Astronomi

Süpernova öncesi bir yıldızın kaynayan 'soğan katmanları' neye benziyor?

Süpernova öncesi bir yıldızın kaynayan 'soğan katmanları' neye benziyor?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Eminim hepimiz süpernovaya dönüşmek üzere olan bir yıldızda hidrojenden silikona çeşitli element füzyon katmanlarının diyagramlarını görmüşüzdür.

(Fours.lumenlearning.com'dan alınan resim)

Bu resimlerin, okunabilirlik adına bu kaynaştırıcı katmanların meydana geldiği göreceli yarıçapları büyük ölçüde abarttığından şüpheleniyorum. Bu kaynaştırıcı katmanların daha doğru ölçekli bir resmi nasıl görünür?

Şimdi, cevabın yıldızın kütlesine bağlı olarak önemli ölçüde değişeceğini varsayıyorum ve bazı kütle rejimlerinde bazı katmanların hiç kaynaşmayacağından şüpheleniyorum. Ben de cevabı etkileyebilecek birkaç değişken daha düşünebilirim.

Bu nedenle, CYA tarzında, belirli bir yanıtın peşinde olmadığım, ancak bazı katmanların diğerlerine kıyasla ne kadar büyük olduğuna dair genel bir his olduğu için, belirli açıklayıcı veya ilginç vakaları tanımlamayı yanıtlayana bırakacağım.


Süpernova öncesi modeller genellikle çekirdeğin kompaktlığını şu şekilde tanımlanan bir "kompaktlık parametresi" kullanarak karakterize eder: $$ upsilon = frac{(M/M_{odot})}{R(M)/1000 { m km}},$$ nerede $M$ genellikle olmak için seçilir 2,5 milyon ${dot}$ ve $R(M)$ hangi yarıçap içinde $M$ yer almaktadır.

Farmer ve diğerleri tarafından süpernova öncesi modeller. (2016), merkezin 2,5 milyon ${dot}$ Karbon yakan çekirdeği içeren büyük bir yıldızın $15M_{dot}$ (ilk kütle) yıldız, ancak yalnızca daha büyük bir yıldızda oksijen yakan çekirdeği içeriyordu (modeller 30'a kadar sunulur)$M_{dot}$. yani, cevabınız kütle ve bileşime bağlı olacaktır (bu modeller bir güneş metalikliği başlangıç ​​bileşimi içindir).

İçinde $15M_{dot}$ model (kütle kayıplı), $upsilon sim 0.08$ çekirdek çöküşünde, bu da karbon yakan çekirdeğin 31.000 km içinde tutulacağı anlamına gelir. $30M_{dot}$ modeli ile daha kompakt $upsilon= 0.58$, oksijen yakan çekirdeğin 4.300 km içinde tutulacağını gösterir.

Çökme anında demir çekirdeğin kütlesi 1.4-1.8 olabilir.$M_{dot}$, elektron dejenerasyon basıncı tarafından desteklenecek ve tipik bir karbon beyaz cüceden (birkaç bin km yarıçaplı) biraz daha küçük bir boyuta sahip olmalıdır.

Bu boyutları, yarıçapı birkaç au (örneğin Betelgeuse) olabilecek tüm kırmızı üstdev yıldızın boyutuyla karşılaştırabilirsiniz.

Mermi yakan bölgelerin bundan biraz daha büyük yarıçaplarda bulunacağını düşünüyorum, ancak bu rakamlar makul bir tahmin. Modellere ayrıntılı olarak baktığımda, süpernova öncesi evrimin son aşamalarının internetin her yerinde görülen katı bir şekilde katmanlara ayrılmış soğan kabuğu resmine benzediğini düşünmüyorum.


Rob jeffies, çekirdeğin neye benzediğinin sonuçlarını verdi. Ama bütünlük için bu hidrojen kabuk zarf büyük, çok büyük. Güneş'in yarıçapının 1000 katı kadardır. Veya başka bir deyişle, Güneş'in yerini alsaydı, Jüpiter'e kadar uzanacaktı.


Cevap gibi görünüyor : Kırmızı Süper Devlerde yıldızın çapı 300 - 1000 arasında olabilir ve nükleosentezin gerçekleştiği çekirdeği sadece dünyanın çapıdır. Bu, 13,8 Milyar yıl sonra hala evrenin %98'inin neden hidrojen ve helyumdan oluştuğunu açıklıyor.

Bu slayt gösterisinin 42. sayfasındaki resme bakın https://slideplayer.com/slide/13959320/


Süpernova öncesi bir yıldızın kaynayan 'soğan katmanları' neye benziyor? - Astronomi

Şu anda en popüler teori, görünür evrendeki en hafif ve en bol elementler olan hidrojen ve helyum çekirdeklerinin Big Bang'i takip eden anlarda yaratıldığını belirtir. Doğal olarak oluşan diğer tüm elementler, yıldızlarda bulunan yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında üretildi ve oluşmaya devam ediyor. Elementler, normal koşullar altında bölünemeyen atom adı verilen küçük parçacıklardan oluşur. Ancak, yüksek ısı ve basınca maruz kaldıklarında atomlar ya parçalanabilir ya da birleşebilir. Bu koşullar altında, bir elementin çekirdeği farklı bir elementin çekirdeği ile birleşerek daha ağır bir elementin çekirdeğini oluşturabilir. Demirden daha hafif elementler oluştuğunda, yeni çekirdeğin kütlesi, iki orijinal çekirdeğin birleşik kütlesinden daha azdır. İkisi arasındaki kütle farkı enerji olarak açığa çıkar. Yıldızlarda bu tür reaksiyona yıldız nükleosentezi denir, ancak daha yaygın olarak nükleer füzyon olarak bilinir. Nükleer füzyon, bugün Dünya'da hidrojen bombası adı verilen nükleer patlayıcılarda kullanılmaktadır. Birçok insan bir gün nükleer füzyonun barışçıl enerji üretimi için kullanılacağını umuyor.

Yıldızlar, derin içlerinde veya çekirdeklerinde meydana gelen nükleer füzyon reaksiyonlarıyla beslenir. Hidrojen çekirdekleri birleşerek helyum çekirdeklerini oluşturur. Bu füzyon reaksiyonlarının ürettiği enerji, yıldızın kendi yerçekimi altında çökmesini engeller. Olgun yıldızlar milyarlarca yıl yetecek kadar hidrojen çekirdeği içerir. Ancak bir yıldızın hidrojen yakıtı tükendiğinde çekirdeği büzülmeye başlar. Kasılma o kadar yoğundur ki, helyum çekirdeklerinin kaynaştığı koşullar yaratır. Bu şekilde helyum, yıldızın bir sonraki yakıt kaynağı olur. Helyum çekirdeklerinin füzyonu, karbon ve oksijen çekirdekleri üretir ve bu süreçte yıldızı geçici olarak sürdürmek için yeterli enerji açığa çıkar.

Helyum bittiğinde, karbon, oksijen ve diğer elementlerin çekirdekleri kaynaşmaya başlar. Bu yeni yakıt kaynakları giderek daha hızlı tükeniyor. Bir yıldızda nükleer füzyon reaksiyonlarıyla oluşturulan en ağır element demir olduğundan, sonunda her şeyin merkezinde büyük bir demir çekirdek oluşur. Bu noktada, yerçekimi ezici hale gelir, çekirdek çöker ve dış gaz katmanlarının ve ağır elementlerin uzaya fırlatıldığı bir patlama meydana gelir. Süpernova adı verilen bu tür patlamalar, galaksimizde yaklaşık olarak yüzyılda bir meydana gelir. Süpernovaların yarattığı enerji, demirden daha ağır çekirdekler üretir. Bu süreç süpernova nükleosentez olarak bilinir.

1. Öğeler nerede oluşturulur? Hidrojen ve helyumdan daha ağır elementler nasıl oluşturulur?

2. Bilim adamları, bir süpernova patladığında hangi elementlerin salındığını söylemek için hangi kanıtları kullanır?

3. Bir süpernovanın atmosferindeki elementler, bilim adamlarının süpernova türlerini tanımlamasına nasıl yardımcı olur?

Tüm maddeler atomlardan oluşur - protonlar, nötronlar ve elektronlar gibi daha küçük parçacıklardan oluşan elementler. Atomun merkezi bileşeni olan çekirdek içindeki proton sayısı, elementin türünü belirler. Bir element, çekirdekteki nötron sayısına bağlı olarak izotop adı verilen farklı biçimlere sahip olabilir. Örneğin, sıradan bir hidrojen çekirdeği sadece bir proton içerir. Ancak bir hidrojen izotopu olan döteryumun çekirdeğinde bir proton ve bir nötron bulunur.

