول الدكتور أليكس فيليبينكو ، أستاذ علم الفلك في جامعة كاليفورنيا ، بيركلي. & # 8220 هذه النتائج مثيرة لأنه لأول مرة نحصل على معلومات حول الأجزاء الداخلية من هذه الانفجارات ، حيث يتم إنتاج العناصر بالفعل. & # 8221

مع كل الاكتشافات الرائعة القادمة من مراصد الفيزياء الفلكية الموجودة حاليًا في مدار مثل نوستار ، ومن تلك التي من المقرر إطلاقها خلال السنوات العديدة القادمة ، مثل تلسكوب جيمس ويب الفضائي ، يمكننا أن نتطلع إلى عقد تحولي عميق في عالمنا العلمي. والفهم البشري لمكانتنا في الكون.

هل تريد البقاء على اطلاع دائم بكل ما يتعلق بالمساحة؟ تأكد من "أعجبني" AmericaSpace على Facebook وتابعنا على Twitter: تضمين التغريدة


كيف تبدو طبقات البصل المندمجة لنجم ما قبل المستعر الأعظم؟ - الفلك

نادرًا ما يصيب أي نجم أي شيء ملحوظ خلال معظم حياته. شريطة أن تستمر الأحداث النووية في جوهرها لتعويض هجوم الجاذبية الذي لا هوادة فيه ، فلن يحدث شيء مذهل للنجم ككل. كما هو متوقع ، يدمج لبه الهيدروجين في الهيليوم ، وينفجر سطحه في مشاعل وعواصف ، ويمر غلافه الجوي بكميات هائلة من الإشعاع. ولكن ، بشكل عام ، لا تشهد النجوم أي تغييرات مفاجئة أثناء وجودها في حالة توازن ، والتي هي في الواقع نوع من "حالة الاستقرار الديناميكي". إنهم ببساطة يستهلكون الهيدروجين خلال هذه ، وهي أطول مرحلة في تاريخ جميع النجوم ، وهي مدة تدوم

99٪ من عمرهم الإجمالي.

التوازن الرئيسي التسلسل في الواقع ، تحافظ النجوم على التوازن الهيدروستاتيكي ، وليس التوازن الديناميكي الحراري ، كما هو موضح في الشكل 3.22. الأول يتعلق بالسلامة البنيوية لنجم عادي ، مع الإشارة مرة أخرى إلى توازنه الدقيق في لعبة شد الحبل بين سحب الجاذبية للداخل ودفع الحرارة للخارج. من الناحية الفنية ، لا تدفع الحرارة بقدر ضغط الغاز ، فالحرارة هي شكل من أشكال الطاقة بينما الضغط & # 8212 ناتج درجة الحرارة والكثافة & # 8212 أقرب إلى القوة. التوازن الهيدروستاتيكي & # 8212as في & # 8220 سائل قابل للضغط ، & # 8221 وهي الطريقة التي يتم بها نمذجة النجوم & # 8212 تميل إلى تثبيت النجم في كل نقطة داخل النجم ، لمنعه من الانهيار أو الانفجار ، في كلتا الحالتين بشكل كارثي. على النقيض من ذلك ، يحدث التوازن الديناميكي الحراري عندما تكون درجات الحرارة موحدة طوال الوقت ، وهي حالة لا يحققها أي نجم بالتأكيد. في الواقع ، النجوم لديها تدرج حراري واضح وواضح ، من النوى النارية إلى أسطحها الأكثر برودة (ولكن لا تزال ساخنة). والأكثر من ذلك ، أن مثل هذه التدرجات تنمو مع تقدم النجوم في العمر ، مما يدفعها بعيدًا عن التوازن الحراري. هذا الاختلاف في درجات الحرارة هو الذي يؤسس بشكل قاطع ظروف عدم توازن ، ديناميكيًا حراريًا ، في جميع النجوم.

الشكل 3.22 & # 8212 النجم الذي يحترق بثبات في التسلسل الرئيسي له سحب داخلي للجاذبية يوازنه الضغط الخارجي لغازاته الساخنة. هذا صحيح في أي نقطة داخل النجم ، مما يضمن استقراره. (برنتيس هول)

لاحظ أيضًا ، لإيضاح آخر ، أنه حتى في حالة التوازن الهيدروستاتيكي ، يستمر نجم مثل الشمس في تغيير لمعانه & # 8212 ، أي معدل تدفق الطاقة & # 8212 بشكل طفيف على مدار حياته. على وجه التحديد ، بالنسبة لحالة Sun & # 8217s ، فإن هذا يرقى إلى زيادة سطوع

1٪ كل 100 مليون سنة. على الرغم من أن هذا يبدو دقيقًا ، إلا أن استقراء ما يقرب من 3-4 مليارات سنة يعني أن الشمس المبكرة كانت على الأرجح

1 /3 أقل سطوعًا مما هو عليه اليوم & # 8212 وهذا قد يطرح مشكلة في فهم أصل الحياة المبكرة والحفاظ عليها إذا كان كوكب الأرض في ذلك الوقت باردًا جدًا بحيث لا يمكن تسييل الماء. سنعود لمناقشة هذا & # 8220faint-Sun paradox & # 8221 لاحقًا في الكتاب الثقافي السابع.

النجوم ، إذن ، في حالتها الطبيعية والمتوازنة ، تستمر في إنتاج الطاقة إلى أجل غير مسمى ، في انتظار بعض التغيير الجذري. لا يزال الصراع الكبير بين الحرارة والجاذبية تحت السيطرة ، عادة لبلايين السنين. في النهاية ، حدث شيء جذري: كل النجوم تستنفد وقودها في النهاية.

تعد عمليات المحاكاة الحاسوبية دليلنا الأول للتغييرات المحددة التي يمر بها أي نجم يقترب من الموت. من خلال تحديد العديد من العوامل الفيزيائية والكيميائية وتعديل قيمها بشكل متكرر ، بنى المنظرون نماذج لوصف التنوع الواسع للنجوم المرئية في الكون الحقيقي. لنفصّل أولاً اندفاع نجم مثل شمسنا ، وبعد ذلك يمكننا استقراء جميع النجوم ، كبيرها وصغيرها. ومع ذلك ، ضع في اعتبارك أن كل هذه الأحداث المميتة تحدث خلال آخر 1٪ من عمر النجم.

نضوب الهيدروجين مع تقدم الشمس في العمر ، ينضب الهيدروجين بشكل مطرد ، على الأقل داخل قلب مركزي صغير يحتوي على نسبة قليلة من النجم والحجم المستعرض الكامل # 8217s. بعد ما يقرب من 10 مليارات سنة من الاحتراق البطيء والثابت ، سيبقى القليل من الهيدروجين داخل منطقة الاندماج الأعمق. النجم ينفد حرفيا من الغاز. يشبه إلى حد كبير سيارة تسير على طول طريق سريع بسرعة ثابتة لساعات عديدة دون عناية في العالم ، يبدأ محركها في السعال والطيور مع اقتراب مقياس الغاز من الفراغ. على عكس السيارات ، فإن النجوم # 8217t سهلة التزود بالوقود.

يؤدي استنفاد الهيدروجين على نطاق واسع في اللب النجمي إلى توقف التفاعلات النووية هناك. يستمر احتراق الهيدروجين بلا هوادة في الطبقات الوسيطة للنجم ، فوق نواة النجم وإن كانت تحت سطحه. لكن اللب نفسه يوفر عادةً الجزء الأكبر من الدعم في أي نجم ، حيث يعمل كأساس ويضمن استقراره. على النقيض من ذلك ، فإن الافتقار إلى الاحتراق الأساسي يضمن عدم الاستقرار لأنه على الرغم من ضعف ضغط الغاز الخارجي في قلب التبريد ، فإن الجاذبية الداخلية للجاذبية لا تفعل ذلك بكل تأكيد. الجاذبية لا تتركها أبدًا & # 8217s بلا هوادة. بمجرد استرخاء الضغط الخارجي ضد الجاذبية & # 8212 حتى تصبح التغييرات البنيوية في النجم أمرًا لا مفر منه.

توليد المزيد من الحرارة يمكن أن يعيد النجم المسن إلى التوازن الهيدروستاتيكي. على سبيل المثال ، إذا بدأ الهيليوم في القلب بالاندماج في عنصر أثقل مثل الكربون ، فسيكون كل شيء على ما يرام مرة أخرى ، حيث سيتم إعادة إنشاء الطاقة كمنتج ثانوي للمساعدة في إعادة ضغط الغاز الخارجي. لكن الهيليوم هناك لا يمكن أن يحترق & # 8212 ليس بعد ، على أي حال. على الرغم من درجة الحرارة الهائلة لملايين الكلفن ، فإن اللب هو أيضًا & # 8220cold & # 8221 للهيليوم ليندمج في أي عناصر أثقل.

تذكر أن هناك حاجة إلى درجة حرارة لا تقل عن 10 7 كلفن لبدء دورة اندماج الهيدروجين والهيليوم. هذا هو ما يتطلبه تصادم نواتين هيدروجين (بروتونات) للحصول على سرعة كافية للضغط على بعضهما البعض بعنف وبالتالي التغلب على القوة الكهرومغناطيسية الطاردة بين شحنتين متشابهتين. خلاف ذلك ، لا يمكن للنواة اختراق مجال قوة الربط النووية وعملية الاندماج ببساطة لا تعمل & # 8217t. ومع ذلك ، حتى 10 7 K غير كافية لانصهار الهيليوم ، حيث أن كل نواة هيليوم (2 بروتون + 2 نيوترون) لها شحنة صافية تبلغ ضعف شحنة نواة الهيدروجين ، مما يجعل القوة الكهرومغناطيسية التنافر أكبر. لضمان اندماج ناجح عن طريق الاصطدام العنيف بين نوى الهليوم ، هناك حاجة إلى درجات حرارة أعلى. كم ارتفاعه؟ حوالي مائة مليون كلفن & # 821210 8 ك.

نظرًا لعدم وجود هذه الدرجة من الحرارة ، فإن قلب الهليوم النجمي & # 8220ash & # 8221 لا يظل خاملاً لفترة طويلة. ينفد وقود الهيدروجين ، ويبدأ اللب في الانكماش. يجب أن لا يكون هناك ضغط كافٍ لكبح الجاذبية. ومع ذلك ، فإن هذا الانكماش بالذات يسمح لزيادة كثافة الغاز ، وبالتالي خلق المزيد من الحرارة حيث تصبح اصطدامات جزيئات الغاز أكثر تكرارًا. مرة أخرى ، فإن الجاذبية & # 8217s ، في شكل تحويل الطاقة الكامنة للجاذبية إلى طاقة حرارية احتكاكية ، هي التي تدفع هذه العملية & # 8212 في الواقع ترفع درجة الحرارة.

يستمر اللب الساخن بشكل متزايد في تحطيم الطبقات العلوية لهذا الفرن النجمي. يشبه إلى حد كبير ترموستات منزلي يستدعي مزيدًا من الحرارة في منازلنا ، وبالتالي الحفاظ على درجة حرارة الهواء مستقرة بشكل مريح. في النجوم المسنة ، تسعى الطبيعة إلى مزيد من الطاقة لإعادة استقرار الأحداث ، وعندما يولد النجم ما يكفي منها ، تنهي التغذية الراجعة السلبية الانكماش & # 8212 على الأقل لفترة من الوقت. (& # 8220Feedback & # 8221 لأنه ، كما هو الحال في نظام التدفئة المركزية ، يتم إرجاع التغيير في التأثير لتعديل سببه ، و & # 8220negative & # 8221 لأن حلقة التغذية الراجعة التي تتحكم في العملية تضمن أن التأثير لا يزيد أو انخفاض بلا حدود.) ولكن أولاً ، ارتفاع درجات الحرارة & # 8212 في هذه المرحلة ، حسنًا & GT10 7 K & # 8212 تتسبب في اندماج نوى الهيدروجين في الطبقات المتوسطة النجمية و # 8217s بشكل أكثر شراسة مما كانت عليه في اللب من قبل. طوال الوقت ، يستمر رماد الهيليوم في التراكم حول القلب. يصور الشكل 3.23 هذه الحالة الغريبة حيث يحترق الهيدروجين بمعدل رائع حول رماد الهيليوم غير المحترق.

الشكل 3.23 & # 8212 عندما يصبح قلب النجم مستنفدًا تدريجيًا للهيدروجين ، تستمر تفاعلات اندماج الهيدروجين في الاحتراق في طبقاته الوسيطة ، أعلى من رماد الهيليوم غير المحترق. (برنتيس هول)

النجم العجوز هو حقا في مأزق الآن. أيامها معدودة. اللب غير متوازن ويتقلص ، في طريقه نحو توليد حرارة كافية لانصهار الهيليوم. تتدافع الطبقات المتوسطة أيضًا للحفاظ على بعض مظاهر الاتزان ، حيث تقوم بدمج الهيدروجين في الهيليوم بمعدلات أسرع من المعتاد. للأسف ، يتراكم ضغط الغاز الناتج عن احتراق الهيدروجين المعزز ، مما يجبر الطبقات الخارجية للنجم على التمدد ، ولا يمكن للجاذبية حتى إيقافها. لذلك ، على الرغم من أن اللب يتقلص ، فإن الطبقات العلوية تتوسع! من الواضح أن الاستقرار الهيكلي النجمي قد دمر تمامًا.

عواقب المراقبة هناك جانبان يمكن ملاحظتهما لمثل هذا النجم المنحرف مثيران للاهتمام. بالنسبة للمشاهد البعيد ، يبدو هذا الجرم السماوي عملاقًا ، أكبر بحوالي 100 مرة من المعتاد. يشير الإشعاع الملتقط أيضًا إلى أن سطح النجم كان أكثر برودة قليلاً (

1000 ك) من المعتاد. هذا لا يعني أن فعل الانتفاخ والتبريد لنجم مسن يمكن ملاحظته مباشرة خلال أي حياة بشرية. لا يزال الانتقال من نجم ذي كتلة شمسية عادية إلى عملاق مسن ما زال مستمرا

يمكن تتبع هذه التغييرات واسعة النطاق في التصرف في نجم قديم ذو كتلة شمسية واحدة في مخطط الموارد البشرية. يوضح الشكل 3.24 المسار الناتج بعيدًا عن التسلسل الرئيسي. كما هو موضح ، فإن لمعان هذا النجم العملاق & # 8212 مرة أخرى ، R 2 T 4 & # 8212 يصبح

100 ضعف السطوع الحالي لشمسنا.