Tüm evren ortak bir öğeler kümesini paylaşır. Çok erken evrende, tek elementler hidrojen ve helyumdu. Ancak yıldızların oluşumundan bu yana, yıldızların içindeki daha hafif elementler birleşerek daha ağır elementler yaratmaya başladılar ve diğer tüm doğal elementleri ürettiler. Yıldızların çekirdeğindeki aşırı yüksek sıcaklıklar ve basınçlar altında, atomlar, çekirdeklerin olağan elektromanyetik itme kuvvetinin üstesinden gelmek için yeterince yüksek hızlarda çarpışır ve nükleer füzyonun gerçekleşmesine izin verir.

Tüm yıldızlar hidrojeni helyuma dönüştürerek yaşar. Sürecin ilk adımında, iki hidrojen atomu birleşerek döteryumu oluşturur. Bir sonraki adımda, başka bir hidrojen atomu döteryum ile birleşerek çekirdeğinde iki proton ve bir nötron bulunan nadir bir helyum izotopu oluşturur. Üçüncü adımda, nadir helyum atomlarından ikisi birleşerek tek bir normal helyum atomu ve iki hidrojen atomu oluşturur. Yukarıda açıklanan füzyon yolu, bir helyum atomu oluşturmak için altı hidrojen atomu gerektirir - ancak, işlemin sonunda kalan iki hidrojen atomu vardır. Net sonuç, bir helyum atomu yapmak için dört hidrojen atomunun gerekli olmasıdır. Bir yıldızı besleyen enerji, orijinal dört hidrojen atomu ile ortaya çıkan helyum atomu arasındaki kütle farkının bir sonucudur. Einstein'ın kütle-enerji ilişkisini takiben, E=mc2, eksik kütle enerjiye dönüştürülür.

Daha da yüksek sıcaklık ve basınçlarda daha ağır elementler oluşabilir. Birçoğu, daha ağır bir elementin bir helyum atomuyla kaynaştığı "helyum yakalama" adı verilen bir süreçten yapılır. Örneğin, helyum oksijen oluşturmak için karbonla birleşir ve helyum neon oluşturmak için oksijenle birleşir. Daha ağır çekirdekler, karbon ve oksijenin silikon yapmak için birleştiğinde veya iki silikon atomunun demir yapmak için birleştiğinde olduğu gibi, birbirleriyle kaynaşabilir. Sonunda, büyük bir yıldızın içi, farklı katmanlarda farklı unsurlar yaratılarak bir soğana benzemeye başlar. Bununla birlikte, demirden daha ağır elementler, yalnızca bir süpernova olan bir yıldızın çöküşü ve patlamasının yarattığı olağanüstü koşullarda üretilir.

Şimdi, elementlerin yıldızlarda nasıl dövüldüğüne dair kısa bir film izleyin ve aşağıdaki soruları yanıtlayın:

1. Bir yıldız enerjisini nasıl parlatır?

2. Genç yıldızları oluşturan unsurlar nelerdir?

3. Bir yıldızın süpernova olmasına neden olan nedir?

4. Sence helyum (ve ardından karbon, vb.) oluşturmak için neden muazzam miktarda ısı ve basınç gerekiyor?

5. Demirin mevcut olduğuna dair kanıt bulsaydınız, bir yıldızın yaşı hakkında ne çıkarsama yapabilirsiniz?


NuSTAR, Süpernova Patlamalarına Yeni Işık Tutuyor

Bu, bir süpernova kalıntısındaki ilk radyoaktivite haritası, patlayan devasa bir yıldızın uçup giden parçaları. Mavi renk, NuSTAR kullanılarak yüksek enerjili X-ışınlarında eşlenen radyoaktif materyali gösterir. Daha önce Chandra tarafından düşük enerjili X-ışınları kullanılarak görüntülenen ısıtılmış, radyoaktif olmayan elementler kırmızı, sarı ve yeşil olarak gösterilmiştir. Resim Kredisi/Altyazı: NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO

NASA'nın Nükleer Spektroskopik Teleskop Dizisi veya NuSTAR'dan yeni ve heyecan verici gözlemler, modern astrofiziğin en ilgi çekici gizemlerinden birine olası bir çözüme işaret ediyor: Süpernova patlamalarını harekete geçiren kesin mekanizma nedir?

Süpernova patlamaları, büyük, süper kütleli yıldızların ölümünü simgeleyen Evrendeki en enerjik fenomenler arasındadır. Patlama sırasında, yıldızın kütlesinin çoğu şiddetli bir şekilde yıldızlararası uzaya fırlatılır ve yıldızlararası ortamı, yıldızın çekirdeğinde oluşturulan tüm ağır elementlerle tohumlayarak, daha yeni nesil yıldızların ve gezegen sistemlerinin yaratılmasına izin verir. . Patlamadan sonra geride kalan, San Francisco'dan daha büyük olmayan bir alana sıkıştırılmış Güneş'in birkaç katı kütleye sahip eski yıldızın çekirdeğidir. Yıldızın fırlatılan iç katmanları, yıldızlararası ortamla çarpışan ve bu ortamı süpüren, yıldızlararası uzayda birçok ışıkyılı boyunca yayılabilen süpernova kalıntıları veya SNR'ler olarak adlandırılan yapılar yaratan genişleyen bir malzeme şok dalgası yaratır.

Süpernova patlamalarının iki ana nedeni, ikili yıldız sistemlerinde beyaz cücelerin etrafında maddenin birikmesi ve çok büyük bir yıldızın çekirdek çökmesidir. İkinci durumda, yıldızın çekirdeğinin yakıtı bittiğinde ve artık merkezinde nükleer füzyon reaksiyonlarını sürdüremez hale geldiğinde, yıldız kendi kütleçekiminden kendi üzerine çöker. Çöküş sırasında, yıldızın iç katmanları artık yanmış çekirdekten sekerek o kadar şiddetli ve enerjik bir patlamayı tetikler ki, zirvesi sırasında tüm galaksiyi gölgede bırakabilir.

Bu çizelge, X-ışını bölümünü vurgulayarak elektromanyetik spektrumu göstermektedir. Chandra, spektrumun “kırmızı” kısmı olan 0.1 ile 10 kiloelektron volt (keV) arasındaki enerjilere sahip X-ışınlarını görürken, NuSTAR en yüksek enerjili veya “mavi,” X-ışını ışığını görür. 3 ile 70 keV arasındaki enerjiler. Resim Kredisi/Altyazı: NASA/JPL-Caltech

Süpernova patlamaları ve kalıntıları, Samanyolu ve diğer galaksiler içinde, son birkaç on yılda, birçok farklı yer ve uzay temelli gözlemevinde, birden fazla dalga boyunda kapsamlı bir şekilde incelenmiştir. Özellikle NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi, gökbilimcilere elektromanyetik spektrumun yüksek enerjili kısmındaki SNR'lerin çok ayrıntılı görüntülerini sağlayarak, onların temel kompozisyonlarını ortaya çıkarmaya yardımcı oldu. Yine de, bu afet niteliğindeki kozmik olayları yönlendiren kesin süreçler, çoğunlukla bilinmezliğini koruyor. Gökbilimciler her zaman süpernovaların patladığını biliyorlardı ama nasıl olacağı konusunda emin değillerdi. Bunun nedeni, Chandra ve XMM-Newton gibi önceki X-ışını gözlemevlerinin, bu patlamaların çekirdeklerini incelemek ve gizli mekanizmalarını ortaya çıkarmak için gereken enerjileri gözlemleme kabiliyetine sahip olmamasıydı. Gökbilimciler, önceki gözlemevlerinde görünmeyen yüksek enerjili X-ışınlarını gözlemleyebilen bir uzay teleskopuna ihtiyaç duyuyorlardı.

Haziran 2012'de NASA'nın 8217'si NuSTAR X-ray teleskobunun piyasaya sürülmesiyle ihtiyaçları karşılandı. Chandra ve XMM-Newton, X-ışını dalga boylarının düşük enerjili kısmında 0.1 ile 10 KeV arasında gözlem yapabilirken, NuSTAR tüm gözlemleyebiliyor. X-ışınlarının yüksek enerjili kısmında 3 ila 79 KeV arasında. Bu üstün gözlem yeteneği, NuSTAR'ın Evrendeki yüksek enerjili fizik olaylarını, süpernovalar, kara delikler, aktif galaktik çekirdekler ve diğer egzotik gök cisimleri etrafında daha önce hiç olmadığı gibi incelemesine olanak tanır.