الشكل 3.24 & # 8212 عندما يتقلص لب رماد الهيليوم وتتوسع الطبقات النجمية الوسيطة ، يترك النجم التسلسل الرئيسي. المرحلة الثامنة ، إنها في طريقها لتصبح نجمة عملاقة حمراء. (لولا تشيسون)

التغيير الثاني & # 8212 تبريد السطح & # 8212 هو نتيجة مباشرة للتغيير الأول & # 8212 زيادة الحجم. عندما يتمدد النجم ، ينتشر مجموع حرارته عبر حجم نجمي أكبر بكثير. ومن ثم ، فإن الإشعاع المرئي المنبعث من مثل هذا التبريد ، ولكنه لا يزال ساخنًا ، يتغير في اللون. مثل قطعة معدنية بيضاء ساخنة تتحول إلى اللون الأحمر أثناء التبريد ، يعرض النجم الممتد بأكمله صبغة حمراء. على مدار الوقت ، مرة أخرى لفترة طويلة من قبل الإنسان ، على الرغم من قصره بالمعايير النجمية ، يتغير النجم ذو الحجم الطبيعي واللون الأصفر ببطء إلى حجم كبير ولون أحمر. تطور النجم الطبيعي اللامع إلى نجم عملاق أحمر خافت.

الشكل 3.25 يقارن الأحجام النسبية لشمسنا ونجم عملاق أحمر. النجم العملاق النموذجي ضخم ، منتفخ إلى

100 ضعف حجم التسلسل الرئيسي. على النقيض من ذلك ، فإن قلب الهليوم صغير بشكل مدهش ، على الأرجح

1000 مرة أصغر من النجم بأكمله. هذا يجعل اللب أكبر بضع مرات من الأرض.

الكثافة في القلب ضخمة الآن. أدى الانكماش المستمر في قلب العملاق الأحمر إلى ضغط غاز الهليوم الخاص به

10 5 جم / سم 3. قد تتناقض هذه القيمة مع

10 -6 جم / سم 3 في الطبقات الخارجية للنجم العملاق الأحمر ، مع

5 جم / سم 3 متوسط ​​كثافة الأرض ، أو مع

150 جم / سم 3 في قلب الشمس الحالية. بسبب حالة الهيليوم المضغوطة بشكل كبير ،

25٪ من كتلة النجم كله معبأة في قلبه الصغير

لتلخيص هذه الأحداث الجسيمة وإعطائها بعض الصلة المحلية ، بمجرد أن تستنفد الشمس إمدادات وقود الهيدروجين الخاصة بها في جوهرها ، فمن المؤكد أن عدم الاستقرار سيبدأ. سوف يتقلص جوهرها مع تضخم طبقاتها العلوية ، وطوال الوقت يتم إطلاق التوازن. على هذا النحو ، فإن الشمس مقدر لها أن تصبح كرة منتفخة مئات المرات من حجمها الطبيعي ، وربما كبيرة بما يكفي لابتلاع العديد من الكواكب ، بما في ذلك عطارد والزهرة ، وربما حتى الأرض والمريخ أيضًا.

لا يحتاج البشر للذعر ، ليس بعد على أي حال. بشرط أن تكون نظرية التطور النجمي صحيحة بشكل معقول كما هو موصوف هنا ، يمكننا التأكد من أن شمسنا لن تنتفخ إلى هذه المرحلة العملاقة الحمراء لمدة 5 مليارات سنة أخرى. ما إذا كانت الحياة يمكن أن تظل قابلة للحياة على الأرض لفترة طويلة أمر قابل للنقاش ، فهناك حجتان متنافستان: أولاً ، نظرًا لمفارقة الشمس الباهتة التي لوحظت قبل بضع صفحات ، يبدو من المرجح أن تزيد الشمس المستقبلية من لمعانها من خلال

10٪ في & # 8220mere & # 8221 مليار سنة ، ربما يجعل كوكبنا غير مناسب للحياة قبل وقت طويل من انتهاء الشمس نفسها. سيصبح كوكب الأرض في النهاية مشبعًا بالبخار بغض النظر عن أي تلوث عالمي تسببه البشرية. ثانيًا ، مواجهة هذا التسخين طويل المدى هو توقع تبريد طبيعي من خلال الهجرة الخارجية المتوقعة للكواكب & # 8217 تدور حيث تفقد الشمس كتلتها وتقلل من قبضتها على الجاذبية. من الصعب تصديق أن الشمس تتخلص من مادتها الخاصة (في & # 8220 الرياح الشمسية & # 8221) بمعدل هائل يبلغ حوالي مليون طن كل ثانية، ولكن حتى في غضون مليار سنة سيكون قد خسر & lt0.1٪ من كتلته الإجمالية ، وهو ما قد لا يكون كافيًا للكواكب للانجراف بعيدًا عنها كثيرًا. ما إذا كان اتجاه التبريد الناتج عن الكواكب المتراجعة يمكن أن يعوض اتجاه التسخين الناجم عن زيادة ضوء الشمس هو مشكلة لم يتم حلها & # 8212a لغز فلكي نادر له آثار أرضية على الحياة والموت. أيًا كانت الحياة وأيام # 8217 على الأرض معدودة بالتأكيد ، ومحيطاتها ستتبخر ويتبدد غلافها الجوي ، ويشبه كوكبنا في النهاية عطارد المغطى بالسيراميك. لا داعي للقلق ، مثل هذا الجحيم على الأرض لن يبدأ لما يقرب من تريليون يوم أو نحو ذلك.

النجوم العملاقة الحمراء ليست من خيال عقل بعض المنظرين. إنها موجودة بالفعل ، منتشرة في أماكن عديدة عبر السماء. حتى بالعين المجردة يمكن أن ترى أشهر العمالقة الحمراء & # 8212 النجم الساطع منكب الجوزاء ، العضو المنتفخ ، المسن ، المحمر بشكل واضح في كوكبة Orion & # 8212a منارة بارزة في نصف الكرة الشمالي وسماء الشتاء # 8217s. هذا النجم مضيء للغاية ، ويمكن رؤيته حتى من خلال الضباب الدخاني والتلوث الضوئي لأكبر مدننا. ابحث عن!

هيليوم فيوجن إذا تم الحفاظ على عدم التوازن المتأصل في نجم عملاق أحمر بلا هوادة ، فإن اللب سينهار في النهاية ، بينما ينجرف باقي النجم إلى الفضاء. إن القوى والضغوط المختلفة التي تعمل داخل مثل هذا النجم الباهت من شأنها حرفياً ، وإن ببطء ، أن تمزقه بعيدًا. لحسن الحظ بالنسبة للمخضرم النجمي ، فإن هذا التمدد المتعرج الانكماش لا يستمر إلى ما لا نهاية. في غضون 100 مليون سنة بعد أن بدأ النجم في الذعر بسبب نقص وقود الهيدروجين ، حدث شيء آخر واشتعل # 8212 الهيليوم في الاحتراق النووي الحراري. وفقًا لذلك ، يقوم منظم الحرارة الطبيعي للنجم بإيقاف تدفق الحرارة الإضافية مع استقرار اللب مرة أخرى. على الرغم من أن هذا يبدو وكأنه إيجار جديد تمامًا للحياة ، إلا أنه لا يمثل سوى إرجاء قصير.

في العمق داخل نجم عملاق أحمر ، تزداد الكثافة مع تزايد الضغط الداخلي. بمجرد أن يصبح الأمر في قلب النجم

أكثف 1000 مرة من نجم عادي (أي.,

10 5 جم / سم 3) ، التصادمات بين جزيئات الغاز عنيفة ومتكررة بدرجة كافية لتوليد حرارة كافية ، عن طريق الاحتكاك ، للوصول إلى درجة الحرارة 10 8 كلفن اللازمة لانصهار الهيليوم. تتصادم نوى الهيليوم من الآن فصاعدًا ، وتطلق الحرائق المركزية مرة أخرى ، وتبدأ في التحول إلى كربون. بعد ذلك لمدة بضع ساعات ، يحترق الهيليوم بشراسة ، مثل قنبلة لا يمكن السيطرة عليها. إن بداية احتراق الهيليوم هي حدث مفاجئ وسريع في تاريخ النجم ، حيث أطلق عليه علماء الفلك اسمًا خاصًا & # 8212 & # 8220 هيليوم فلاش. & # 8221 ومن اللافت للنظر أن النجم لم ينفجر.

على الرغم من إيجازها ، فإن هذه الأحداث النووية المتجددة تطلق طوفانًا هائلاً من الطاقة الجديدة. الطاقة قوية بما يكفي لتحويل المادة الأساسية إلى أثيري إلى حد ما ، وبالتالي تقليل كثافتها وتخفيف بعض الضغط المكبوت بين النوى المشحونة. يوقف هذا الضبط الصغير الممتد للنواة الانكماش الثقالي للنجم ، ويعيد إنشاء توازن من نوع ما & # 8212 في هذه الحالة ، وهو توازن يحدث على المستوى الكمي بين الإلكترونات المكتظة بكثافة والتي تلامس كراتها الشبيهة بالنقطة بعضها البعض بشكل أساسي ، وبالتالي يرفع النجم المسن جسديًا ضد الجاذبية.

لتقديم تعليق فني توضيحي آخر ، لاحظ أنه في الواقع ، يحدث التفاعل النووي الذي يحول الهيليوم إلى كربون في خطوتين تعرفان باسم & # 8220 عملية ثلاثية ألفا. & # 8221 أولاً ، نواتان هيليوم (والتي يطلق عليها أيضًا ألفا جزيئات) تتحد لتشكل البريليوم ، وهو نواة غير مستقرة للغاية والتي عادة ما تنقسم إلى أسفل (في أقل من ميكرو ثانية) إلى نواتين من الهيليوم & # 8212 مما يتسبب في توقف العملية في دورة لا نهاية لها لا ينتج عنها شيء أثقل من الهيليوم. ومع ذلك (وهذه هي الخطوة الثانية) ، فإن الكثافات الهائلة في رماد الهيليوم تضمن أن نواة الهليوم الثالثة تصطدم أحيانًا بالبريليوم المصنوع حديثًا قبل أن تتحلل. هذه ليست معجزة ، أو نوعًا من & # 8220 مبدأ الإنسان ، & # 8221 مما يشير إلى أن كائنًا خارق للطبيعة صممه بهذه الطريقة للسماح بالعناصر الثقيلة وبالتالي الحياة. بدلاً من ذلك ، نظرًا للكثافة العالية جدًا في قلب العملاق الأحمر & # 8217 ، فإن المقياس الزمني للتصادم ثم الاندماج بين ثلاث نوى هيليوم (ومن هنا جاء الاسم ، "ثلاثي") يكون أقصر بشكل طبيعي من اندماج البريليوم وانهياره. والنتيجة هي الكربون ، وهو نواة عنصر حيوي مهم في الإيبوك الكيميائي اللاحق لقصة التطور الكوني.

مرة واحدة الهيليوم --& gt تبدأ تفاعلات اندماج الكربون ، وبالتالي استقرار اللب ، الهيدروجين --& gt تهدأ تفاعلات اندماج الهيليوم المتماوجة في الطبقات فوق (لكن لا تتوقف). تشير الحسابات النظرية إلى أن النجم يوسع طبقاته الخارجية بسرعة كبيرة جدًا ، متجاوزًا المسافة التي يعيد فيها إنشاء توازن بنيوي مريح. ثم يصبح النجم بأكمله قادرًا على الانكماش قليلاً ، ويفقد بعضًا من مظهره المنتفخ. يتسبب هذا الانكماش الطفيف في الطبقات الخارجية في انخفاض اللمعان وزيادة درجة حرارة السطح ، مما يؤدي إلى عكس المسار التطوري للنجم مرة أخرى ، كما هو موضح في الشكل 3.26. مثل جميع التغييرات التطورية الأخرى في المراحل المبكرة أو المتأخرة من النجم ، فإن هذا التعديل الطفيف للحجم على "الفرع الأفقي" يتم بسرعة & # 8212 على الأقل وفقًا للمعايير الكونية & # 8212 ، في

الشكل 3.26 & # 8212 بعد زيادة كبيرة في اللمعان ، يستقر نجم عملاق أحمر أخيرًا في حالة توازن أخرى في المرحلة 10 ، على ما يسمى بالفرع الأفقي. (لولا تشيسون)

على الرغم من أن المقاييس الزمنية للتغير النجمي الملحوظ تعتبر سريعة بالنسبة لولادة نجم في الغاز والغبار بالإضافة إلى دفعه نحو مصير نهائي ، إلا أن كل هذه الفترات العابرة لا تزال طويلة مقارنة بعمر الإنسان. يأمل المراقبون قليلاً في مشاهدة نجم معين وهو يتحرك خلال جميع ، أو حتى بعض ، خطوات التطور الجارية في النجم النجمي. بدلاً من ذلك ، كما كان الحال من قبل ، يبحث علماء الفلك في المجرة عن أدلة على أجسام كونية متنوعة في مراحل مختلفة من دوراتهم التطورية ، في محاولة لوضعها مثل قطع الألغاز في صورة متسقة مع ذاتها. أو ، لاستخدام استعارة أخرى ، مثل علماء السلوك الاجتماعي المكلفين بمهمة كشف ديناميكيات التجمعات السكانية للحيوانات ، يجد علماء الفلك أنه كلما تعمقوا في أعماق المجرات ، كلما أصبحت بيئة سكان النجوم أكثر إفادة. في النهاية ، نعتمد دائمًا على النمذجة الرياضية لمطابقة (وتعديل) نظرية التطور النجمي مع ملاحظات المراحل العديدة المتنوعة في ولادة وموت النجوم.

يلخص الجدول 3-2 عملية حسابية تم إجراؤها بواسطة الكمبيوتر لجسم كتلة شمسية واحدة. إنه استمرار للتجميع السابق المدرج في الجدول 3-1 ، باستثناء أنه تم تبديل وحدات الكثافة من الجسيمات / سم 3 إلى جم / سم 3 ، لتعكس الكثافة المتزايدة (يوجد حوالي 10 24 جسيمًا ذريًا في 1 جرام من شيء). انتهى الجدول السابق بالمرحلة 7 ، وهي عبارة عن كائن ذو تسلسل رئيسي يدمج الهيدروجين في الهيليوم على مدار مساره

10 مليارات سنة. يبدأ الجدول الجديد هنا بالمرحلة 8 ، المسار التطوري بعيدًا عن التسلسل الرئيسي. تصف المرحلة 9 نجمًا عملاقًا أحمر راسخًا يدمج الهيليوم في الكربون في جوهره.

بالنسبة للكميات المادية المدرجة في الجدول 3-1 ، لا يمكن تحديد تلك التي تصف كل مرحلة من مراحل الجدول 3-2 بدقة عالية. لم يتم فهم درجة الحرارة والكثافة والحجم واللمعان ، وكذلك المسار التطوري الدقيق ، تمامًا في هذا الوقت. تعتمد كل كمية من هذه الكميات على الشروط الأولية المستخدمة لكتلة النجم وتكوينه ، وكذلك على معدل الاحتراق النووي في الداخل.

النيوترينوات الشمسية هذا الاعتماد على نمذجة الكمبيوتر هو بالضبط ما جعل نتائج تجربة مهمة مزعجة للغاية & # 8212 حتى وقت قريب. التجربة الوحيدة التي تتعلق مباشرة بالأحداث الفيزيائية داخل النجوم لم تتوافق بشكل جيد مع التنبؤات لنجم مثل شمسنا. لعقود من الزمان ، كان العلماء في حيرة من عدد جزيئات النيوترينو الأولية الموجودة في الإشعاع الشمسي الذي يصل إلى الأرض. مشتقة من كلمة إيطالية تعني & # 8220 محايدة قليلاً ، & # 8221 النيوترينوات معروفة من التجارب على الأرض بأنها عديمة الكتلة فعليًا وبلا شحنة ، وتنتقل بسرعة الضوء (أو قريبة جدًا منها). تتفاعل النيوترينوات مع أي شيء تقريبًا ، فهي جسيمات تشبه الأشباح تتمتع بالقدرة على المرور بحرية عبر عدة سنوات ضوئية من الرصاص! ومن ثم ، يجب أن يكونوا قادرين على الهروب دون تردد من لب الشمس ، حيث يتم إنشاؤها بكميات وفيرة كمنتجات ثانوية للتفاعلات النووية. ينتشر الإشعاع العادي حول (أو & # 8220 يمشي عشوائي & # 8221) في باطن الشمس لنحو مليون سنة قبل أن ينبعث من سطح الشمس في الفضاء ، ولكن يجب أن تخترق النيوترينوات سطح الشمس في ثانيتين وتصل إلى الأرض بمجرد بعد 8 دقائق من صنعه في القلب. وبالتالي فهي تشكل الاختبار المباشر الوحيد للأحداث النووية المسؤولة عن تزويد الشمس بالطاقة.

النيوترينوات الشمسية تخترق الأرض بلا مبالاة طوال الوقت. حوالي 5 ملايين نيوترينات تتغذى كل سنتيمتر 2 من أجسامنا كل ثانية ، على الرغم من أننا لسنا على علم بها ولا نتأذى بها. على الرغم من مراوغتها ، يمكن دراسة تأثيرات النيوترينوات بأدوات مبنية بعناية مصنوعة من مواد نادرة. إحدى هذه المواد مادة كيميائية لها اسم التواء اللسان رباعي كلورو إيثيلين. كما يبدو سامة ، سي2Cl4 هو سائل آمن يستخدم غالبًا في صناعة التنظيف الجاف. لذلك تم بناء تلسكوب & # 8220neutrino & # 8221 في السبعينيات في الجزء السفلي من منجم ذهب ساوث داكوتا عن طريق ملء خزان كبير بسعة 400000 لتر (

100،000 جالون) من هذه الأشياء. بهذه الطريقة ، يمكن حساب بعض النيوترينوات الشمسية التي تصل إلى الأرض وتحليلها ، على الرغم من أنه في الواقع يتم الكشف عن 1 فقط لكل 10 15 منها تتدفق عبر الخزان. يعد موقع هذا المختبر تحت الأرض وتلسكوبه الفريد ضروريًا لحماية التجربة من التداخل الناجم عن الأشعة الكونية والجسيمات الأولية الأخرى المنبعثة من مصادر غير شمسية مثل المستعرات الأعظمية القديمة. على الرغم من أن الجهاز يبدو أنه يعمل بشكل صحيح لعقود من الزمن ، إلا أن معدل اكتشاف النيوترينو كان في كثير من الأحيان أقل مما تتوقع النظرية أنه يتم رؤيته مرتين في الأسبوع ، بدلاً من مرة واحدة في اليوم & # 8212 حول ثلاثة أضعاف التباين.

لقد كافح علماء الفيزياء الفلكية مع هذه النتائج المحيرة لسنوات عديدة. يتردد كل من المنظرين والتجريبيين في إلقاء اللوم على أي نقص في النيوترينوات الشمسية على الأخطاء المفاهيمية في نظرية التطور النجمي. لا أحد يريد أن يتجاهل ما يبدو أنه فهم جيد للانصهار الشمسي ، حيث تتفق جميع جوانبه الأخرى جيدًا مع الملاحظات. يشك بعض الباحثين (معظمهم من المنظرون) في أن المعدات التجريبية ربما لم تكن مضبوطة تمامًا بشكل صحيح ، وعلى أي حال كانت عاملاً من عوامل

3 ليست مشكلة كبيرة في علم الفلك. يشعر آخرون (معظمهم من المجربين) بالقلق من نماذج الكمبيوتر إذا كان نواة Sun & # 8217s أكثر برودة بنسبة 10 ٪ فقط مما تقول النظرية ، فإن العدد المتوقع للنيوترينوات الشمسية سيكون أقل. لا يزال آخرون يجادلون بأننا لا نعرف حتى الآن ما يكفي عن جسيم النيوترينو الغريب نفسه ، فالخصائص الفيزيائية للنيوترينوات قد تجعلها الجاني ، خاصة إذا اتضح أن لديها كميات ضئيلة من الكتلة.

في الآونة الأخيرة ، في العقد الأول من القرن الحادي والعشرين ، يبدو أن هذا التناقض المكون من ثلاثة عوامل قد تم حله أثناء التجارب في مختبرات جديدة تحت الأرض تقع في اليابان وكندا ، حيث تستخدم الأخيرة مجالًا من 1000 طن من الماء عالي النقاوة المعلق أكثر من كيلومتر تحت السطح ومحاط بـ 10000 جهاز استشعار نيوترينو. تشير النتائج الجديدة إلى أن النيوترينوات لها كميات ضئيلة من الكتلة & # 8212 تقريبًا من مليون (10 -6) كتلة الإلكترون ، والتي هي نفسها أخف بحوالي 2000 مرة من البروتون. ومع ذلك ، فحتى هذه الكتلة بالغة الصغر تكفي لجعل النيوترينوات التي تبدو فصامية تغير خصائصها ، حتى لتحويلها إلى جسيمات أخرى ، خلال رحلتها التي تستغرق 8 دقائق من الشمس إلى الأرض. وهذا ما يعتقد معظم علماء الفلك أنه يحدث الآن: من المحتمل أن يتم إنتاج النيوترينوات في الشمس بالمعدل الذي تنبأت به النظرية ، لكن بعضها يتغير إلى شيء آخر & # 8212 يحتمل أن يتحول إلى أنواع أخرى من النيوترينوات & # 8212 في طريقه إلى الأرض. كانت التجارب الأصلية غير حساسة لهذه التغييرات ، لكن التجارب الأحدث تكتشف أدلة عليها. موضوع الخلاف الآن هو الحاجة إلى إصلاح النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ، حيث يُتوقع أن يكون للنيوترينوات كتلة صفرية على وجه التحديد & # 8212 أو أن تبدأ بحثًا جديدًا بالكامل لحل تناقض محتمل آخر بين نظرية الكم والتجارب الدقيقة.

بافتراض صحة هذه النتائج الأخيرة & # 8212 أي أن النيوترينوات لها كتلة جوهرية وخصائص قابلة للتغيير & # 8212 نتساءل مرة أخرى عما إذا كانت النيوترينوات يمكن أن تكون الحل لمأزق المادة المظلمة بعيد المنال. بالنظر إلى العدد الهائل من النيوترينوات التي من المحتمل أن تغمر مجرتنا & # 8212 ، كلاهما من بقايا تفاعلات الجسيمات في بدايات الكون بالإضافة إلى تلك الجديدة التي تم إنشاؤها في جميع نجوم درب التبانة & # 8212 ، لا يزال الأمر مشكوكًا فيه. على الرغم من أن النيوترينوات هي بالتأكيد جزء من المزيج الكوني ، إلا أن تراكمها الكلي يرجح أن يكون & lt1٪ من الكتلة الكلية للمجرة.

على أي حال ، يعتبر عدد قليل من الباحثين الحل المفاجئ لمشكلة النيوترينو الشمسية تهديدًا لفهمنا للطريقة التي تتألق بها النجوم. يبدو أن معضلة النيوترينو هذه التي تعود إلى عقود من الزمن الآن كانت تمثل مشكلة في فيزياء الجسيمات أكثر من كونها مشكلة مع علم فلك الشمس. من خلال التحقق والمراجعة المزدوجة لكل من النظرية والتجربة ، مع الاستمرار في معالجة المشكلة بالعقل والتشكيك & # 8212 وهو بالضبط الطريقة التي يتقدم بها العلم & # 8212 الذي ظهر في الأفق باعتباره سوء فهم خطيرًا للانصهار النجمي قد تم حله الآن على ما يبدو.

قضايا الإلحاح يحد عدم اليقين من فهمنا لكل حقبة من مراحل التطور الكوني. هنا في STELLAR EPOCH ، كما هو الحال في أي مكان آخر ، يبدو أننا قادرون على تحديد الخطوط العريضة للعديد من الأحداث المحتملة ، لكن التفاصيل الدقيقة & # 8217t دائمًا في متناول اليد. ما الذي يسبب الاحتراق على شمسنا ، مما يؤدي إلى بروز المادة والإشعاع الهائل الذي يفلت من نجمنا ويؤثر على كوكبنا؟ كيف يمكن لل

دورة شمسية مدتها 11 عامًا ، هل تعمل على إيقاف تشغيل البقع الشمسية السطحية وتشغيلها على فترات زمنية تقرب من عقد؟ هل يمكننا أن نشرح بشكل مرضٍ الهالة ذات المليون درجة ، أو الغلاف الجوي الخارجي للشمس ، عندما يكون سطحه 6000 كلفن فقط؟ ما هو دور المجالات المغناطيسية في نشأة جميع النجوم وصيانتها وزوالها؟

حتى ألمع نجم في سماء الليل يبدو محيرًا بعض الشيء ، على الأقل فيما يتعلق بالسجل التاريخي. سيريوس أ ، على بعد 9 سنوات ضوئية فقط ، يظهر ضعف سطوع أي نجم مرئي آخر (باستثناء الشمس) وقد لوحظ بشكل بارز من قبل العديد من الحضارات القديمة. تشير النصوص المسمارية للبابليين إلى هذا النجم منذ 1000 قبل الميلاد ، ويعلم المؤرخون أن النجم أثر بشدة على الزراعة والدين المصريين في حوالي 3000 قبل الميلاد. لذلك ، نظرًا للسجل المطول لملاحظات سيريوس ، يوجد هنا كائن قد تكون لدينا فرصة لدراسة التغييرات التطورية الطفيفة ، على الرغم من المقاييس الزمنية الطويلة اللازمة عادةً لإحداث مثل هذه التغييرات. لكن هنا يكمن اللغز.

يبدو أن Sirius A قد غير مظهره على مر العصور تشير السجلات التاريخية المكتوبة بوضوح إلى ذلك. لكن ملاحظات القدماء بالعين المجردة محيرة. تم تسجيل كل معلومة عن سيريوس بين أعوام 100 قبل الميلاد. و 200 م تدعي أن هذا النجم كان أحمر. في المقابل ، تظهر الملاحظات الحديثة الآن أنها بيضاء أو بيضاء مزرقة ، لكنها بالتأكيد ليست حمراء. وفقًا لنظرية التطور النجمي ، لا ينبغي أن يكون أي نجم قادرًا على تغيير لونه من الأحمر إلى الأزرق والأبيض بشكل كبير في مثل هذا الوقت القصير & # 8212 حتى على مدى آلاف السنين. أي تغيير من هذا النوع يجب أن يستغرق على الأقل

100000 سنة ، وفي أي حال من المرجح أن يتغير من الأزرق إلى الأحمر.

قدم علماء الفلك العديد من التفسيرات للتغيير المفاجئ إلى حد ما في سيريوس أ. وتشمل هذه التفسيرات احتمالية أن بعض المراقبين القدامى كانوا مخطئين وأن الكتبة الآخرين قاموا بنسخها. أو ربما مرت سحابة غبار مجرية بين سيريوس والأرض

منذ 2000 عام ، احمرار النجم مثلما يفعل الغلاف الجوي المترب للأرض في كثير من الأحيان مع شمسنا عند الغسق. أو ربما كان رفيقًا لـ Sirius A ، وبالتحديد Sirius B ، كان عملاقًا أحمر ونجمًا مهيمنًا على نظام النجم المزدوج هذا منذ 2000 عام ، ومنذ ذلك الحين قام بطرد غلافه الخارجي ليكشف عن النجم الصغير (القزم الأبيض) الذي نلاحظه الآن على أنه سيريوس ب.

ومع ذلك ، لا يبدو أن أيًا من هذه التفسيرات معقول. كيف يمكن تسجيل لون السماء ألمع نجم # 8217s بشكل غير صحيح لمئات السنين؟ أين & # 8217s سحابة المجرة المتداخلة الآن؟ أين & # 8217s قذيفة العملاق الأحمر السابق؟ لقد تركنا مع شعور غير مريح بأن النجم اللامع في الليل لا يبدو أنه يتناسب جيدًا مع السيناريو المقبول حاليًا للتطور النجمي.

كما لو أن هذا لم يكن كافيًا ، فإن منارة ملاحية لدينا ، Polaris the North Star ، هي أيضًا نوع من اللغز. على الرغم من خط شكسبير الكلاسيكي لـ Julius Ceasar ، & quot ولكن أنا ثابت مثل النجم الشمالي ، & quot ، فإن الضوء من Polaris ليس ثابتًا جدًا ، ومع ذلك فإن السماء مليئة بالنجوم المتغيرة ، لذا ربما يكون ذلك جيدًا. للأسف ، فإن مدى تباينها يتغير أيضًا وبسرعة أيضًا ، وهذا أمر محير حقًا. ادعى علماء الفلك اليونانيون منذ 2000 عام أن متوسط ​​سطوع Polaris كان أضعف بثلاث مرات مما هو عليه الآن ، وهو معدل تغيير ، إذا كان حقيقيًا ، أكبر بكثير من ذلك الذي تنبأت به النماذج الحالية للتطور النجمي. لم يكن المقصود من عدم ربط كل الأطراف السائبة بعد & # 8217t الإشارة إلى تصدعات كبيرة في فهمنا للنجوم بدلاً من ذلك ، لا يزال هناك الكثير من العمل الذي يتعين القيام به فيما يتعلق بتلك التفاصيل الصغيرة الانتقائية التي غالبًا ما تعمل على ضبط هذا الفهم بدقة.

وبغض النظر عن هذه القضايا الدقيقة والمثيرة للقلق ، فإن التطور النجمي يعتبر أحد أعظم قصص النجاح في الفيزياء الفلكية الحديثة. تقدمت النظرية والمراقبة جنبًا إلى جنب على مدى العقود العديدة الماضية ، مما أدى إلى تحسين معرفتنا بالنجوم أثناء انتقالها من المهد إلى اللحد. اليوم ، يعد موضوع التطور النجمي حجر الزاوية في السرد التطوري الكوني ، وهو جزء أساسي من تلك الرؤية الأوسع للصورة الأكبر التي عرفناها جيدًا.