19 Şubat'ta NASA'nın ev sahipliğinde düzenlenen bir medya telekonferansı sırasında, NuSTAR bilim ekibi, Samanyolu galaksimizde yaklaşık 11.000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan bir süpernova kalıntısı olan Cassiopeia A'nın X-ışını gözlemevi tarafından yapılan büyüleyici gözlemleri detaylandırdı. takımyıldızı Cassiopeia. Bilim yayıncılığı yönergelerine göre, ekibin çalışması aynı gün dergide yayınlandı. Doğa.

NuSTAR'ın baş araştırmacısı Fiona Harisson, "Bugün açıkladığımız sonuçlar, süpernova adı verilen inanılmaz derecede güçlü bir olayda patlayan bir yıldızın kalıntılarındaki ilk radyoaktif malzeme haritasıdır" dedi. "Bu, yıldızların nasıl patladığına ve özellikle patlamanın tam kalbinde neler olduğuna dair gizemleri çözmemize yardımcı oluyor. Başka hiçbir teleskop bu haritayı yapamaz, çünkü önceki görüntüleme teleskopları yeterince yüksek enerjiye gitmez.”

NuSTAR, ilk kez bir süpernova kalıntısının radyoaktif “bağırsak”'ini görüntüledi, patlayan bir yıldızdan arta kalan kalıntılar. NuSTAR verileri mavidir ve yüksek enerjili X-ışınları gösterir. Sarı, daha önce NASA'nın Chandra X-ray Gözlemevi tarafından düşük enerjili X-ışınlarında tespit edilen radyoaktif olmayan materyali gösteriyor. Resim Kredisi/Altyazı: NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO

NuSTAR, elementin X-ışını emisyonunu tespit ederek, Cassiopeia A'nın kalbindeki radyoaktif izotop Titanium-44'ün dağılımını haritalamayı başardı. Titanyum-44, süreçte çok yüksek enerjili X-ışınları yayarken kalsiyum-44'e dönüşen oldukça kararsız bir izotoptur. Sadece NuSTAR'ın gözlemleyebildiği yüksek enerjili X-ışını dalga boylarında parladığı için varlığı, diğer X-ışını teleskopları tarafından yapılan önceki gözlemlerde görünmezdi.

Çekirdek çökmesinin neden olduğu süpernova patlamalarının öncü yıldızları, yaşamları boyunca soğana benzeyen katmanlı bir iç yapı geliştirir. Bu yıldızlar yaşamlarına, çekirdeklerinin derinliklerinde hidrojeni helyuma dönüştürerek başlarlar. Hidrojen tükendiğinde, daha önce yaratılmış olan helyumu yakmaya devam ederler, onu karbona dönüştürürler, bu da neona ve benzerlerine dönüştürülür, yıldızın çekirdek füzyon süreci periyodik element tablosunda ilerler, giderek daha ağır atom çekirdekleri üreterek demire kadar. Yıldız bu aşamaya ulaştığında artık herhangi bir füzyon reaksiyonunu sürdüremez ve kendi ağırlığı altında çökerek bir süpernova patlamasına neden olur. Cassiopeia A büyük olasılıkla 1667 ile 1680 arasında patlamış olsa da, o zamandan beri süpernova kalıntıları genişliyor, NuSTAR'ın gözlemleri ilk kez astronomlara süpernova patlaması sırasında yaratılmış gerçek unsurların varlığını ortaya çıkardı. kendisi. Caltech astronomu Brian Grefenstette ve NuSTAR ekibinin üyesi telekonferans sırasında “NuSTAR ile, yıldız patladığında geride kalan külleri araştırmak için yeni adli araçlara sahibiz” dedi. “Patlamaya başladığında, yıldız çöktüğünde ne olduğunu anlamak için kullanabileceğimiz ipuçları bırakır ve bizi oluşturan elementleri üretir. Şimdi, ipuçlarından biri, NuSTAR ile gördüğümüz radyoaktif titanyum görüntüsü, bize patlamanın bağırsaklarında neler olduğunu anlatabilir.

NuSTAR (sağda) tarafından gözlemlenen radyoaktif titanyum modeli, NASA'nın Chandra X-ray Gözlemevi (solda) tarafından görülen ısıtılmış demir modeliyle uyuşmuyor. Resim Kredisi/Altyazı: NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO

NuSTAR'ın gözlemlerinden çıkan beklenmedik bir sonuç, titanyum-44'ün dağılımının, Chandra ile önceki gözlemlerde Cassiopeia A'da tespit edilen demir dağılımıyla eşleşmemesidir. Araştırmacılar, o zamanlar hem demir hem de titanyum birlikte yaratıldığından, süpernova kalıntısı içindeki dağılımlarının tam olarak eşleşeceğini ummuşlardı. Oysa durum böyle değildi. Grefenstette, "Görüntülere baktığımızda şaşırdık ve iki haritanın açıkça eşleşmediğini gördük" dedi. "Bu, ya bizim yanıldığımız ve Cassiopeia A'nın merkezinde gizlenmiş demir olduğu ve malzeme çok soğuk olduğu için Chandra tarafından görülmediği ya da daha egzotik bir şey olduğu anlamına geliyor, bu da elementlerin işleyişini değiştiriyor. süpernova patlamasında oluşmuştur. Her iki durumda da, çözmemiz gereken yeni bir bulmaca.”

Bu kadar beklenmedik olan şey, NuSTAR tarafından gözlemlenen radyoaktif madde kümelerinin gökyüzünde belirli bir yöne doğru uzamamış olmasıydı. Önceki modeller, bir süpernova patlamasının, hızla dönen bir yıldızdan dışarı akan uzun malzeme jetleri tarafından yönlendirilebileceğini öne sürmüştü. Yine de bu modellerin çoğu, önceki bilgisayar simülasyonlarında herhangi bir süpernova patlaması üretme konusunda sinir bozucu bir şekilde başarısız oldu. Astrofizikçilerin süpernovaların gerçekte nasıl çalıştığını anlamalarında gerçekten eksik olan bir şey vardı. NuSTAR'ın Cassiopeia A içindeki radyoaktif titanyum-44 gözlemleri, herhangi bir uzun jetin varlığını ortaya çıkarmadı. Bunun yerine, bulmacanın en olası çözümünün, patlamadan önce, çekirdeğin yakınındaki yıldızın malzemesinin bir düdüklü tencerenin içindeki kaynar su gibi etrafa saçılması olduğunu belirttiler. Ve tıpkı bir düdüklü tencerenin tepesine üfleyen buhar gibi, yıldızın içindeki bu çalkantı hareketi onu paramparça eden bir şok dalgası yaratır.Harrison, “Yıldızlar küresel gaz toplarıdır ve bu nedenle hayatlarını sona erdirip patladıklarında, bu patlamanın büyük bir güçle genişleyen tek tip bir top gibi görüneceğini düşünebilirsiniz,” dedi. “Yeni sonuçlarımız, patlamanın kalbinin veya motorunun, muhtemelen iç bölgelerin patlamadan önce kelimenin tam anlamıyla sallanması nedeniyle nasıl bozulduğunu gösteriyor.”

Video Kredisi: NASA/JPL-Caltech/Christian Ott

"Şimdi, tüm bu çalkantı mekanizması daha önce bir bilgisayarda simüle edildi, ancak NuSTAR görüntüsü, bu tür bir patlamanın doğada meydana geldiğinin ilk kanıtı ve [bu,] anlamaya çalışmak için doğru yolda olabileceğimiz anlamına geliyor. ne kadar büyük yıldızlar patlıyor," diye ekledi Grefenstette.

Cambridge, Massachusetts'teki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nde Bilim profesörü olan Robert Kirshner, NuSTAR'ın ekip çalışmasıyla doğrudan ilgili olmasa da telekonferans sırasında değerli bilgiler verdi. Dr. Kirshner, "NuSTAR iki şekilde adının hakkını veriyor: Bu sadece nükleer değil, aynı zamanda yeni" dedi. “Bilime öncülük ediyor ve yeni sonuçlar aldığınızda yanıtladığınız kadar çok soru açacağını beklemelisiniz. Şimdi, bununla ilgilenmelisin. Süpernovalar kimyasal elementleri oluşturur. Yani, bir Amerikan arabası aldıysanız, 2 yıl önce Detroit'te yapılmamıştı. Bu çelikteki demir atomları, 5 milyar yıl önce meydana gelen eski bir süpernova patlamasında üretildi. Ve NuSTAR, amcanız Jack'in yedek kalçasındaki titanyumun da bu patlamalarda yapıldığını gösteriyor. Yani, hepimiz yıldız tozuyuz ve NuSTAR, yedek parçalarımız da dahil, nereden geldiğimizi gösteriyor. Bu yüzden bunu sen de önemsemelisin, Jack amcan da öyle.”