نواة الكربون ردود الفعل النووية في نجم قديم & # 8217s هيليوم القلب تمخض ، ولكن ليس لفترة طويلة. مهما كان الهيليوم الموجود في القلب يتم استهلاكه بسرعة. الهليوم -& GT دورة اندماج الكربون ، مثل الهيدروجين -& GT تدور دورة الهيليوم قبلها بمعدل يتناسب مع درجة الحرارة ، وكلما زادت حرارة النواة ، زادت سرعة التفاعلات. في ظل هذه درجات الحرارة العالية جدًا ، لا يدوم وقود الهليوم ببساطة & # 8217t لفترة طويلة & # 8212 ربما أقل من بضعة ملايين من السنين بعد & # 8220 فلاش. & # 8221

يتسبب تراكم رماد الكربون في اللب الداخلي في سلسلة من الأحداث الفيزيائية المشابهة لتلك التي حدثت في نواة الهليوم السابقة. ينضب الهيليوم أولاً في مركز النجم ، وبعد ذلك يتوقف الاندماج هناك ، وتكون درجة الحرارة منخفضة للغاية بالنسبة لتفجير الكربون. ثم يتقلص جوهر الكربون ثم يسخن قليلاً ، حيث يبدأ منظم الحرارة في Nature & # 8217s مرة أخرى أثناء البحث عن المزيد من الطاقة من معصوم الجاذبية المتجددة. يؤدي هذا بدوره إلى تكثيف دورات حرق الهيدروجين والهيليوم في الطبقات الوسطى من النجم. يبدأ مثل هذا النجم المسن في أن يشبه بصلة ضخمة ، مع أصداف مختلفة من العناصر الأثقل تدريجيًا باتجاه مركزها. يتسبب كل هذا التسخين الإضافي في تمدد غلافه الخارجي في النهاية ، كما حدث سابقًا ، مما يجعل النجم مرة أخرى عملاقًا أحمر منتفخًا. يوضح الشكلان 3.27 و 3.28 الجزء الداخلي للنجم والمسار التطوري المتبع خلال هذه الأحداث الأخيرة.

الشكل 3.27 & # 8212 في غضون بضعة ملايين من السنين بعد بداية احتراق الهليوم ، يتراكم رماد الكربون في اللب الداخلي للنجم ، ولا يزال الهيدروجين والهيليوم يحترقان فوقه. (برنتيس هول)

الشكل 3.28 & # 8212 يتجه النجم ذو النواة الكربونية في النهاية نحو سطوع أعلى & # 8212 تقنيًا على طول "فرع عملاق مقارب" & # 8212 لنفس سبب تطوره هناك في المقام الأول: عدم وجود اندماج نووي في اللب ، مما تسبب في انكماش لب وتوسيع الطبقات التي تعلوها. (لولا تشيسون)

شريطة أن تصبح درجة الحرارة الأساسية عالية بما يكفي لانصهار نواتين من الكربون ، أو على الأرجح اتحاد نوى الكربون والهيليوم ، يمكن تصنيع حتى المنتجات الأثقل. تدعم الطاقة المتولدة حديثًا النجم في كل مرحلة من مراحل السلسلة النووية ، مما يعيد النجم إلى توازنه الهيدروستاتيكي المعتاد. مرة أخرى ، هذا ليس توازن ديناميكي حراري ، لأن النجوم القديمة المتهالكة تطور تدرجات حرارية وعنصرية شديدة الانحدار من اللب إلى السطح. لهذا السبب ، فإن هذه النجوم المسنة أكثر تعقيدًا بالتأكيد من نظيراتها الأصغر سنًا. ومن المفارقات ، مع تقدم عملية الاندماج ، تستمر النجوم القديمة في أن تصبح أكثر إشراقًا ، طوال الوقت الذي تموت فيه.

إن دورة الانصهار والتسخين والتعاقد هذه هي عمومًا الطريقة التي يتم بها تشكيل العديد من العناصر الثقيلة في اللحظات الأخيرة من النوى النجمية. يتم إنشاء جميع العناصر الأثقل من الكربون خلال نسبة 1٪ الأخيرة لبعض النجوم وأعمارها رقم 8217. ومع ذلك ، فإن شمسنا ليست واحدة منها ، فهي صغيرة جدًا.

فقدان كامل من المعروف أن النجوم من جميع الأنواع الطيفية نشطة ولديها رياح نجمية ، تمامًا مثل الشمس النشطة التي تظهر بوضوح في كل مرة.

11 عامًا خلال فترات زيادة البقع الشمسية والتوهجات والظهور. ضع في اعتبارك النجوم الزرقاء شديدة السطوع والساخنة (من النوعين O و B) التي تتمتع بأقوى رياح. أظهرت ملاحظات أطياف الأشعة فوق البنفسجية مع التلسكوبات على الصواريخ والأقمار الصناعية أن سرعة الرياح (أو العواصف!) غالبًا ما تصل إلى 3000 كم / ث (أو عدة ملايين ميل في الساعة). نهج معدلات فقدان الكتلة المقابلة وأحيانًا يتجاوز 10-5 كتلة شمسية سنويًا ، وهذا يعادل كتلة شمسية كاملة (ومع ذلك عادةً ما يقرب من عُشر الكتلة الإجمالية في هذه النجوم الكبيرة) يتم نقلها إلى الفضاء في فترة قصيرة نسبيًا تمتد لـ 100،000 سنة.

الملاحظات التي أدلى بها مستكشف الأشعة فوق البنفسجية الدولي أثبت القمر الصناعي الذي يعمل في مدار حول الأرض خلال الثمانينيات أنه لإنتاج مثل هذه الرياح العاتية ، فإن ضغط الغازات التاجية الساخنة (التي تدفع الرياح الشمسية) لا يكفي. بدلاً من ذلك ، يجب أن تكون رياح النجوم الساخنة المضيئة مدفوعة مباشرة بضغط الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من هذه النجوم. تم وضع نفس الآلية نظريًا لإخراج الغاز من نوى بعض المجرات النشطة بشكل خاص ، وهو موضوع تم التطرق إليه لفترة وجيزة في GALACTIC EPOCH السابق.

مثل هذه الرياح النجمية القوية تفرغ تجاويف واسعة في الوسط بين النجمي ، دافعةً أصدافًا متوسعة للخارج من المادة المجرية تشبه تلك الناتجة عن النجوم المتفجرة ، كما تمت مناقشته في نهاية المجرة الإلكترونية وفي القسم التالي من هذا النجم النجمي. بصرف النظر عن الحقيقة المعروفة المتمثلة في توفر كميات وفيرة من الأشعة فوق البنفسجية من النجوم الساخنة المضيئة لقيادة مثل هذه الرياح النجمية ، فإن تفاصيل العملية ليست مفهومة جيدًا. مهما كان ما يحدث ، فهو بالتأكيد معقد ، لأن أطياف النجوم فوق البنفسجية تميل إلى التغير بمرور الوقت ، مما يعني أن الرياح غير مستقرة. على ما يبدو ، فإن عدم الاستقرار النجمي من نوع أو آخر هو في قلب المشكلة.

أثبتت الملاحظات التي تم إجراؤها مؤخرًا باستخدام التلسكوبات الراديوية والأشعة تحت الحمراء وكذلك التلسكوبات البصرية أن النجوم المضيئة الباردة (على سبيل المثال. ، K- و M-type العملاقة) تفقد كتلتها بمعدلات مماثلة لتلك الخاصة بالنجوم الساخنة المضيئة ، ومع ذلك ، فإن سرعات رياحها أقل بكثير ، بمتوسط ​​30 كم / ثانية (أو & مثل & مثل & مثل 70،000 ميلا في الساعة). لأن النجوم الحمراء المضيئة هي بطبيعتها أجسام باردة (

3000 كلفن من درجة حرارة السطح) ، فهي لا تصدر أي إشعاع فوق بنفسجي يمكن اكتشافه ، لذا من المحتمل أن تختلف الآلية التي تقود الرياح عن تلك الموجودة في النجوم الساخنة المضيئة. لا يمكننا إلا أن نخمن أن اضطراب الغاز و / أو القوى المغناطيسية في الأغلفة الجوية لهذه النجوم مسؤولة إلى حد ما. على عكس النجوم الساخنة ، فإن الرياح القادمة من هذه النجوم الباردة غنية بجزيئات الغبار وجزيئاته. نظرًا لأن جميع النجوم تقريبًا أكبر كتلة من الشمس تتطور في النهاية إلى عمالقة حمراء ، فإن هذه الرياح ، المتدفقة من أعداد هائلة من النجوم ، توفر مصدرًا رئيسيًا للغبار والغبار الجديد في الفضاء بين النجوم. وهكذا ، فإن الرياح النجمية المكتشفة مؤخرًا توفر رابطًا حيويًا في دورة تكوين النجوم وتطور المجرات. كما هو الحال مع النجوم الساخنة ، فإن علماء الفلك غير متأكدين مما يؤثر على هذه الرياح والخسائر الجماعية على التطور اللاحق للنجوم نفسها.


كبلر يرصد المستعر الأعظم و # 039 s Shockwave في الضوء المرئي لأول مرة

انطباع فنان عن انفجار مستعر أعظم. بمساعدة تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا و # 8217s ، تمكن علماء الفلك ولأول مرة من ملاحظة اللحظة الدقيقة عندما تصل موجة الصدمة من مستعر أعظم إلى سطح النجم السلف قبل انفجار الأخير مباشرة. حقوق الصورة: ESO / M. كورنميسر

تعد انفجارات المستعر الأعظم أحد أكثر مشاهد السماء العميقة إثارة للإعجاب بالنسبة لعلماء الفلك الهواة المحترفين والمحنكين على حد سواء. تمثل المستعرات الأعظمية ، التي تدل على المراحل النهائية في حياة النجوم الأكبر حجمًا من الشمس ، قوى عابرة ذات قوة هائلة جزء لا يتجزأ من الدورة الكونية الدائمة للحياة والموت وإعادة تدوير المواد بين النجوم التي تؤدي في النهاية إلى ظهور الجيل التالي. النجوم وأنظمة الكواكب. على الرغم من أن علماء الفلك قد اكتسبوا الكثير من الفهم حول العمليات الفيزيائية التي تقود هذه الألعاب النارية الكونية في العقدين الأخيرين ، إلا أن العديد من التفاصيل الأساسية ظلت غامضة حتى الآن. أضاف تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا و # 8217s مؤخرًا معلومة مهمة لعلماء الفلك وصورة المستعر الأعظم رقم 8217 ، من خلال رصد موجة الصدمة مباشرة في أطوال موجية مرئية لأول مرة - الوميض الساطع الذي يسبق الانفجار نفسه مباشرة قبل أن يتمزق النجم السلف تمامًا بعيدا، بمعزل، على حد.

تمر جميع النجوم بحياتها من خلال دمج الهيدروجين في الهيليوم في أعماق قلبها ، وهي عملية تحافظ عليها في حالة توازن هيدروستاتيكي ، وتوازن الضغط الداخلي لكتلة النجم والضغط الخارجي للإشعاع والضوء الناتج عن الاندماج النووي الذي يحدث داخل جوهرها. عندما تستنفد النجوم إمدادات الهيدروجين الخاصة بها خلال نهاية حياتها ، فإنها لم تعد قادرة على مواجهة قوة الجاذبية وتبدأ نوىها في الانهيار تحت ثقلها ، مما يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارة الطبقات النجمية المحيطة بها مما يؤدي إلى تمددها. عند هذه النقطة ، تحدد النجوم والكتلة الأولية # 8217 مصيرها النهائي.

المنحنى الخفيف للمستعر الأعظم KSN 2011d كما لاحظه كبلر. كان انفجار سوبرنوفا وصدمة # 8217s مرئيًا بوضوح قبل أن يبدأ النجم في الانفجار. حقوق الصورة: ناسا أميس / دبليو. ستينزل

بالنسبة للكتل منخفضة ومتوسطة الكتلة التي تصل إلى ما يقرب من ثمانية كتل شمسية ، عندما تكون درجات الحرارة والضغوط عالية بما فيه الكفاية أثناء انهيار النواة ، يبدأ اللب في دمج الهيليوم في عناصر أثقل مثل الكربون والأكسجين ، مما يؤدي إلى تضخم هائل للنجم الذي يتطور لتصبح عملاق أحمر. هذه الأنواع من النجوم ليست ضخمة بما يكفي لاستمرار الاندماج إلى ما بعد تلك النقطة ، وفي النهاية ينفجر العملاق الأحمر طبقاته الخارجية في الفضاء ، ويشكل سديمًا كوكبيًا. من ناحية أخرى ، فإن النجوم الأكثر ضخامة ، والتي تمتلك ثمانية أضعاف كتلة الشمس على الأقل ، تستمر في دمج العناصر الأثقل عندما ينضب الهيدروجين. تتقدم عملية الاندماج النووي لهذه النجوم ببطء من خلال الجدول الدوري للعناصر ، مما ينتج عنه نوى ذرية أثقل بشكل متزايد من الكربون وصولاً إلى الحديد والتي تترسب على النجم الداخلي على طبقات متتالية فوق اللب بطريقة تشبه البصل. ، طوال الوقت ، ينتفخ النجم ويصبح عملاقًا أحمر فائقًا بنصف قطر يبلغ عادةً مئات المرات من الشمس. عندما يصل النجم إلى مرحلة اندماج الحديد ، لا يمكنه تحمل أي تفاعلات نووية أخرى ويبدأ في الانهيار النهائي تحت ثقله. في غضون ثوانٍ ، اصطدمت الطبقات النجمية المنفجرة باللب بسرعات هائلة يمكن أن تصل إلى أكثر من 20 في المائة من سرعة الضوء ثم ترتد لتنتج موجة صدمة شرسة تنتشر إلى الخارج بطريقة متفجرة ، وتأخذ معها طبقات النجم و # 8217. بعيدًا عن اللب فيما يشكل أساسًا بداية انفجار مستعر أعظم.

توقعت النماذج النظرية أنه في هذه المرحلة ، ستجتاز موجة الصدمة الجزء الداخلي للنجم وتصل إلى السطح في غضون فترة زمنية تقل عن ساعة ، قبل أن تنتشر بعيدًا في الوسط البينجمي المحيط. في الحالة الدقيقة التي تصل فيها موجة الصدمة إلى الغلاف الضوئي ، فإنها ستنتج وميضًا مفاجئًا من الضوء عبر أطوال موجية متعددة. هذا الفلاش ، المسمى & # 8220shock breakout & # 8221 ، سيكون قابلاً للاكتشاف باعتباره ارتفاعًا مميزًا في السطوع في منحنى الضوء الكلي في المستعر الأعظم # 8217s. ومع ذلك ، نظرًا لأن موجات الصدمة هذه تنتقل عبر النجم المحتضر في مثل هذا الوقت القصير ، فإن اكتشاف توقيعها الضوئي يمثل تحديًا كبيرًا لعلماء الفلك حيث يتعين عليهم النظر إلى المكان المناسب في الوقت المناسب ، قبل حدوث المستعر الأعظم مباشرة. نزول. لا ينبغي ردعهم ، فقد أتت جهودهم ثمارها بشكل جيد عندما لاحظ تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا و # 8217s حدثًا مثل هذا تمامًا أثناء إحدى حملات المراقبة الطويلة.

يُعرف كبلر بمهمة غزيرة الإنتاج لصيد الكواكب ، وكان مسؤولاً عن إحداث ثورة كبيرة في البحث عن الكواكب الخارجية حول النجوم الأخرى منذ إطلاقه في مارس 2009 ، بعد أن اكتشف بالفعل أكثر من 4700 كوكب خارج المجموعة الشمسية و 1040 اكتشافًا مؤكدًا حتى الآن. كان التلسكوب الفضائي قادرًا على تحقيق هذه النتائج من خلال التحديق المستمر في ما يقرب من 150000 نجم في مجال رؤية ثابت في السماء ، والبحث عن الانخفاضات المميزة في السطوع التي تشير إلى مرور كوكب خارج المجموعة الشمسية عبر النجوم & # 8217 القرص. اتضح أن التلسكوب & # 8217s الذي يشير إلى مكان ثابت في السماء هو بالضبط ما كان مطلوبًا في البحث عن ظواهر فيزيائية فلكية عابرة أخرى ، مثل انفجارات المستعرات الأعظمية. مع أخذ ذلك في الاعتبار ، انطلق فريق دولي من علماء الفلك ، بقيادة بيتر جارنافيتش ، أستاذ الفيزياء الفلكية بجامعة نوتردام في إنديانا ، في عام 2011 لمراقبة ما يقرب من 500 مجرة ​​تم وضعها في مجال رؤية كيبلر ورقم 8217 ، في البحث عن أي اختلافات في السطوع تدل على وجود مستعر أعظم. واكتشفوا أنهم فعلوا ذلك ، عندما لاحظ التلسكوب الفضائي نجمين عملاقين أحمر في فواصل زمنية مدتها 30 دقيقة قبل وبعد انفجارهما.

في مهمة K2 الجديدة ، أعيد توجيه كبلر للإشارة إلى اتجاه موازٍ لمساره المداري حول الشمس ، بالقرب من مستوى دائرة الشمس. يسمح هذا للمركبة الفضائية بالتحديق في مناطق مختلفة من السماء فوق وتحت الانتفاخ المجري أثناء مدارها ، مما يوفر للفلكيين فرصة لإجراء العديد من الملاحظات الفيزيائية الفلكية المختلفة بالإضافة إلى مهام البحث عن الطائرات الخاصة بالبعثة. حقوق الصورة: ناسا / أميس

النجوم التي لاحظها كبلر كانت عملاقة حقيقية ، بنصف قطر يقارب 280 و 490 ضعف قطر الشمس على التوالي. بالنسبة إلى السياق ، إذا تم وضع كلاهما في مركز النظام الشمسي ، فسيغلفان بسهولة جميع الكواكب الأرضية. يقول جارنافيتش: "لوضع حجمها في المنظور الصحيح ، فإن مدار الأرض حول شمسنا سيتناسب بشكل مريح مع هذه النجوم الضخمة". أظهرت دراسة منحنيات الضوء أنها كانت نموذجية من النوع II-P المستعرات الأعظمية ، وهي فئة فرعية من المستعرات الأعظمية من النوع الثاني والتي تتميز بوجود خطوط انبعاث هيدروجين قوية في أطيافها. تمت دراسة هذه الأنواع من الانفجارات النجمية على نطاق واسع من قبل علماء الفلك ، كما أن تطور منحنيات الضوء الخاصة بهم مفهوم جيدًا. تصل المستعرات الأعظمية من النوع II-P على وجه الخصوص إلى ذروة سطوعها على مقياس زمني من أسبوع إلى أسبوعين ، والتي يمكن الحفاظ عليها لفترة طويلة من الوقت ، وعادة ما تستمر لعدة أشهر (فترة يتم تمثيلها على أنها خاصية & # 8220plateau & # 8221 in منحنى الضوء) قبل أن يتلاشى ببطء.

سمحت النظرة المستمرة لـ Kepler & # 8217s على هذين النجمين ، المسمى KSN 2011a و KSN 2011d ، لعلماء الفلك بتتبع منحنيات الضوء الخاصة بهم بالتفصيل على الرغم من مسافاتهم الكبيرة البالغة 700 مليون و 1.2 مليار سنة ضوئية على التوالي ، مما يدل على تطابقهما جيدًا مع التوقعات النظرية لـ كيف يتصرف النوع الثاني بشكل عام. ومع ذلك ، الأهم من ذلك ، في حالة KSN 2011d ، كان التلسكوب الفضائي قادرًا على ملاحظة ارتفاع صغير مميز في سطوع النجم # 8217s قبل أن يتحول الأخير إلى مستعر أعظم. استمر هذا الارتفاع في السطوع ، والذي لا يزيد عن 20 دقيقة ، والذي تم تسجيله مباشرة قبل أن يبدأ منحنى ضوء النجم في الارتفاع نحو الحد الأقصى ، وهو علامة واضحة على اندلاع الصدمة طويل الأمد الذي يشير إلى اللحظة التي كانت فيها موجة الصدمة من وصول المستعر الأعظم المتفجر إلى سطح النجم & # 8217s.

يقول Garnavich: "لكي ترى شيئًا ما يحدث في النطاقات الزمنية للدقائق ، مثل اندلاع الصدمة ، فأنت تريد أن يكون لديك كاميرا تراقب السماء باستمرار". "أنت لا تعرف متى سينفجر مستعر أعظم ، وقد سمحت لنا يقظة كيبلر & # 8217s بأن نكون شاهدين عندما بدأ الانفجار."

يضيف إد شايا ، عالم أبحاث مشارك في جامعة ميريلاند ، كوليدج بارك وعضو فريق Garnavich & # 8217 ، "إنه لمن دواعي سروري أن أكون جزءًا من التنبؤات النظرية التي تصبح ظاهرة مُلاحظة ومُختبرة". "لدينا الآن أكثر من مجرد نظرية لشرح ما يحدث عندما تصل موجة صدمة مستعر أعظم إلى سطح نجم حيث يتمزق هذا النجم تمامًا."

على الرغم من حقيقة أن كلاً من KSN 2011a و d أظهران ناتج طاقة مشابهًا كان نموذجيًا للمستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، افتقر منحنى الضوء السابق & # 8217s بشكل مفاجئ إلى توقيع مماثل لاختراق الصدمة. علاوة على ذلك ، كان وقت صعود KSN 2011a & # 8217s للوصول إلى ذروة السطوع أقصر إلى حد ما (في حدود 10 أيام مقارنة بـ 14 يومًا لـ KSN 2011a) ، مما يشير إلى أنه على الرغم من أن آليات القيادة الإجمالية للمستعرات الأعظمية من النوع الثاني هي نفسها ، إلا أن بعض التفاصيل قد تختلف. يعلق غارنافيتش: "هذا هو لغز هذه النتائج". "تنظر إلى مستعر أعظم وترى شيئين مختلفين. هذا هو أقصى قدر من التنوع ".

التفسير الأكثر ترجيحًا لهذا التناقض الذي يتناسب مع التوقعات النظرية ، وفقًا للباحثين ، هو أنه في حالة KSN 2011a ، لم تنتقل موجة الصدمة & # 8217t على طول الطريق إلى الفوتوسفير بسبب حجم النجم الأكبر بكثير ، أو إذا كان الأمر كذلك ، فقد تم تشتيته بشكل متساوٍ ، ربما بسبب وجود مادة نجمية حول النجم ، مما يسرق لمعانه الذي كان من الممكن أن يسجل في منحنى الضوء المستعر الأعظم # 8217. كتب فريق Garnavich & # 8217s في دراستهم ، والتي تم قبولها للنشر في مجلة الفيزياء الفلكية. "يشير الارتفاع السريع في KSN2011a & # 8230 إلى أن صدمة المستعر الأعظم استمرت في الانتشار إلى مادة ظاهرية مما يسمح لها بتحويل المزيد من الطاقة الحركية إلى لمعان ودمج اندلاع الصدمة على مدار وقت أطول & # 8230 KSN2011d تظهر انبعاثات زائدة في الوقت المتوقع لصدمة مع سطوع 12٪ من ذروة المستعر الأعظم في نطاق كبلر. يتوافق المقياس الزمني والسطوع الملحوظان للاختراق مع تنبؤات النموذج ".

صورة مجمّعة لصور المستعر الأعظم من النوع الثاني SN 1987A في سحابة ماجلان الكبيرة المجاورة ، والتُقطت بواسطة تلسكوب هابل الفضائي على مدار 12 عامًا. تُظهر الصور حلقة من المواد حول المستعر الأعظم تُضاء تدريجياً أثناء تعرضها لموجة الصدمة من الانفجار الأولي. حقوق الصورة: NASA و ESA و Pete Challis و Robert Kirchner

يُظهر الاكتشاف المباشر لـ Kepler & # 8217s لانهيار صدمة المستعر الأعظم حقيقة أنه على الرغم من أن التلسكوب الفضائي قد تم تصميمه بشكل أساسي كمهمة صيد للكواكب الخارجية ، إلا أنه مع ذلك يعد مرصدًا فيزيائيًا فلكيًا من الدرجة الأولى أيضًا ، والذي يمكن أن يلعب دورًا مهمًا بنفس القدر في أبحاث الفيزياء الفلكية إلى جانب مهام البحث عن الكواكب في السنوات القادمة. الآن في مهمة K2 & # 8220Second Light & # 8221 ، التي أعقبت فقدان عجلة رد الفعل الثانية في مايو 2013 ، تم إعادة توجيه التلسكوب الفضائي في اتجاه موازٍ لمساره المداري حول الشمس بالقرب من مسير الشمس. الطائرة ، التي فتحت مجموعة من الفرص الجديدة للبحث في العديد من مجالات الفيزياء الفلكية المختلفة. قال جون ترويلتزش ، مدير برنامج Ball Aerospace ، المقاول الرئيسي لشركة Kepler التي ابتكرت أيضًا مهمة التلسكوب & # 8217s K2 الموسعة ، خلال عرض تقديمي في مختبر فيزياء الغلاف الجوي والفضاء في بولدر: "لم نعد # 8217 مهمة خارج المجموعة الشمسية". ، كولورادو. & # 8220 نحن & # 8217 نعد مرصدًا للفيزياء الفلكية للأغراض العامة [ل] علم الزوايا الفلكية ، والنظام الشمسي [دراسات] ، والكواكب الخارجية ، والتجمعات [النجمية] ، والنشاط النجمي ، والنجوم الثنائية ، و [الدراسات] خارج المجرة ، وما إلى ذلك. شيء للجميع ".

من المتوقع أن تحتل دراسة المستعرات الأعظمية مركز الصدارة مع تقدم Kepler & # 8217s K2 ، والذي نأمل أن يسمح لعلماء الفلك باكتساب رؤى مهمة للعمليات التفجيرية التي تقود هذه الألعاب النارية الكونية ، فضلاً عن الكيمياء النجمية التي تحدث في نوى هذه النجوم ، وهي العمليات التي تحافظ على إعادة تدوير المواد النجمية وربما حتى استمرار الحياة في أجزاء أخرى من الكون. & # 8220 جميع العناصر الثقيلة في الكون تأتي من انفجارات سوبر نوفا ، "علق ستيف هويل ، عالم مشروع بعثتي كبلر و K2 في مركز أبحاث أميس التابع لناسا في كاليفورنيا. "على سبيل المثال ، كل الفضة والنيكل والنحاس الموجودة في الأرض وحتى في أجسادنا جاءت من آلام الموت المتفجرة للنجوم. الحياة موجودة بسبب المستعر الأعظم. & # 8221

تؤكد أحدث نتائج Kepler & # 8217s حقيقة تم عرضها مرارًا وتكرارًا في تاريخ استكشاف الفضاء: دراسة الكون هي أيضًا دراسة لأنفسنا ولا توجد مهمة فضائية صغيرة جدًا أو غير مهمة في هذا الصدد. غالبًا ما تأتي الأفكار المهمة من المسارات التي غالبًا ما تبدو غير منطقية. في النهاية ، هذا & # 8217s سبب إضافي للالتزام بقوة أكبر كنوع في برنامج قوي لاستكشاف الفضاء.

رسم متحرك للكمبيوتر لانفجار مستعر أعظم مع اندلاع موجة الصدمة المصاحبة له ، استنادًا إلى ملاحظات KSN 2011a و d ، التي أجريت باستخدام تلسكوب كبلر الفضائي. ائتمان الفيديو: NASA Ames، STScI / G. لحم خنزير مقدد

تأكد من "إعجاب" AmericaSpace على Facebook وتابعنا على Twitter:AmericaSpace


مرحلة ثلاثية ألفا أو عملاق أحمر

لا يزال قلب النجم & # 8217s في حالة عدم توازن ويستمر في الانكماش حتى يصل إلى الحد الذي يفرضه مبدأ استبعاد QM ، والذي يمنع إلكتروناته من احتلال نفس حالة QM. داخل اللب ، يبدأ الهيليوم الناتج عن اندماج نواة الهيدروجين السابق في الاندماج في عناصر أثقل ، 8 Be ، 12 C (و 16 O ، في النجوم الأثقل). نظرًا لأن تكوين 12 درجة مئوية يتطلب ثلاثة جسيمات ألفا (4 نوى) ، فإن العملية تسمى عملية ثلاثية ألفا والنجم في مرحلة انصهار الهيليوم الأساسية. يتكون النجم الآن من طبقتين ، الطبقة الداخلية تندمج مع عناصر أثقل من الطبقة الخارجية.

بالنسبة للشمس ، ستستمر هذه المرحلة أقل من حوالي مليار سنة ، وخلالها "تحترق" 4 He إلى 12 درجة مئوية و 16 درجة مئوية. سيعيش نجم بهذا الحجم تقريبًا لما مجموعه حوالي 10 Gy 5 معظم المؤلفين لنفترض أن 10 مليارات سنة ، ولكن لكي نتماشى مع الفصول اللاحقة ، سنقول 10 غراي. نظرًا لأن الشمس قد عاشت بالفعل لما يقرب من 5 Gy (كما سنرى في فصل الجيولوجيا) ، فقد بقي (ولدينا) حوالي 5 Gy.

يتم استخدام الهيليوم الأساسي بشكل أسرع من الهيدروجين وعندما يحدث هذا ، يتقلص اللب مرة أخرى. تؤدي زيادة درجة الحرارة إلى استمرار اندماج قشرة رقيقة من الهيليوم المتبقي داخل غلاف الهيدروجين الاندماج. يتكون اللب الآن من ثلاث طبقات: طبقة داخلية من الكربون والأكسجين ، وطبقة وسطى من اندماج الهيليوم وقشرة خارجية من اندماج الهيدروجين. يتوسع النجم مرة أخرى ويصبح a العملاق الأحمر.