Konferansın Soru-Cevap oturumu sırasında, Dr. Kirshner'a, Büyük Patlama'dan yaklaşık 15 milyon yıl sonra, Evren'in çok erken dönemlerinde, yaşanabilir ilk neslin yaratılmasına yol açabilecek süpernova patlamalarının mümkün olup olmadığını sorma şansım oldu. Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden Profesör Abraham Loeb'in yakın tarihli bir çalışmasında tartışıldığı gibi, yaşamı destekleyebilen gezegenler.

Üzerinde çalışan ekiple birlikte Goddard Uzay Uçuş Merkezi'ndeki James Webb Uzay Teleskobu'nun tam ölçekli bir modeli. Resim Kredisi: NASA

Dr. Kirshner'ın yanıtı, düşündürücü olduğu kadar ilham vericiydi: Bu çok ilginç bir soru. Bilirsiniz, insan zihni yanılabilir bir şeydir ve insanların hayal gücü genellikle gerçek dünyadan daha az tuhaf olur. Bu nedenle, bir şey kulağa biraz garip gelse bile, yine de onu reddetmek için çok acele etmemelisiniz. İlkel hidrojen ve helyum çorbasından oluşan büyük kütleli yıldızların olacağına dair herhangi bir soru olduğunu düşünmüyorum - ve bunun gibi bir şeyin olması gerektiğini biliyoruz - ancak bu, gözlemlenmemişse çoğunlukla alemdedir. . Bu yüzden, eğer hayalim olsaydı, uzayda gerçekten büyük bir kızılötesi teleskop yapardım!” dedi Kirshner, sesinde belirgin olan heyecanla. "Ve elbette, yaptığımız da tam olarak bu! James Webb Uzay Teleskobu'nu inşa ediyoruz ve diyebilirim ki, ilk elementleri oluşturan bu ilk nesil yıldızları görme şansı oldukça yüksek olacak. Ve bunu yapacağız! Çok geçmeden, birkaç yıl içinde, o JWST'ye sahip olacağız, bu yıldızların patladığını göreceğiz, kimyalarını ölçebileceğiz veya özelliklerini yine de tahmin edebileceğiz. Mevcut bilgimizin ötesine geçeceğimiz konusunda çok umutluyum.”

NuSTAR ekibi, Cassiopeia A'da gözlemlenenlerin genel olarak tipik süpernova patlamaları olup olmadığını görmek için diğer süpernova kalıntılarını da daha fazla incelemeyi planlıyor. NuSTAR ile, gökbilimciler şimdi ilk kez, büyük kütleli yıldızların yaşamlarını tam olarak nasıl sonlandırdığına ve bu patlamalardan elde edilen malzemenin yıldızlararası ortamı yaşamla nasıl zenginleştirdiğine dair teorik tahminleri kontrol etme yeteneğine sahipler. Berkeley'deki California Üniversitesi'nde astronomi profesörü Dr. Alex Filippenko, "Süpernovalar kozmosa üretir ve elementlerin çoğunu bildiğimiz şekliyle yaşam için önemlidir" diyor. “Bu sonuçlar heyecan verici çünkü ilk kez bu patlamaların iç kısımları, yani elementlerin gerçekten üretildiği yerler hakkında bilgi alıyoruz.”

NuSTAR gibi şu anda yörüngede olan astrofizik gözlemevlerinden ve James Webb Uzay Teleskobu gibi önümüzdeki birkaç yıl içinde fırlatılması planlananlardan gelen tüm büyüleyici keşiflerle, bilimsel olarak derin bir dönüşümsel on yılı dört gözle bekleyebiliriz. ve Kozmos'taki yerimizin insan anlayışı.

Her şey alanı ile güncel tutmak ister misiniz? "Beğen" emin olun AmerikaUzay Facebook'ta ve bizi Twitter'da takip edin: @AmerikaUzay


Süpernova öncesi bir yıldızın kaynayan 'soğan katmanları' neye benziyor? - Astronomi

Hayatının büyük bir bölümünde bir yıldızın başına neredeyse kayda değer bir şey gelmez. Çekirdeğindeki nükleer olaylar, yerçekiminin amansız saldırısını dengelemeye devam ettiği sürece, yıldızın bir bütün olarak başına muhteşem bir şey gelmez. Tahmin edilebileceği gibi, çekirdeği hidrojeni helyuma dönüştürür, yüzeyi alevler ve fırtınalar halinde patlar ve atmosferi çok miktarda radyasyon geçirir. Ancak, genel olarak yıldızlar, aslında bir tür "dinamik sabit durum" olan dengedeyken ani değişiklikler yaşamazlar. Tüm yıldızların tarihindeki en uzun evre olan bu süreçte hidrojen tüketirler.

toplam ömürlerinin %99'u.

Ana Dizi Dengesi Aslında yıldızlar, Şekil 3.22'de gösterildiği gibi termodinamik dengeyi değil, hidrostatik dengeyi sağlar. İlki, normal bir yıldızın yapısal bütünlüğü ile ilgilidir ve yerçekimi çekme ve ısı itme arasındaki çekişmedeki hassas dengesine bir kez daha dikkat çeker. Teknik olarak, gaz basıncı kadar dışarı iten ısı değildir, ısı bir enerji biçimidir, basınç ise sıcaklık ve yoğunluğun çarpımı'dır ve daha çok bir kuvvete benzer. Yıldızların modellenme şekli olan “sıkıştırılabilir bir sıvıda” olduğu gibi hidrostatik denge—, bir yıldızı her iki durumda da felaketle çökmesini veya patlamasını önlemek için yıldızın her noktasında stabilize etme eğilimindedir. Tersine, termodinamik denge, sıcaklıklar boyunca tek tip olduğunda meydana gelir, bu durum kesinlikle herhangi bir yıldız tarafından elde edilemez. Aslında, yıldızlar ateşli çekirdeklerinden daha soğuk (ama yine de sıcak) yüzeylerine kadar açık ve bariz bir sıcaklık gradyanına sahiptir. Dahası, bu tür gradyanlar yıldızlar yaşlandıkça büyür ve onları termal dengeden uzaklaştırır. Tüm yıldızlarda termodinamik olarak kesinlikle denge dışı koşulları oluşturan bu sıcaklık değişimidir.

ŞEKİL 3.22 — Ana dizideki sürekli yanan bir yıldızın içe doğru çekim kuvveti, sıcak gazlarının dışa doğru basıncıyla dengelenir. Bu, yıldızın içindeki herhangi bir noktada geçerlidir ve kararlılığını garanti eder. (Prentice Salonu)

Ayrıca, başka bir açıklama yapmak için, Güneş gibi bir yıldızın hidrostatik dengede bile parlaklığını değiştirmeye devam ettiğine, yani enerji akış hızının ömrü boyunca çok az değişmeye devam ettiğine dikkat edin. Spesifik olarak, Güneş'in durumu için bu, parlaklıkta bir artış anlamına gelir.

Her 100 milyon yılda bir %1. Bu çok küçük gibi görünse de, 3-4 milyar yıl geriye gitmek, Güneş'in ilk zamanlarının muhtemelen

1 /3 bugün olduğundan daha az parlak ve bu, eğer Dünya gezegeni o sırada suyun sıvılaştırılamayacak kadar soğuk olması durumunda, erken yaşamın kökenini ve sürdürülmesini anlamakta sorun yaratabilir. Bu “soluk-Güneş paradoksunu” tartışmak için daha sonra yedinci, KÜLTÜREL DÖNEM'de döneceğiz.

O halde yıldızlar, normal, dengeli durumlarında, bazı köklü değişikliklere kadar süresiz olarak enerji üretmeye devam ederler. Isı ve yerçekimi arasındaki büyük mücadele, tipik olarak milyarlarca yıl boyunca kontrol altında kalır. Ancak sonunda, sert bir şey olur: Tüm yıldızlar eninde sonunda yakıtlarını tüketir.