1. يجب أن تعرف & # 151 المصطلحات النجمية النيوترونية ومعلومات أمبير

نيوترون ونجوم بولسار | بروتوستار | القزم البني | القزم الأبيض | العملاق الأحمر | نجمة متغيرة | نيوترون ستار | عمالقة | كوازار | سيفيد

الكتلة M4 Crab Pulsar RX J1856.5-3754 IC443 Vela Star-Jet Binary Neutrons SN & amp Neutron Centaurus X-3 Cir X-1 The Crab Neutron

في هذا القسم يجب أن تعرف

تعريفات من العلوم الفلكية للنجوم النيوترونية

» نيوترون - جسيم دون ذري متعادل كهربائيًا في عائلة الباريون ، كتلته 1839 مرة من كتلة الإلكترون ، ومستقر عند ارتباطه بنواة ذرية ، ومتوسط ​​عمر يبلغ حوالي 1.0 × ثانية كجسيم حر. يشكل البروتون والبروتون الكتلة الكاملة للنواة الذرية تقريبًا ، وبالتالي ، يشكلان معظم كتلة المادة المرئية في الكون.
» بولسار - نجم نيوتروني ينبعث منه حزم من الإشعاع تمر عبر خط رؤية الأرض. المصطلح النجم النابض هو اختصار لنجم راديو نابض أو مصادر راديوية نابضة بسرعة. مثل الثقب الأسود ، فهو نقطة نهاية لتطور النجوم. تعود "نبضات" الإشعاع عالي الطاقة التي نراها من النجم النابض إلى اختلال محاذاة محور دوران النجم النيوتروني ومحوره المغناطيسي. تنبض النجوم النابضة لأن دوران النجم النيوتروني يتسبب في اندفاع الإشعاع المتولد داخل المجال المغناطيسي داخل وخارج خط رؤيتنا مع فترة منتظمة. [1]
» النجم النيوتروني - تم اكتشاف النيوترونات في عام 1932 وبعد ذلك بوقت قصير (في عام 1934) اقترح والتر بادي وفريتز زويكي أن النجوم النيوترونية تشكلت في المستعرات الأعظمية. تم إثبات وجود النجوم النيوترونية عندما وجدت جوسلين بيل ، أثناء عملها على الملاحظات الراديوية للكوازارات ، الانبعاثات الراديوية للنجم النابض CP 1919 في عام 1967. وسرعان ما تقرر بعد ذلك أن المصدر كان نجمًا نيوترونيًا عالي الدوران. [2]
» جوسلين بيل بورنيل - اكتشف النجوم النابضة الراديوية عام 1967 دكتوراه. في علم الفلك الراديوي من جامعة كامبريدج في عام 1968. للحصول على ببليوغرافيا قصيرة ومقابلة ، انظر صفحة موقع StarChild على الإنترنت بعنوان Jocelyn Bell Burnell
» سلطعون بولسار - بقايا مستعر أعظم تمت دراستها كثيرًا وتحتوي على نجم نيوتروني. للحصول على معلومات إضافية حول Crab Pulsar ، راجع Wikipedia & amp المرصد الفلكي الراديوي الوطني The Crab Pulsar and Nebula
» الكتلة الشمسية - الكتلة الشمسية (M) ، 1.98892 × 1030 كجم ، هي طريقة قياسية للتعبير عن الكتلة في علم الفلك ، وتستخدم لوصف كتل النجوم والمجرات الأخرى. إنها تساوي كتلة الشمس ، حوالي 2 نونليون كيلوغرام أو حوالي 332،950 ضعف كتلة الأرض أو 1048 مرة كتلة كوكب المشتري. للحصول على معلومات إضافية حول كتلة soalr انظر ويكيبيديا
» كثافة - يقاس بالجرام لكل سنتيمتر مكعب (أو كيلوجرام لكل لتر): كثافة الماء 1.0 حديد تساوي 7.9 رصاص أي 11.3. النجم النيوتروني النموذجي له كتلة بين 1.4 و 5 أضعاف كتلة الشمس. لا يمكن أن يكون أكثر ضخامة من هذا أو الجاذبية سوف تطغى عليه وسيصبح ثقبًا أسود! قد يتراوح نصف قطر النجم النيوتروني بين 10 و 20 كيلومترًا. [3] غالبًا ما يتم ذكر كثافة السطح والكثافة الأساسية للنجم النيوتروني من خلال علم التشريح & # 151 ، فإن ملعقة صغيرة مليئة بموادها الأساسية تزن ما بين مليار وعشرة مليارات طن من مواد سطحها التي تزن مليون طن زائد.
» انهيار الجاذبية - (لأغراض هذا القسم) هو انفجار داخلي لنجم أو جسم نجمي آخر تحت تأثير جاذبيته. يكون الجسم الناتج أصغر كثيرًا وأكثر كثافة من الجسم الأصلي الذي تشكل منه.
» انفجار - في النجم ، يكون الانفجار الداخلي ناتجًا عن التوقف المفاجئ لعملية الاندماج مما يتسبب في انهيار عنيف داخل طبقاته باتجاه قلب الحديد.
» حد Chandrasekhar - هو قانون يحدد الحد الأقصى الممكن لكتلة غير دوارة والتي يمكن دعمها ضد انهيار الجاذبية بضغط انحلال الإلكترون. تم تسميته على اسم Subrahmanyan Chandrasekhar ، الحائز على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 1983 لعمله في نظرية النجوم القزمة البيضاء. للحصول على مرجع إضافي ، راجع حدود Chandrasekhar على موقع Free Dictionary. & # 187 ضغط تنكس الإلكترون - ضغط تنكس الإلكترون هو نتيجة لمبدأ استبعاد باولي ، الذي ينص على أن فرميونين لا يمكنهما احتلال نفس الحالة الكمومية في نفس الوقت. تحدد القوة التي يوفرها هذا الضغط حدًا لمقدار المادة التي يمكن ضغطها معًا دون أن تنهار في نجم نيوتروني أو ثقب أسود. إنه عامل مهم في الفيزياء النجمية لأنه مسؤول عن وجود الأقزام البيضاء. للحصول على مرجع إضافي ، انظر ويكيبيديا
» النوع الثاني ، النوع الأول أو النوع الأول المستعر الأعظم - وتسمى أيضًا مستعرات أعظم انهيار النواة. يتكون النجم من طبقات من عناصر مختلفة مع احتراق الطبقات الخارجية للهيدروجين والهيليوم والكربون والسيليكون حول قلب حديدي ، مما يؤدي إلى بنائه. في النهاية ، يستسلم اللب الحديدي الضخم للجاذبية وينهار ليشكل نجمًا نيوترونيًا. تسقط الطبقات الخارجية للنجم وترتد عن قلب النيوترون مما يخلق موجة صدمة تهب الطبقة الخارجية إلى الخارج. هذا هو انفجار السوبرنوفا. [4]
» الثقب الأسود - مساحة من الزمكان ذات مجال جاذبية شديد لدرجة أن سرعة إفلاتها تساوي أو تتجاوز سرعة الضوء. لمزيد من الدراسة عن الثقوب السوداء ، انظر الثقب الأسود في مركز أبحاث أرشيف الفيزياء الفلكية للطاقة العالية (HEASARC) وهو مستودع أرشفة البيانات للظواهر النشطة للغاية ، من الثقوب السوداء إلى الانفجار العظيم.
» تأثيرات الدوران والدوران والأمبير - يعتمد الدوران العالي المحوري أو غير المحوري للنيوترون على قانون حفظ الزخم. النجم النيوتروني ، قبل زوال المستعر الأعظم ، يدور حوله X مرات في كل دورة. بعد أن يفقد طبقاته ، يبقى القلب فقط ، وهو جسم صغير جدًا ، والآن تقل دورة الدوران نفسها كثيرًا ، ويزداد معدل الدوران كثيرًا نتيجة لذلك ( على سبيل المثال إذا انهار نجم بحجم الشمس مع فترة دوران 100 يوم إلى نجم نيوتروني ، فستصبح فترة دورانه حوالي 1 مللي ثانية). التأثيرات: نظرًا لأن معظم النجوم النيوترونية الشابة تدور بسرعة كبيرة ، فإن الحقول المغناطيسية القوية جنبًا إلى جنب مع الدوران السريع تخلق مولدًا رائعًا يمكنه إنتاج اختلافات في الجهد الكهربائي تبلغ كوادريليونات من الفولتات. هذه الفولتية ، التي تزيد بمقدار 30 مليون مرة عن تلك الخاصة بمسامير الصواعق ، تخلق عواصف ثلجية مميتة من الجسيمات عالية الطاقة. [5]
» الأنواع والتصنيف - تشمل أنواع النجوم النيوترونية: النجوم النيوترونية الهادئة ومضخم الصوت ، النجوم النيوترونية الصاخبة ، النجم النابض الذي يعمل بالدوران ، المغناطيس ، مكرر جاما الناعم ، النجم النابض للأشعة السينية الشاذة ، النجوم النابضة الثنائية ، ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (LMXB) ، المتوسط - ثنائيات الكتلة للأشعة السينية (IMXB) ، وثنائيات الأشعة السينية عالية الكتلة (HMXB) ، والنجم النابض الذي يعمل بالطاقة التراكمية ("النجم النابض للأشعة السينية") ، وانبعاث الأشعة السينية (نجم نيوتروني مع رفيق ثنائي منخفض الكتلة ينطلق منه تتراكم المادة مما يؤدي إلى اندفاعات غير منتظمة من الطاقة من سطح النجم النيوتروني) ونجم الميلي ثانية النابض (MSP). تستثني هذه القائمة جميع الأنواع الافتراضية التي لا يوجد دليل على وجودها حاليًا (2009). لمزيد من التفاصيل حول قائمة أنواع النجوم النيوترونية ، انظر ويكيبيديا
الجديد ! بدءًا من هذا الإصدار ، تم تقديم الفئة التالية & quotY should Know & quot:

» علماء الفلك والفيزياء الفلكية والباحثون - فيما يلي عدد قليل من الأفراد المرتبطين تاريخيًا بالجسم النجمي قيد الدراسة ، ومن بينهم علماء الفلك المحترفون أو الهواة والعلماء وعلماء الفيزياء الفلكية والباحثون من جميع أنحاء العالم.
جوسلين بيل بورنيل فريتز زويكي * والتر باعد * رودولف مينكوفسكي ** وليام بارسونز

* موسوعة كولومبيا ، الطبعة السادسة. 2008. Encyclopedia.com. 13 مايو. 2009.
** الحاصلون على ميداليات بروس بواسطة جوزيف س. تين صورة لرودولف مينكوفسكي من الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ.


حقيقة أم خيال ؟: الموت المتفجر لإيتا كارينا سيؤدي إلى انقراض جماعي

عندما نفكر في & ldquo الوجودية والتهديدات ، الأشياء التي يمكن أن تنهي حياة كل شخص على الأرض ، تأتي معظم الاحتمالات من هنا على كوكبنا وتغير المناخ ، والأوبئة العالمية والحرب الذرية. عند تحويل نظرة بجنون العظمة إلى السماء ، فإننا نشعر بالقلق عادةً من ضربات الكويكبات أو ربما بعض التجشؤ الهائل المحفوف بالمخاطر من شمسنا.

ولكن إذا كنت تثق في كل ما تقرأه في المناطق الهامشية من الإنترنت ، فقد تعتقد أن التهديد السماوي الأكثر رعبا قد لا يكون خارج كوكب الأرض فحسب ، بل خارج المجموعة الشمسية أيضًا. على بعد حوالي 7500 سنة ضوئية في كوكبة كارينا ، يقترب نجم يُدعى إيتا كارينا ، أكبر بمئة مرة على الأقل من شمسنا ، من النقطة التي سينفجر فيها كمستعر أعظم. ببساطة ، Eta Carinae عبارة عن برميل بارود نجمي فائق الكتلة يقترب من نهاية فتيله. في الواقع ، كان من الممكن أن يكون قد واجه بالفعل هلاكه ، ويمكن أن تتدفق نحونا حتى الآن الأخبار الحاملة للضوء عن موته الكارثي. عندما تصل حشرجة الموت اللامع ، غدًا أو عشرات الآلاف من السنين في المستقبل ، هناك مجموعتان عامتان من الآراء حول ما سيحدث بعد ذلك.

الرأي الأول ، الذي يتبناه العديد من المتخوفين عبر الإنترنت ، لن أنغمس في الربط هنا ، يرى أنه سيكون هناك انقراض جماعي عالمي. تلعب هذه الفكرة دورًا في المخاوف من أن المستعر الأعظم Eta Carinae & rsquos قد يطلق العنان لانفجار أشعة جاما (GRB) ، وهو أحد أكثر الانفجارات سطوعًا في الكون. عندما يموت نجم ضخم للغاية في مستعر أعظم ، ينهار قلبه على نفسه ، ويشكل عادةً بقايا نجمية ، أو نجمًا نيوترونيًا ، أو ثقبًا أسود. إذا كان اللب يدور بسرعة كبيرة ، فإن البقايا النجمية ستدور بشكل أسرع ، وتضرب قرصًا من المواد حول حوافها بسرعة الضوء تقريبًا. من خلال العمليات التي لا تزال غير مفهومة تمامًا ، يشكل هذا القرص الدوار الممغنط فائق السخونة زوجًا من النفاثات ، مثل عوارض المنارة ، التي تنطلق من أقطابها بسرعات نسبية. الانبعاثات شديدة التركيز والحيوية من تلك الطائرات هو ما نراه على أنه GRB.

على مر السنين ، تم اقتراح GRBs كأحد الأسباب التي تجعلنا نبدو بمفردنا في الكون و mdashsooner أو لاحقًا ، كما يذهب التفكير ، سيتم ضرب معظم أي كوكب مأهول بواسطة GRB ، مما يؤدي إلى نسيان أي محيط حيوي عمليا. وتكهن بعض الباحثين بأن أحدهم ربما يكون قد أصاب الأرض بالفعل ، في نهاية فترة Ordovician منذ ما يقرب من 450 مليون سنة. مهما حدث في ذلك الوقت ، فقد نجح في إبادة أكثر من 80 في المائة من جميع الأنواع التي كانت تعيش في ذلك الوقت. يمكن أن يكون المزيد من GRBs ضرب كوكبنا في وقت مبكر جدًا من حياته ، مما أدى إلى خنق ظهور الغلاف الحيوي Earth & rsquos حتى انخفض انتشارها الكوني إلى ما دون بعض العتبة الحرجة.