Bilgisayar simülasyonları, ölüme yakın herhangi bir yıldızın yaşadığı belirli değişiklikler için yine en önemli kılavuzumuzdur. Teorisyenler, sayısız fiziksel ve kimyasal faktörü tanımlayarak ve değerlerini tekrar tekrar ayarlayarak, gerçek Evrende görülen çok çeşitli yıldızları tanımlamak için modeller oluşturdular. Önce Güneşimiz gibi bir yıldızın ölüm düşüşünü detaylandıralım, ardından irili ufaklı tüm yıldızları tahmin edebiliriz. Ancak, tüm bu ölümcül olayların bir yıldızın ömrünün son %1'inde meydana geldiğini unutmayın.

hidrojen tükenmesi Güneş yaşlandıkça, hidrojeni, en azından yıldızın tam kesit boyutunun yüzde birkaçına sahip olan küçük, merkezi bir çekirdek içinde sürekli olarak tükenir. Yaklaşık 10 milyar yıllık yavaş ve sürekli yanmadan sonra, en içteki füzyon bölgesinde çok az hidrojen kalacaktır. Yıldızın tam anlamıyla gazı bitiyor. Bir otobanda sabit hızla saatlerce dünyayı umursamadan giden bir otomobil gibi, benzin göstergesi boşalmaya yaklaştıkça motoru öksürmeye ve tükürmeye başlar. Yine de otomobillerin aksine, yıldızlara yakıt ikmali yapmak kolay değildir.

Yıldız çekirdeğindeki hidrojenin yaygın şekilde tükenmesi, oradaki nükleer reaksiyonların durmasına neden olur. Hidrojen yanması, yıldızın ara katmanlarında, çekirdeğinin üzerinde, ancak yüzeyinin oldukça altında azalmadan devam eder. Ancak çekirdeğin kendisi normalde herhangi bir yıldızdaki desteğin büyük kısmını sağlar, bir temel görevi görür ve istikrarını garanti eder. Buna karşılık, çekirdek yanmasının olmaması kararsızlığı garanti eder, çünkü soğutma çekirdeğinde dışarı doğru gaz basıncı zayıflasa da, yerçekiminin içe çekilmesi kesinlikle yapmaz. Yerçekimi, acımasızlığından asla vazgeçmez. Yerçekimine karşı dışa doğru itme bir kez gevşetildiğinde, yıldızda küçük bir yapısal değişiklik bile kaçınılmaz hale gelir.

Daha fazla ısı üretimi, yaşlı yıldızı tekrar hidrostatik dengeye getirebilir. Örneğin, çekirdekteki helyum, karbon gibi daha ağır bir elemente dönüşmeye başlarsa, o zaman her şey bir kez daha iyi olurdu, çünkü enerji, dışarı doğru gaz basıncını yeniden oluşturmaya yardımcı olmak için bir yan ürün olarak yeniden yaratılırdı. Ama oradaki helyum zaten yanamaz#8212 zaten. Milyonlarca kelvinlik olağanüstü sıcaklığa rağmen, çekirdek helyumun herhangi bir ağır elementle kaynaşması için çok fazla “soğuk”.

Hidrojen --> helyum füzyon döngüsünü başlatmak için en az 107 K'lik bir sıcaklığın gerekli olduğunu hatırlayın. Bu, çarpışan iki hidrojen çekirdeğinin (proton) birbirine şiddetli bir şekilde çarpmak ve böylece iki benzer yük arasındaki itici elektromanyetik kuvveti alt etmek için yeterli hıza ulaşması için gereken şeydir. Aksi takdirde, çekirdekler nükleer bağlanma kuvvetinin alanına giremez ve füzyon süreci basitçe çalışmaz. Bununla birlikte, 107 K bile helyum füzyonu için yetersizdir, çünkü her helyum çekirdeği (2 proton + 2 nötron) hidrojen çekirdeğinin net yüküne sahip olduğundan, itici elektromanyetik kuvveti daha büyük hale getirir. Helyum çekirdekleri arasında şiddetli bir çarpışma yoluyla başarılı bir füzyon sağlamak için daha da yüksek sıcaklıklara ihtiyaç vardır. Ne kadar yüksek? Yaklaşık yüz milyon kelvins󈟚 8 K.

Bu ısı derecesinden yoksun olan yıldızın helyum çekirdeği “ash” uzun süre boşta kalmaz. Hidrojen yakıtı tükenir, çekirdek büzülmeye başlar. Yerçekimini tutmak için yeterli basınç olmaması gerekiyor. Ancak bu büzülme, gaz yoğunluğunun artmasına izin verir ve böylece gaz partikül çarpışmaları daha sık hale geldikçe daha fazla ısı yaratır. Bir kez daha, bu süreci yönlendiren şey, yerçekimi potansiyel enerjisinin sürtünme ısı enerjisine dönüşmesi kılığında, gerçekten de sıcaklığı yükseltir.

Giderek daha sıcak olan çekirdek, bu yıldız fırının üstteki katmanlarını sarmaya devam ediyor. Evlerimizde daha fazla ısı gerektiren ve böylece hava sıcaklığını rahat bir şekilde sabit tutan bir ev termostatına çok benzer. Yaşlanmış bir yıldızda Doğa, olayları yeniden dengelemek için daha fazla enerji arar ve yıldız bunu yeterince ürettiğinde, olumsuz geri besleme, en azından bir süreliğine kasılmayı sona erdirir. (#8220Feedback” çünkü bir merkezi ısıtma sisteminde olduğu gibi, etkideki bir değişiklik nedenini değiştirmek için geri beslenir ve “negatif” çünkü süreci kontrol eden geri besleme döngüsü, etkinin artmamasını veya sınırsız azalma.) Ama önce, bu aşamada daha yüksek sıcaklıklar—, iyi >10 7 K#8212, yıldızın ara katmanlarındaki hidrojen çekirdeklerinin öncekinden daha şiddetli bir şekilde kaynaşmasına neden olur. Bu arada, helyum külü çekirdeğin etrafında birikmeye devam ediyor. Şekil 3.23, hidrojenin yanmayan helyum külü çevresinde fantastik bir hızla yandığı bu oldukça tuhaf durumu göstermektedir.

ŞEKİL 3.23 — Bir yıldızın çekirdeği giderek hidrojenden tükenirken, hidrojen füzyon reaksiyonları, yanmayan helyum külünün çok üzerinde, ara katmanlarında yanmaya devam eder. (Prentice Salonu)

Yaşlı yıldız şimdi gerçekten bir çıkmazda. Günleri sayılı. Çekirdek, helyum füzyonu için yeterli ısı üretme yolunda dengesiz ve küçülüyor. Ara katmanlar aynı zamanda, hidrojeni helyuma normalden daha hızlı bir şekilde kaynaştırarak bir miktar dengeyi korumak için çabalıyor. Ne yazık ki, bu gelişmiş hidrojen yanması tarafından uygulanan gaz basıncı, yıldızın en dış katmanlarını genişlemeye zorlayarak yerçekimi bile onları durduramaz. Yani çekirdek küçülse de, üstteki katmanlar genişliyor! Açıkçası, yıldızın yapısal kararlılığı tamamen mahvoldu.

Gözlemsel Sonuçlar Böyle sapkın bir yıldızın gözlemlenebilir iki yönü ilginçtir. Uzaktaki bir izleyici için bu gök cismi, normalden neredeyse 100 kat daha büyük, devasa görünebilir. Yakalanan radyasyon aynı zamanda yıldızın yüzeyinin biraz daha soğuk olduğu anlamına gelir (

1000 K) normalden. Bu, yaşlı bir yıldızın balonlaşması ve soğumasının herhangi bir insan yaşamı boyunca doğrudan gözlemlenebileceği anlamına gelmez. Normal, güneş kütleli bir yıldızdan yaşlı bir deve geçiş hala

Yaşlanmış 1 güneş kütleli bir yıldızın yerleşimindeki bu büyük ölçekli değişiklikler, HR diyagramında izlenebilir. Şekil 3.24, ana diziden uzaklaşan sonuçtaki yolu göstermektedir. Resimde görüldüğü gibi, bu dev yıldızın parlaklığı yine #8212, R 2 T 4 #8212 olur.

Güneşimizin mevcut parlaklığının 100 katı.

ŞEKİL 3.24 — Helyum külünün çekirdeği küçüldükçe ve ara yıldız katmanları genişledikçe, yıldız ana diziyi terk eder. 8. etap olarak etiketlenmiş, kırmızı dev bir yıldız olma yolunda ilerliyor. (Lola Şezlong)

İkinci değişiklik #8212yüzey soğutma #8212ilk değişikliğin #8212arttırılmış boyutunun doğrudan bir sonucudur. Yıldız genişledikçe, ısısının toplamı çok daha büyük bir yıldız hacmine yayılır. Bu nedenle, böyle bir soğutmadan yayılan görünür radyasyon, ancak yine de sıcak olan yüzeyde renk kayması olur. Soğurken kırmızıya dönen beyaz-sıcak bir metal parçası gibi, uzayan yıldızın tamamı kırmızımsı bir renk tonu gösterir. Zaman içinde, yine insan tarafından uzun ama yıldız standartlarına göre kısa olan normal büyüklükteki ve sarı renkli bir yıldız, yavaş yavaş dev boyutlu ve kırmızı renkli bir yıldıza dönüşür. Parlak normal yıldız, loş bir kırmızı dev yıldıza dönüşmüştür.