وفقًا لسيناريو الحالة الأسوأ المعقول إلى حد ما ، فإن الضربة المباشرة من GRB الساطع للغاية الناتجة عن Eta Carinae يمكن أن تدمر كوكبنا بطريقة مشابهة ولكنها أسوأ بكثير من حرب نووية حرارية واسعة النطاق. لعدة ثوانٍ حارقة ، سيغمر نصف الكرة الكوكبي المواجه للنجم البعيد في إشعاع مكثف عالي التردد. سوف تمتلئ السماء بضوء أكثر إشراقًا من الشمس ، ومشرقًا بدرجة كافية لإشعال حرائق الغابات الهائلة التي تجتاح القارة في نصف الكرة الأرضية. سيؤدي الانفجار النشط للضوء إلى إطلاق زخات من الغلاف الجوي لجزيئات دون ذرية مشعة شديدة الاختراق تسمى الميونات ، والتي من شأنها أن تتدفق لتسمم الحياة على السطح وكذلك بعض المسافة تحت الأرض وتحت الماء. حتى الجانب البعيد من الكوكب الذي يواجه بعيدًا عن إيتا كارينا لن يتم إدراجه ، لأن الطاقة المكثفة GRB & rsquos ستدمر طبقة الأوزون بأكملها بينما ترسل أيضًا عواصف عملاقة تموج حول العالم. في أعقاب ذلك ، ستطلق السماء المليئة بالسخام الأسود ، العنان لسيول من الأمطار الحمضية ، وتنظف السطح فقط بأشعة فوق بنفسجية ضارة. في وميض حرفي ، ستصبح الأرض منزلًا مأجورًا كوكبيًا ، وسيتطلب المحيط الحيوي المحطم ملايين السنين لإعادة تجميع نفسه مرة أخرى.

الرأي الثاني ، الذي يتبناه معظم علماء الفيزياء الفلكية ، هو أن Eta Carinae فازت & rsquot بإنتاج GRB على الإطلاق و mdashand إذا فعلت ذلك ، فلن تضرب الأرض. وحتى في السيناريو الذي وجد فيه كوكبنا نفسه في مرمى GRB من Eta Carinae ، إذا كان الانفجار متوسط ​​السطوع ، فسيكون ضوءه ضعيفًا للغاية عبر 7500 سنة ضوئية لإلحاق ضرر جسيم بالمحيط الحيوي. في هذا السيناريو ، سيتجلى زوال Eta Carinae & rsquos على أنه نادرًا ما يكون أكثر من سطوع النجم ليقترب من سطوع البدر قبل أن يتلاشى تدريجياً في السماء.

لفهم كيفية وجود هذا الاختلاف الصارخ في الرأي ، من المفيد معرفة المزيد عن إيتا كارينا. منذ أن قام إدموند هالي بفهرسته لأول مرة عام 1677 ، تذبذب سطوع النجم بشدة ، وبلغ ذروته في عام 1843 ليصبح ثاني ألمع نجم في السماء لمدة عقدين تقريبًا. يعتبر علماء الفلك الآن أن هذا الحدث هو & ldquosupernova impostor & rdquo & mdashin بدلاً من تفجير النجم الذي يقذف ربما 10٪ من كتلته الإجمالية على شكل سحبتين ضخمتين من الغاز والغبار ، والتي تُعرف الآن باسم Homunculus Nebula. لا تزال البقايا المتوهجة لتجارب الاقتراب من الموت المبكرة تشكّل النجم. عند النظر إليه من خلال تلسكوب كبير اليوم ، فإن التأثير الكلي يجعل Eta Carinae يبدو قليلاً مثل الفول السوداني المحمص في النار.

تتألق إيتا كارينا بشدة لدرجة أنها تعمل على تآكل نفسها ، مما يولد ضغطًا إشعاعيًا خارجيًا شديدًا لدرجة أنه يكاد يقاوم سحب الجاذبية الداخلي ، ويرسل طبقاته الخارجية ببطء بعيدًا عن الرياح النجمية القوية. في أعماق النجم ، تحت غلاف خارجي سميك من الهيدروجين ، تفاعلات الاندماج تحرق مجموعة متنوعة من الوقود النووي في طبقات مماثلة لتلك الموجودة داخل البصل. ربما تكون إيتا كارينا و rsquos الانفجارات والنبضات الماضية مرتبطة بعدم الاستقرار بين طبقاتها الداخلية التي نشأت عندما استنفدت وقودًا نوويًا وانتقلت إلى آخر.

يقول أليكس فيليبينكو ، عالم الفيزياء الفلكية في جامعة كاليفورنيا ، بيركلي ، إن غلاف إيتا كارينا ورسكووس الهائل من الهيدروجين والرياح النجمية القوية يقللان من احتمالية إنتاج النجم لمضخة GRB. "قذيفة الهيدروجين السميكة تجعل من الصعب على طائرة نسبية أن تشق طريقها للخروج من النجم ،" يقول فيليبينكو. & ldquo ولكن إذا لم تنفجر Eta Carinae & rsquot حتى وقت طويل جدًا من الآن ، فسيكون هناك وقت كافٍ للتخلص من الغلاف الخارجي ، ومن المرجح أن تصبح GRB بعد ذلك. من المحتمل أن تزداد قوة الرياح النجمية ، مما يؤدي إلى تبديد الكثير من الزخم الزاوي المطلوب لتدوير GRB عندما ينهار قلب Eta Carinae & rsquos. & ldquo كل هذا يجعل GRB أقل احتمالا ، ولكن ليس مستحيلًا ، & rdquo Filippenko يقول. & ldquo وحتى إذا تخلصت من غلاف الهيدروجين الخاص بها قبل الانفجار وتحولت إلى GRB ، فمن المحتمل أن [Eta Carinae] لا تشير إلينا الآن. & rdquo يميل الفصوص التوأم لسديم Eta Carinae & rsquos Homunculus بعيدًا عنا بزاوية مقدارها حوالي 40 درجة بينما يقول فيليبينكو إن GRB الخارج من نجم منهار والمحور القطبي rsquos سيكون له انتشار بحوالي 10 درجات أو أقل. لذلك إذا كان سديم Homunculus محاذيًا لمحور Eta Carinae & rsquos القطبي ، فإن GRB المنبعث سيفتقد نظامنا الشمسي بهامش واسع جدًا.

لسوء الحظ ، هناك تعقيد رئيسي واحد لهذه الصورة: اكتشف علماء الفلك في عام 2005 أن Eta Carinae هو في الواقع نظام ثنائي مع رفيق صغير نسبيًا من كتلة شمسنا & ldquoonly & rdquo 30 مرة تقريبًا في مدار مدته خمس سنوات تقريبًا حول 100-solar- نجم جماعي. إذا كان الرفيق الأصغر لا يدور حول & rsquot في محاذاة مع محور دوران نجم و rsquos الأكثر ضخامة ، فقد لا يكون سديم Homunculus محاذيًا للنجم الهائل وأقطاب rsquos. ومن المتصور أن تفاعلات الجاذبية بين النجمين ، أو مع نجم عابر آخر ، يمكن أن تغير اتجاه محور النجم الأكثر ضخامة و rsquos ، مما قد يوجهه نحونا مباشرة. أخيرًا ، يمكن أن يغير وجود النجم المرافق أيضًا كيفية تطور النجم الأكثر ضخامة ، مما يلقي بمزيد من عدم اليقين في توقيت وميكانيكا أي مستعر أعظم نهائي.

تتراكم كل هذه المتغيرات فوق الأخرى ، وهي في جزء كبير منها سبب كون Eta Carinae & ldquo أكبر إحراج اليوم ، كما يقول ستان ووسلي ، عالم الفيزياء الفلكية بجامعة كاليفورنيا ، سانتا كروز ، والمتخصص في نمذجة تطور النجوم وموتها. & ldquo لا أحد يعرف فقط ما الذي يحدث هناك & rsquos هناك & ldquo ؛ يمكن أن يموت غدا أو بعد وقت طويل من الآن. & rdquo

يعتمد بعض ما يحدث بعد ذلك على الوقود النووي السائد حاليًا داخل إيتا كارينا.إذا كان يدمج عناصر مثل الأكسجين أو الكربون في قلبه أو بالقرب منه ، فقد يكون أمامه سنوات فقط للعيش ، قرونًا على الأكثر ، ويمكن قريبًا إخراج غلافه الخارجي من الهيدروجين. إذا كان قلبه يدمج الهيليوم بدلاً من ذلك ، فمن المحتمل أن يتألق النجم لبضع مئات الآلاف من السنين. بدلاً من ذلك ، يمكن أن يتسبب اندماج الهيليوم في تضخم إيتا كارينا مثل بالون ليصبح نجمًا عملاقًا ، وفي هذه الحالة قد يدخل نجمه المصاحب الأصغر ويعطل غلاف الهيدروجين الخارجي ، مما يسرع من الموت المتفجر العملاق و rsquos.

يقول ووسلي إنه بمجرد موت النجم ، من المرجح أن ينهار قلبه ليشكل ثقبًا أسود ، على الرغم من أن أحدهما يدور ببطء شديد لصنع قرص نسبي و GRB. بدون إنشاء مثل هذا القرص ، يمكن أن يكون موت إيتا كارينا غير مدهش بشكل خاص ، & rdquo يفشل حتى في إنتاج مستعر أعظم حيث تنزلق بقايا النجم و rsquos خلف الثقب الأسود وأفق حدث rsquos.

& ldquo في بعض الأحيان أتساءل عما إذا كان لدى إيتا كارينا بالفعل ، & rdquo Woosley يقول. & ldquo ولكن يقول لي الناس أنه لا يزال بإمكانهم رؤية النجم. & rdquo


الانهيار والانفجار

عندما يتم إيقاف انهيار قلب نجم عالي الكتلة بواسطة النيوترونات المتدهورة ، يتم حفظ اللب من المزيد من الدمار ، ولكن اتضح أن بقية النجم تتفكك حرفياً. إليك كيف يحدث ذلك.

الانهيار الذي يحدث عند امتصاص النوى للإلكترونات سريع جدًا. في أقل من ثانية ، نواة كتلتها حوالي 1 مشمس، التي كانت في الأصل بحجم الأرض تقريبًا ، تنهار إلى قطر يقل عن 20 كيلومترًا. تصل سرعة سقوط المادة إلى الداخل إلى ربع سرعة الضوء. يتوقف الانهيار فقط عندما تتجاوز كثافة اللب كثافة النواة الذرية (وهو الشكل الأكثر كثافة للمادة التي نعرفها). النجم النيوتروني النموذجي مضغوط لدرجة أنه لمضاعفة كثافته ، علينا أن نضغط كل الناس في العالم في مكعب سكر واحد! هذا من شأنه أن يعطينا قيمة مكعب سكر واحد (بقيمة سنتيمتر مكعب واحد) من نجم نيوتروني.

يقاوم اللب المتدهور النيوتروني بشدة المزيد من الضغط ، مما يوقف الانهيار فجأة. تؤدي صدمة الهزة المفاجئة إلى بدء موجة صدمة تبدأ في الانتشار إلى الخارج. ومع ذلك ، فإن هذه الصدمة وحدها لا تكفي لخلق انفجار نجمي. تمتص النوى الذرية الطاقة التي تنتجها المادة المتدفقة بسرعة في طبقات الغاز الكثيفة التي تعلوها ، حيث تقسم النوى إلى نيوترونات فردية وبروتونات.

يشير فهمنا للعمليات النووية (كما ذكرنا أعلاه) إلى أنه في كل مرة يندمج فيها إلكترون وبروتون في لب النجم لتكوين نيوترون ، فإن الاندماج يطلق نيوترينو. هذه الجسيمات دون الذرية الشبحية ، التي أدخلت في الشمس: قوة نووية ، تحمل بعض الطاقة النووية. إن وجودهم هو الذي أطلق الانفجار الأخير الكارثي للنجم. الطاقة الكلية الموجودة في النيوترينو ضخمة. في الثانية الأولى من انفجار النجم ، تكون الطاقة التي تحملها النيوترينوات (10 46 واط) أكبر من القوة التي تبثها جميع النجوم في أكثر من مليار مجرة.

في حين أن النيوترينوات لا تتفاعل بشكل كبير مع المادة العادية (اتهمناها سابقًا بأنها معادية للمجتمع) ، فإن المادة القريبة من مركز النجم المنهار كثيفة جدًا لدرجة أن النيوترينوات تتفاعل معها إلى حد ما. تودع بعض هذه الطاقة في طبقات النجم خارج اللب. هذا المدخل الضخم المفاجئ للطاقة يعكس انسداد هذه الطبقات ويدفعها للانفجار إلى الخارج. معظم كتلة النجم (بصرف النظر عن الكتلة التي دخلت النجم النيوتروني في القلب) تُقذف إلى الخارج في الفضاء. كما رأينا سابقًا ، يتطلب مثل هذا الانفجار نجمًا لا يقل عن 8 مشمس، ويمكن أن يكون للنجم النيوتروني كتلة 3 على الأكثر مشمس. وبالتالي ، فإن ما لا يقل عن خمسة أضعاف كتلة شمسنا تقذف إلى الفضاء في كل حدث انفجاري من هذا القبيل!

الانفجار الناتج يسمى سوبرنوفا ([رابط]). عندما تحدث هذه الانفجارات في مكان قريب ، يمكن أن تكون من بين أكثر الأحداث السماوية إثارة ، كما سنناقش في القسم التالي. (في الواقع ، هناك نوعان مختلفان على الأقل من انفجارات المستعر الأعظم: النوع الذي كنا نصفه ، وهو انهيار نجم ضخم ، يسمى ، لأسباب تاريخية ، مستعر أعظم من النوع الثاني. سنصف كيف تختلف الأنواع لاحقًا في هذا الفصل).

الشكل 2. تشير الأسهم الموجودة في الصف العلوي من الصور إلى المستعرات الأعظمية. يُظهر الصف السفلي المجرات المضيفة قبل أو بعد انفجار النجوم. انفجر كل من هذه المستعرات الأعظمية منذ 3.5 إلى 10 مليارات سنة. لاحظ أن المستعرات الأعظمية عندما تنفجر لأول مرة يمكن أن تكون ساطعة مثل مجرة ​​بأكملها. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA و ESA و A. Riess (STScI))

يلخص [رابط] المناقشة حتى الآن حول ما يحدث للنجوم والأجسام شبه النجمية ذات الكتل الأولية المختلفة في نهايات حياتها. مثل الكثير من فهمنا العلمي ، تمثل هذه القائمة تقريرًا مرحليًا: إنها أفضل ما يمكننا فعله بنماذجنا وملاحظاتنا الحالية. قد تتغير حدود الكتلة المقابلة للنتائج المختلفة إلى حد ما مع تحسين النماذج. هناك الكثير مما لا نفهمه حتى الآن حول تفاصيل ما يحدث عندما تموت النجوم.

المصير النهائي للنجوم والأجسام شبه النجمية ذات الكتل المختلفة
الكتلة الأولية (كتلة الشمس = 1) 1 الحالة النهائية في نهاية حياته
& لتر 0.01 كوكب
0.01 إلى 0.08 قزم بني
0.08 إلى 0.25 قزم أبيض مصنوع في الغالب من الهيليوم
0.25 إلى 8 يتكون القزم الأبيض في الغالب من الكربون والأكسجين
من 8 إلى 10 قزم أبيض مصنوع من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم
من 10 إلى 40 انفجار سوبر نوفا يترك نجمًا نيوترونيًا
& GT 40 انفجار سوبر نوفا يترك ثقبًا أسود


منكب الجوزاء والوقت البيولوجي: من يخاف من سوبر نوفا !؟

ماذا لو اندلعت "شمس" ثانية فجأة في سماء الظهيرة؟ أو مصدر ضوء تدخلي ، بدأ في التنافس مع توهج القمر المحبب ، حيث كان النجم الأحمر المألوف يتلألأ مرة واحدة؟ سيكون ذلك انفجار سوبرنوفا - حدث كوني أصلي - ينفجر في كوكبة الجبار ، حيث يتم تفجير النجم الساطع منكب الجوزاء في غياهب النسيان.