Şekil 3.25, Güneşimizin ve bir kırmızı-dev yıldızın göreli boyutlarını karşılaştırır. Tipik dev yıldız kocaman, şişmiş

Ana dizi boyutunun 100 katı. Buna karşılık, helyum çekirdeği şaşırtıcı derecede küçüktür, muhtemelen

Tüm yıldızdan 1000 kat daha küçük. Bu, çekirdeği Dünya'dan sadece birkaç kat daha büyük yapar.

Çekirdekteki yoğunluk artık çok büyük. Kırmızı devin çekirdeğinin devam eden büzülmesi, helyum gazını sıkıştırdı.

10 5 g/cm3 . Bu değer ile karşılaştırılabilir

Kırmızı dev yıldızın en dış katmanlarında 10 -6 g/cm3

5 g/cm3 ortalama Toprak yoğunluğu veya

Mevcut Güneş'in çekirdeğinde 150 g/cm3. Bu büyük ölçüde sıkıştırılmış helyum durumu nedeniyle,

Tüm yıldızın kütlesinin %25'i küçük çekirdeğinde toplanmıştır.

Bu önemli olayları özetlemek ve onlara yerel bir canlılık kazandırmak için, Güneş, merkezindeki hidrojen yakıtını tükettiğinde, istikrarsızlığın ortaya çıkacağı kesindir. Tüm denge bozulurken, üstteki katmanları şiştikçe çekirdeği küçülecektir. Bu nedenle Güneş, normal boyutunun yüzlerce katı, belki de Merkür ve Venüs ve hatta belki Dünya ve Mars da dahil olmak üzere birçok gezegeni içine alacak kadar büyük şişkin bir küre olmaya mahkumdur.

İnsanların paniğe ihtiyacı yok, en azından henüz değil. Yıldız evrimi teorisinin burada açıklandığı gibi makul ölçüde doğru olması koşuluyla, Güneş'imizin bir 5 milyar yıl daha bu kırmızı dev aşamaya şişmeyeceğinden emin olabiliriz. Yaşamın Dünya'da bu kadar uzun süre yaşayıp yaşayamayacağı tartışmalıdır, birbiriyle rekabet halinde olan iki argüman vardır: Birincisi, birkaç sayfa önce belirtilen soluk-Güneş paradoksu nedeniyle, gelecekteki Güneş'in parlaklığını şu şekilde artırması muhtemel görünmektedir.

"Yalnızca" 8221 milyar yılda %10, muhtemelen gezegenimizi Güneş'in sona ermesinden çok önce yaşam için elverişsiz hale getiriyor. Planet Earth, insanlığın neden olduğu herhangi bir küresel kirlilikten bağımsız olarak sonunda oldukça buharlaşacaktır. İkincisi, uzun vadeli ısınmanın, Güneş kütlesini kaybederek ve yerçekimsel tutuşunu azaltırken, gezegenlerin yörüngelerinin beklenen dışa göçünün doğal bir soğuma tahmini olduğuna karşı çıkmak. İnanması güç, Güneş kendi maddesini (bir “güneş rüzgarında”) yaklaşık bir milyon ton gibi olağanüstü bir hızla saçıyor. her saniye, henüz bir milyar yıl içinde bile kaybetmiş olacak <Toplam kütlesinin %0,1'i, bu da gezegenlerin fazla uzaklaşması için yeterli olmayabilir. Uzaklaşan gezegenlerin yol açtığı soğuma eğiliminin, artan güneş ışığının neden olduğu ısınma eğilimini dengeleyip dengeleyemeyeceği, karasal yaşam ve ölüm etkileri olan, çözülmemiş bir astronomik muammadır. Hangisi olursa olsun, Dünya'daki yaşamın günleri kesinlikle sayılıdır, okyanusları buharlaşmaya ve atmosferi dağılmaya mahkumdur, gezegenimiz sonunda seramik kaplı bir Merkür'e benzemektedir. Endişelenmeyin, böyle bir Dünya cehennemi yaklaşık bir trilyon gün daha başlamayacaktır.

Kırmızı dev yıldızlar, bazı teorisyenlerin aklının kurgusu değildir. Gökyüzünde sayısız yere dağılmış halde gerçekten varlar. Çıplak gözle bile tüm kırmızı devlerin en ünlüsünü, kuzey yarımkürenin kış göğünde göze çarpan bir fener olan Orion takımyıldızının şişmiş, yaşlı, belirgin bir şekilde kırmızımsı üyesi olan parlak yıldız Betelgeuse algılayabilir. Bu yıldız o kadar parlak ki, en büyük şehirlerimizin sis ve ışık kirliliğinden bile görülebiliyor. Yukarı Bak!

helyum füzyonu Kırmızı dev bir yıldızın doğasında var olan dengesizlik azalmadan sürdürülürse, yıldızın geri kalanı uzaya sürüklenirken çekirdek sonunda patlayacaktı. Böyle yıpranmış bir yıldızın içinde iş başında olan çeşitli kuvvetler ve baskılar, kelimenin tam anlamıyla, yavaş da olsa, onu parçalara ayırırdı. Neyse ki yıldız usta için, bu dolambaçlı büzülme-genişleme süresiz olarak devam etmiyor. Yıldız, hidrojen yakıtı eksikliğinden dolayı paniklemeye başladıktan 100 milyon yıl sonra, başka bir şey olur. Helyum termonükleer yanmada tutuşur. Buna göre, yıldızın doğal termostatı, çekirdek bir kez daha stabilize olurken ek ısı akışını kapatır. Bu, hayatın tamamen yeni bir kirası gibi görünse de, sadece kısa bir erteleme anlamına gelir.

Kırmızı dev bir yıldızın derinliklerinde, iç basınç arttıkça yoğunluk artar. Yıldızın çekirdeğindeki madde bir kez

Normal bir yıldızdan 1000 kat daha yoğun (yani.,

10 5 g/cm3), gaz parçacıkları arasındaki çarpışmalar, helyum füzyonu için gereken 108 K sıcaklığa ulaşmak için sürtünme yoluyla yeterli ısıyı üretecek kadar şiddetli ve sıktır. Helyum çekirdekleri bundan böyle çarpışır, merkezi yangınları bir kez daha tetikler ve karbona dönüşmeye başlar. Bundan sonra birkaç saatlik bir süre için helyum kontrolsüz bir bomba gibi vahşice yanar. Bu helyum yanması olayı, bir yıldızın tarihinde o kadar ani ve hızlı bir olaydır ki, gökbilimciler ona özel bir isim verirler.—“helyum parlaması”. Yıldızın patlamaması dikkat çekicidir.

Kısa olmalarına rağmen, bu yenilenen nükleer olaylar muazzam bir yeni enerji seli serbest bırakır. Enerji, çekirdek maddeyi bir şekilde eterikleştirecek kadar güçlüdür, böylece yoğunluğunu düşürür ve yüklü çekirdekler arasındaki bastırılmış basıncın bir kısmını hafifletir. Çekirdeğin bu küçük genişleyen ayarı, yıldızın kütleçekimsel büzülmesini durdurur, bu durumda bir tür dengeyi yeniden kurar; bu durumda, minik nokta benzeri küreleri esasen birbirine değen yoğun şekilde paketlenmiş elektronlar arasında kuantum düzeyinde bir denge oluşur, böylece bir denge oluşur. yaşlı yıldızı fiziksel olarak yerçekimine karşı tutuyor.

Açıklayıcı başka bir teknik yorum yapmak için, gerçekte helyumu karbona dönüştüren nükleer reaksiyonun, "üçlü alfa süreci" olarak bilinen iki adımda gerçekleştiğine dikkat edin. Birincisi, iki helyum çekirdeği (aynı zamanda alfa olarak da adlandırılır). parçacıklar), normalde (bir mikrosaniyeden daha kısa sürede) iki helyum çekirdeğine dönüşecek ve sürecin helyumdan daha ağır hiçbir şey vermeyen sonsuz bir döngüde sıkışmasına neden olacak çok kararsız bir çekirdek olan berilyumu oluşturmak üzere birleşir. Ancak (ve bu ikinci adımdır), helyum külündeki devasa yoğunluklar, üçüncü bir helyum çekirdeğinin bazen yeni yapılmış berilyum ile çürüme şansı bulamadan çarpışmasını garanti eder. Bu bir mucize ya da doğaüstü bir varlığın onu ağır elementlere ve dolayısıyla hayata izin verecek şekilde tasarladığını ima eden bir tür "antropik ilke" değildir. Aksine, bir kırmızı-devin çekirdeğindeki çok yüksek yoğunluklar göz önüne alındığında, çarpışma ve daha sonra üç helyum çekirdeği (dolayısıyla "üçlü" adı) arasındaki füzyon için zaman ölçeği, berilyumun füzyonu ve parçalanmasından doğal olarak daha kısadır. Sonuç, kozmik-evrim hikayemizin sonraki KİMYASAL DÖNEMİNDE hayati derecede önemli bir elementin çekirdeği olan karbondur.

bir kez helyum --> karbon füzyon reaksiyonları başlar, böylece çekirdeği, hidrojeni stabilize eder. --> Üst katmanlarda çalkalanan helyum füzyon reaksiyonları azalır (ancak durmaz). Teorik hesaplamalar, yıldızın dış katmanlarını biraz fazla hızlı genişlettiğini ve rahat bir yapısal dengeyi yeniden kurduğu mesafeyi aştığını ima ediyor. Tüm yıldız daha sonra biraz küçülebilir ve şişmiş görünümünün bir kısmını kaybeder. Dış katmanlardaki bu hafif büzülme, Şekil 3.26'da gösterildiği gibi, yıldızın evrim yolunu bir kez daha tersine çevirerek parlaklığın azalmasına ve yüzey sıcaklığının artmasına neden olur. Bir yıldızın erken veya geç evrelerindeki diğer tüm evrimsel değişiklikler gibi, "yatay dal" üzerindeki bu küçük boyut ayarlaması, en azından kozmik standartlara göre hızlı bir şekilde yapılır.

ŞEKİL 3.26 — Parlaklıkta büyük bir artıştan sonra, kırmızı dev bir yıldız nihayet 10. aşamada yatay dal olarak adlandırılan başka bir denge durumuna yerleşir. (Lola Şezlong)

Her ne kadar bir yıldızın gaz ve toz içinde doğumu ve bir son kadere doğru itilmesi için belirgin yıldız değişimi için zaman ölçekleri hızlı kabul edilse de, tüm bu geçici süreler insan ömrüyle karşılaştırıldığında hala uzun. Gözlemcilerin, belirli bir yıldızın STELLAR EPOCH'ta sürmekte olan evrimsel adımların tamamında, hatta bazılarında hareket ettiğini izlemek konusunda çok az umutları vardır. Bunun yerine, daha önce olduğu gibi, gökbilimciler Galaksiyi evrim döngülerinin farklı aşamalarındaki çeşitli kozmik nesnelerin kanıtlarını ararlar ve onları kendi içinde tutarlı bir resimde yapboz parçaları gibi konumlandırmaya çalışırlar. Veya başka bir metafor kullanmak gerekirse, hayvanların nüfus dinamiklerini çözme göreviyle görevlendirilen sosyal davranışçılar gibi, astronomlar galaktik inlere ne kadar derinden bakarlarsa, yıldız sakinlerinin hayvanat bahçesinin o kadar öğretici hale geldiğini buluyorlar. Sonunda, yıldızların doğumu ve ölümündeki çok çeşitli aşamaların gözlemleriyle yıldız evrimi teorisini eşleştirmek (ve ayarlamak) için her zaman matematiksel modellemeye güveniriz.

Tablo 3-2, 1 güneş kütleli bir nesne için yapılan bir bilgisayar hesaplamasını özetlemektedir. Bu, artan yoğunlukları yansıtmak için yoğunluk birimlerinin parçacıklar/cm3'ten g/cm3'e değiştirilmesi dışında, Tablo 3-1'de listelenen önceki derlemenin devamıdır (1 gramın içinde yaklaşık 10 24 atomik parçacık vardır). Önemli olmak). Önceki tablo, hidrojeni helyuma kaynaştıran bir ana dizi nesnesi olan 7. aşama ile sona erdi.

10 milyar yıl. Buradaki yeni tablo, ana diziden uzaktaki evrimsel yol olan 8. aşama ile başlar. Aşama 9, çekirdeğinde helyumu karbona kaynaştıran yerleşik bir kırmızı dev yıldızı tanımlar.

Tablo 3-1'de listelenen fiziksel büyüklüklere gelince, Tablo 3-2'deki aşamaların her birini tanımlayanlar yüksek doğrulukla belirtilemez. Sıcaklık, yoğunluk, boyut ve parlaklık ile kesin evrim yolu şu anda tam olarak anlaşılmış değil. Bu miktarların her biri, bir yıldızın kütlesi ve bileşimi için kullanılan başlangıç ​​koşullarına ve ayrıca derinlerde nükleer yanma hızına bağlıdır.

Güneş Nötrinoları Bilgisayar modellemesine olan bu güven, yakın zamana kadar önemli bir deneyin sonuçlarını bu kadar rahatsız edici kılan şeydi. Doğrudan yıldızların içindeki fiziksel olaylarla ilgili olan tek deney, Güneşimiz gibi bir yıldız için yapılan tahminlerle pek uyuşmuyordu. On yıllardır bilim adamları, Dünya'ya ulaşan güneş radyasyonunda bulunan nötrino temel parçacıklarının sayısı karşısında şaşkına döndüler. İtalyanca "küçük nötr olan" anlamına gelen bir kelimeden türetilen nötrinoların, Dünya üzerindeki deneylerden, neredeyse kütlesiz ve yüksüz oldukları ve ışık hızında (veya çok yakın) hareket ettikleri bilinmektedir. Neredeyse hiçbir şeyle etkileşime girmeyen nötrinolar, birkaç ışık yılı kurşunun içinden özgürce geçme yeteneğine sahip hayalet benzeri parçacıklardır! Bu nedenle, nükleer reaksiyonların yan ürünleri olarak bol miktarda oluştukları güneş çekirdeğinden tereddüt etmeden kaçabilmeleri gerekir. Sıradan radyasyon, Güneş'in yüzeyinden uzaya yayılmadan önce yaklaşık bir milyon yıl boyunca Güneş'in iç kısmında etrafa saçılır (veya 'rastgele yürür'), ancak nötrinolar güneş yüzeyini 2 saniyede delmeli ve Dünya'ya yalnızca Çekirdekte yapıldıktan 8 dakika sonra. Bu nedenle, Güneş'e güç vermekten sorumlu nükleer olayların tek doğrudan testini oluştururlar.

Güneş nötrinoları, kayıtsızca Dünya'ya her zaman nüfuz eder. Her saniye vücudumuzun her cm2'sinde yaklaşık 5 milyon nötrino biberi, farkında olmasak da zarar görmesek de. Bununla birlikte, anlaşılması güç olmalarına rağmen, nötrinoların etkileri, nadir malzemelerden yapılmış özenle yapılmış aletlerle incelenebilir. Bu malzemelerden biri, dil bükümlü adı tetrakloroetilen olan bir kimyasaldır. Kulağa ne kadar zehirli gelse de, C2Cl4 kuru temizleme endüstrisinde sıklıkla kullanılan güvenli bir sıvıdır. Böylece, 1970'lerde Güney Dakota'daki bir altın madeninin dibine büyük bir tankı 400.000 litre su ile doldurarak bir "nötrino teleskopu" inşa edildi.

100.000 galon) bu şeylerden. Bu şekilde, Dünya'ya gelen bazı güneş nötrinoları sayılabilir ve analiz edilebilir, ancak aslında tanktan geçen her 10 15'inden sadece 1'i tespit edilir. Bu laboratuvarın yeraltındaki konumu ve benzersiz teleskopu, deneyi, eski süpernovalar gibi güneş dışı kaynaklardan gelen kozmik ışınlar ve diğer temel parçacıklardan kaynaklanan parazitlerden korumak için gereklidir. Ekipman onlarca yıldır düzgün bir şekilde çalışıyor gibi görünse de, nötrino saptama oranı, teorinin öngördüğünden tutarlı bir şekilde, günde bir kez olmak yerine haftada iki kez görüldüğünden yaklaşık üç kat daha az olmuştur.