صياد الجبار المبهر ، بثلاثة نجوم متألقة - ومائلة بشكل لافت للنظر - "الحزام" ، هي أسهل ما يمكن التعرف عليه من بين الأبراج الرسمية الـ 88 التابعة للاتحاد الفلكي الدولي (مجموعات النجوم ذات الأنماط المميزة). شعاع منكب الجوزاء إلى اليسار ، فوق الحزام مباشرة.

حظي "كتف" أوريون الأيقوني بالكثير من الاهتمام. أقيمت "ورشة منكب الجوزاء" في باريس ، منذ عام 2012. لكن الإثارة العالمية وصلت إلى ذروتها في ديسمبر الماضي ، عندما اكتشف علماء الفلك أن العملاق الأحمر الخارق كان يتضاءل بشكل غير متوازن ويتقلص.

توقف منكب الجوزاء الآن عن التعتيم: ويمكنه استعادة مكانته ، باعتباره عاشر ألمع نجم في السماء ليلاً! ومع ذلك ، يصر العلماء على أنه يجب أن ينفجر في النهاية: في أي وقت ، من هذه اللحظة إلى المائة ألف عام القادمة. عندما يحدث ذلك ، فإنهم يتوقعون عرضًا رائعًا - يمكن مشاهدته في جميع أنحاء العالم ، ليلاً ونهارًا ، ويستمر لأشهر!

لكن المشكلة تكمن في أن مثل هذا العرض السماوي الدراماتيكي قد يزعج العديد من النيجيريين غير المطلعين. في بعض الحالات ، يمكن أن يتحول الشعور بالخوف والرهبة إلى وهم "نهاية الزمان" الخطير: عقلية مروعة وربما انتحارية.

يؤكد الدكتور أحمد شبعا ، مدير التطبيقات الفضائية الاستراتيجية في الوكالة الوطنية لأبحاث الفضاء والتنمية (NASRDA) ، أن "كيف تتفاعل" ، "له علاقة كبيرة بتاريخك الشخصي - بما قرأته ، والخطب والمحاضرات التي سمعتها والأفلام التي شاهدتها ".

باختصار ، ينصح بأن التعامل مع الانفجار البركاني سيعتمد على "ما إذا كنت قد تعلمت ما يكفي من علم الفلك لتجنب الانهيار العقلي. يجب على المرء أيضًا أن يكون قادرًا على صد الحيوانات المفترسة المادية والعاطفية. وإلا فقد تخسر الكثير من المال - وربما تخسر حياتك ".

يضيف شابا صوت NASRDA ، إلى جوقة تحذيرية متورمة ، ويصر على أن محنة منكب الجوزاء ليست "روحية". كما أن المستعرات الأعظمية ، بحد ذاتها ، ليست نادرة. تم تسجيل الآلاف ، منذ عام 1885. "اليوم" ، وفقًا لتقارير ويكيبيديا ، "يجد علماء الفلك الهواة والمحترفين عدة مئات كل عام ..."

"ما إذن ،" لا بد أن تسأل ، "ما هي الصفقة الكبيرة حول منكب الجوزاء؟" حسنًا ، على عكس الأسلاف الحديثة الأخرى ، فهي تنتمي إلى مجرة ​​درب التبانة (مجموعة نجوم الشمس لدينا) ، والتي يبلغ متوسطها اثنين فقط لكل قرن - وكما قال ديتر هارتمان لـ Sky & # 038 Telescope ، "طال انتظاره للمستعر الأعظم القادم ".

يعود آخر انفجار بالعين المجردة في مجرتنا إلى عام 1680. حدث انفجار آخر ، وهو SN 1987A التاريخي ، قبل 33 عامًا ، في سحابة ماجلان الكبيرة - وهي مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة ، على بعد 168000 سنة ضوئية. سيكون انفجار منكب الجوزاء قريبًا نسبيًا ، وللمرة الأولى ، يمكن لعلماء الفلك المشاهدة ، من البداية إلى النهاية.

لماذا دراسة الانفجارات النجمية؟ الكون (كل الطاقة ، المادة ، المكان والزمان الموجود) هو نظام واسع ومعقد من الوحدات المترابطة - والتي تشمل أنت وأنا والكوكب الذي نعيش فيه! لذلك ، كلما عرفنا المزيد عن الكون ، كلما فهمنا أنفسنا بشكل أفضل.

انظر حولك! كل ما تراه مصنوع من الذرات - معظمها ورثت النجوم. وفقًا لمتوسط ​​الفيزيائيين في جامعة ولاية ميشيغان ، أرتميس سبيرو وهندريك شاتز ، في المحادثة ، "تأخذ العمليات النووية في النجوم عنصرًا بعنصر… ذرات الهيدروجين وتبني عناصر أثقل."

النجوم الكبيرة ، هي مانحة كيميائية سخية - حيث يمكنها دمج عناصر أثقل من الهيليوم. لقد وهبوا الأرض بوفرة ، بمواد مفيدة صناعيًا وحيوية المنشأ. هذا الأخير ، وليس بالمصادفة ، يتكون من مكونات كيميائية للاختراع الحيوي الذي يغمز لك ويبتسم لك في المرآة!

تلاحظ الرابطة الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة أن الضوء المرئي يشكل 13 في المائة فقط من الإشعاع المنبعث من Betelgeuse. ومع ذلك ، فمن الواضح بما فيه الكفاية ، أن تكون أسطورية على أنها "كتف" أوريون في أوروبا ، "أسد شرس" بين Xhosa في جنوب أفريقيا و "نادي ناري" في تقاليد أستراليا الأصلية.

هذا المظهر السماوي العالي ، يكذب 700 سنة ضوئية التي تفصلنا عن منكب الجوزاء - مع الأخذ في الاعتبار أن سنة ضوئية واحدة فقط (المسافة التي يقطعها الضوء في 12 شهرًا ، 300000 كم في الثانية) تبلغ حوالي 10 تريليون كيلومتر!

والنتيجة هي أن Alpha Orionis (لاستخدام تسميته اللاتينية) ، له خصائص هائلة الحجم. أكثر دنيوية: منكب الجوزاء هو نحلة ig mammy-tappy! رسم توضيحي لمصفوفة أتاكاما المليمترية الكبيرة (ALMA) ، يصور عملاقًا من شأنه - إذا حل محل الشمس - أن يبتلع جميع الكواكب ، متجهًا إلى كوكب المشتري!

مخطط ALMA ، يصور الإحصائيات المذهلة: تبلغ كتلة Betelgeuse 20 ضعف كتلة الشمس (أي 20 "كتلة شمسية") وقطرها 1500 مرة (الشمس نفسها ، يبلغ عرضها 1.4 مليون كيلومتر!). بفضل هذا السطح المشع الضخم ، يبلغ سطوعه الأقصى 14000 لمعان شمسي!

نشأ منكب الجوزاء كتجمع متعاقد من الغاز ، في سحابة الجبار الجزيئية ، والتي (مثل الكتل المماثلة التي لا تعد ولا تحصى) سخنت ما يصل إلى 10 ملايين كلفن (K) - وبدأت الاندماج النووي. وُلدت في فئة عمرية من النجوم الزرقاء الكبيرة - جمعية Orion OB1 - بدرجات حرارة سطح تصل إلى 30.000 كلفن.

لكن ، كما تروي ويكيبيديا ، تم طرد منكب الجوزاء لاحقًا من الرابطة ، تحت ضغط انفجار المستعرات الأعظمية. إنه الآن "نجم هارب" ، يتسابق عبر الوسط النجمي (الفضاء بين النجوم) ، بسرعة 30 كم في الثانية.

مع تقدم العمل عبر الكون ، تنتشر الميلودراما في جوهر منكب الجوزاء. هناك قوتان فيزيائيتان - الحرارة والجاذبية - عالقتان في صراع ذهابًا وإيابًا ، سيناريو "أنت تدفعني ، أنا أدفعك". تعمل "الحرارة" على دفع الكتلة النجمية إلى الخارج ، في مواجهة شد "الجاذبية" المتواصل باتجاه المركز.

يشرح "النموذج البسيط" نشر التوعية للمرفق الوطني الأسترالي للتلسكوب ، "... هو غاز / سائل كثيف في حالة توازن هيدروستاتيكي. يتم موازنة القوة المؤثرة الداخلية ، الجاذبية ، بواسطة قوى التأثير الخارجي لضغط الغاز وضغط الإشعاع ".

سوف تسود الجاذبية بمرور الوقت - تنهار منكب الجوزاء في جثة نجمية تسمى نجمًا نيوترونيًا. ومع ذلك ، فإن درجات اللون الأحمر والأصفر والبرتقالي الجذابة والبلوز والبيضاء في السماء المظلمة تشير إلى أن الحرارة ، بطوليًا ، تحافظ على نفسها ، على الأقل في هذه الفترة.

خلاف ذلك ، لن نرى سماء الألوان. تدل الصبغات والألوان التي لا تعد ولا تحصى للنجوم على شدة متفاوتة للحرارة المنبعثة من أسطحها. ترسل الألوان النجمية نفس الرسالة الكمية ، مثل اللهب في جهاز الطهي الخاص بك: الأزرق هو الأكثر سخونة والأحمر أروع ، مع وجود تدرجات بينهما.

ولكن في حين أن طباخك مصدر وقوده خارجيًا ، فإن منكب الجوزاء يولد طاقته داخليًا ، من خلال التخليق النووي. في مرحلة وقود الهيدروجين ، يتم دمج أربعة بروتونات (نوى الهيدروجين) في نواة الهيليوم (جسيم ألفا). التفاعل يحول 0.7 في المائة من كتلة البروتونات إلى طاقة.

استهلاك الهيدروجين ، هو أطول فترة في الحياة النجمية. وهكذا يصور مخطط Hertzsprung-Russel (H-R) الشهير هذه المرحلة ، بيانياً ، على أنها "التسلسل الرئيسي" - إشارة مائلة إلى العادة لدى النجوم ، من اندماج نوى أثقل تدريجياً ، في تتابع سريع ، بعد نظام غذائي مستدام من الهيدروجين.

النجوم الكبيرة تحرق وقودها أسرع من النجوم الصغيرة. ومن ثم فإن Betelgeuse في أزمة ، بعد 10 ملايين سنة فقط - بينما تبقى لشمسنا (نجم قزم) خمسة مليارات سنة ، في عمر يبلغ 10 مليارات. تركت منكب الجوزاء التسلسل الرئيسي منذ مليون عام ، كما تقول النظرية ، وكانت عملاق أحمر خارق لمدة 40 ألف عام.

لقد ولت أيام "O-B". منتفخ ، ويشع عند درجة حرارة 3950 كلفن ، تم إنزال منكب الجوزاء الآن إلى الفئة الطيفية "M" ، على مقياس يصنف النجوم ، من الساخنة إلى الباردة ، "O" ، "B" ، "A" ، "F" "G" أو "K" أو "M". (يمكنك استخدام هذا التذكر ، لتذكر المقياس: "قبلني يا فتاة جميلة (أو رجل) قبلني!")

ومع ذلك ، في وقت مبكر من عام 1923 ، أخبر عالم الفلك الشهير من جامعة كامبريدج ، آرثر إس إدينجتون ، قراء مجلة Scientific Monthly أن الإشعاع من سطح منكب الجوزاء ، "هو مجرد درجة حرارة هامشية للفرن ، ولا يمنحنا أي فكرة عن الحرارة الهائلة في الداخل"

يحدد جدول ناسا (تخيل الكون) درجات حرارة الاندماج الهائلة: يتطلب الأمر 0.8 مليار كلفن لتكوين النيون والمغنيسيوم من الكربون 1.5 مليار كلفن لدمج النيون في الأكسجين والمغنيسيوم 2.0 مليار كلفن للأكسجين لإنتاج السيليكون والكبريت و 3.3 مليار كلفن. لدمج نوى السيليكون في الحديد.

"الحديد" هو نهاية اللعبة في التطور النجمي - وبعد ذلك يتوقف اندماج النوى الأخف إلى النوى الأثقل. هذا لأنه ، في النموذج المقبول ، ترتبط نيوكليونات الحديد بإحكام شديد ، بحيث أن دمجها يستهلك الطاقة بدلاً من إطلاقها.

مصير منكب الجوزاء ، في ذلك أنبأ. لا اندماج ولا حرارة - ولا دفع خارجي مرة أخرى. لذا ، فإن "الجاذبية" تحصل على فوز: وفي الاحتفال ، ترسل كل كتلة السلف تصطدم إلى الداخل ، على قلبها ، بربع سرعة الضوء!

تقول ناسا: "نتيجة لذلك ، تنتقل موجة صدمة متفجرة من القلب ... وتسرع الطبقات المحيطة. بالإضافة إلى ذلك ، ... الطاقة من ... النيوترينوات (جسيمات أولية عديمة الكتلة تقريبًا) تتسبب (معظم) كتلة النجم في أن تنفجر في الفضاء ... يشير علماء الفلك إلى هذا على أنه مستعر أعظم من النوع الثاني ".

التأثير المرئي ، قد يثير مخاوف "نهاية الوقت" في البعض. لكن في الواقع ، المستعرات الأعظمية تطلق الزمن البيولوجي! فهي لا تنفجر فقط الذرات الثقيلة (الحديد والذهب والقصدير والرصاص وما إلى ذلك) في الفضاء ، ولكن أيضًا الكربون والأكسجين والنيتروجين والكبريت والفوسفور (العناصر الحيوية): يتم إعادة تدويرها ، في أنظمة كوكبية جديدة.

وهكذا ، فإن بريسيلا لونغ المدح ، في The American Scholar ، يضرب المستعرات الأعظمية ببراعة: "من أين حصلنا على الحديد في دمنا ، والكربون في خلايانا ، والأكسجين في رئتينا؟ من النجوم المتفجرة ، هذا هو المكان. قد نكون أو لا نكون مرموقين ، لكننا جميعًا جزء من النجوم ".

أوباتالا هو أشهر عالم فلك هواة في نيجيريا - فقد كتب عمودًا أسبوعيًا في صحيفة الغارديان لمدة 16 عامًا (حتى عام 2017). يلقي محاضرات عامة حول هذا الموضوع ، وهو مستشار خارجي للوكالة الوطنية لأبحاث وتطوير الفضاء (NASRDA).


شاهد الفيديو: علماء الفلك يلاحظون أول انفجار لثقب أسود (شهر اكتوبر 2021).