Astrofizikçiler yıllardır bu şaşırtıcı sonuçlarla boğuşuyorlar. Hem teorisyenler hem de deneyciler, güneş nötrinolarının bolluğunu, yıldız evrimi teorisindeki kavramsal hatalara bağlamak konusunda isteksizdirler. Hiç kimse, diğer tüm yönleri gözlemlerle çok iyi örtüşen güneş füzyonunun iyi bir anlayışı gibi görünen şeyi bir kenara atmak istemez. Bazı araştırmacılar (çoğunlukla teorisyenler), deney donanımının belki de tam olarak düzgün ayarlanmadığından ve her durumda bir faktör olduğundan şüpheleniyor.

3, astronomide genellikle büyük bir sorun değildir. Diğerleri (çoğunlukla deneyciler) bilgisayar modelleri konusunda temkinli davranıyorlar, eğer Sun'ın çekirdeği teorinin iddia ettiğinden sadece %10 daha soğuk olsaydı, tahmin edilen güneş nötrinolarının sayısı daha az olurdu. Yine de diğerleri, tek nötrino parçacığının kendisi hakkında henüz yeterince bilgi sahibi olmadığımızı, nötrinoların fiziksel özelliklerinin, özellikle de çok küçük miktarlarda kütleye sahip oldukları ortaya çıkarsa, onları suçlu yapabileceğini iddia ediyor.

Daha yakın zamanlarda, 21. yüzyılın ilk on yılında, bu üç faktörlü tutarsızlık, Japonya ve Kanada'da bulunan yeni yeraltı laboratuvarlarında yapılan deneyler sırasında çözülmüş gibi görünüyor. yüzeyin bir kilometre altında ve 10.000 nötrino sensörüyle çevrili. Yeni sonuçlar, nötrinoların, kendisi bir protondan yaklaşık 2000 kat daha hafif olan bir elektronun kütlesinin yaklaşık bir milyonda biri (10 -6 ) kadar küçük bir kütleye sahip olduğunu gösteriyor. Ancak bu ultra küçük kütle bile, Güneş'ten Dünya'ya 8 dakikalık yolculukları sırasında görünüşte şizofrenik nötrinoların özelliklerini değiştirmelerine, hatta onları başka parçacıklara dönüştürmeye yetiyor. Ve çoğu gökbilimcinin şu anda olduğunu düşündüğü şey de bu: Nötrinolar, muhtemelen teorinin öngördüğü oranda Güneş'te üretilir, ancak bazıları Dünya'ya giderken başka bir şeye dönüşerek, muhtemelen başka tür nötrinolara dönüşürler. Orijinal deneyler bu değişikliklere duyarsızdı, ancak daha yeni deneyler bunların kanıtlarını tespit ediyor. Şimdi söz konusu olan, nötrinoların tam olarak sıfır kütleye sahip olmasının beklendiği standart parçacık fiziği modelini düzeltme ya da kuantum teorisi ile hassas deneyler arasındaki başka bir potansiyel çelişkiyi çözmek için yepyeni bir arayışa başlama ihtiyacıdır.

Bu son sonuçların doğru olduğunu, yani nötrinoların hem içsel kütleye hem de değişebilir özelliklere sahip olduğunu varsayarsak, bir kez daha nötrinoların anlaşılması zor karanlık madde ikilemine çözüm olup olamayacağını merak ediyoruz. Galaksimize büyük olasılıkla taşan muazzam sayıda nötrino göz önüne alındığında, hem Evrenin erken dönemlerindeki parçacık etkileşimlerinden arta kalanlar hem de Samanyolu'nun tüm yıldızlarında yaratılan yeniler hala şüpheli görünüyor. Nötrinolar kesinlikle kozmik karışımın bir parçası olsalar da, toplam birikimleri muhtemelen <Galaksinin toplam kütlesinin %1'i.

Her halükarda, çok az araştırmacı, güneş-nötrino probleminin şaşırtıcı çözümünü, yıldızların nasıl parladığını anlamamıza bir tehdit olarak görüyor. Bu onlarca yıllık nötrino ikilemi, şimdi Güneş'in astronomisinden çok parçacığın fiziği ile ilgili bir problem gibi görünüyor. Hem teoriyi hem de deneyi kontrol ederek ve iki kez kontrol ederek, bir yandan da tam olarak bilimin ilerleme şekli olan #8212, konuyu akıl ve şüphecilikle ele almaya devam ederek, bir zamanlar yıldız füzyonunun ciddi bir yanlış anlaşılması olarak görünen şey, şimdi görünüşe göre çözülmüştür.

Rahatsız Etme Sorunları Belirsizlikler, kozmik evrimin her dönemi hakkındaki anlayışımızı sınırlar. Başka yerlerde olduğu gibi burada da STELLAR EPOCH'ta olası birçok olayın ana hatlarını belirleyebilir gibiyiz, ancak ince ayrıntılar her zaman elimizde değildir. Güneşimizde parlamaya neden olan ve yıldızımızdan kaçan ve gezegenimizi etkileyen devasa madde ve radyasyon öne çıkmalarına neden olan nedir? Nasıl olur

11 yıllık güneş döngüsü çalışması, yaklaşık on yıllık aralıklarla yüzeydeki güneş lekelerini açıp kapatmak mı? Yüzeyi sadece 6000 K iken Güneş'in milyon derecelik koronasını veya dış atmosferini tatmin edici bir şekilde açıklayabilir miyiz? Tüm yıldızların kökeninde, devamında ve yok oluşunda manyetik alanların rolü nedir?

Gece gökyüzündeki en parlak yıldız bile, en azından tarihsel kayıtlar açısından biraz kafa karıştırıcı görünüyor. Sadece 9 ışıkyılı uzaklıktaki Sirius A, diğer görünür yıldızlardan (Güneş hariç) iki kat daha parlak görünür ve birçok eski uygarlık tarafından belirgin bir şekilde gözlemlenmiştir. Babillilerin çivi yazılı metinleri bu yıldıza MÖ 1000 yılına kadar atıfta bulunur ve tarihçiler yıldızın MÖ 3000 yıllarında Mısırlıların tarımını ve dinini güçlü bir şekilde etkilediğini bilirler. Dolayısıyla, Sirius'un uzun gözlem kayıtları göz önüne alındığında, bu tür değişiklikleri üretmek için genellikle gerekli olan uzun zaman ölçeklerine rağmen, küçük evrimsel değişiklikleri inceleme şansına sahip olabileceğimiz bir nesne burada. Yine de bulmaca burada yatıyor.

Sirius A, görünüşünü çağlar boyunca değiştirmiş gibi görünüyor, yazılı tarihsel kayıtlar bunu açıkça ima ediyor. Ancak eskilerin çıplak gözle gözlemleri kafa karıştırıcıdır. 100 yılları arasında Sirius ile ilgili her türlü bilgi kaydedilmiştir. ve AD 200 bu yıldızın kırmızı olduğunu iddia ediyor. Buna karşılık, modern gözlemler şimdi beyaz veya mavimsi beyaz olduğunu gösteriyor, ancak kesinlikle kırmızı değil. Yıldızların evrimi teorisine göre hiçbir yıldız, rengini bu kadar kısa bir sürede, hatta binlerce yıl boyunca kırmızıdan mavi-beyaza bu kadar dramatik bir şekilde değiştirememelidir. Bu türden herhangi bir değişiklik en azından

100.000 yıl ve her durumda maviden kırmızıya dönüşme olasılığı daha yüksek.

Gökbilimciler, Sirius A'daki oldukça ani değişim için birçok açıklama önerdiler. Bunlar, bazı eski gözlemcilerin yanılmış olma ve diğer yazıcıların onları kopyalamış olma olasılığını da içeriyor. Ya da belki Sirius ve Dünya arasında bir galaktik toz bulutu geçti

2000 yıl önce, Dünya'nın tozlu atmosferinin alacakaranlıkta Güneş'imiz için yaptığı kadar, yıldızı kırmızıya çevirmek. Ya da belki de Sirius A'nın bir arkadaşı, yani Sirius B, 2000 yıl önce bu çift yıldız sisteminin kırmızı dev ve baskın yıldızıydı ve o zamandan beri, şu anda gözlemlediğimiz küçük (beyaz-cüce) yıldızı ortaya çıkarmak için dış kabuğunu çıkardı. Sirius B.

Ancak bu açıklamaların hiçbiri makul görünmüyor. Gökyüzünün en parlak yıldızının rengi yüzlerce yıl boyunca nasıl yanlış kaydedilmiş olabilir? Araya giren galaktik bulut şimdi nerede? Eski kırmızı devin kabuğu nerede? Gecenin en parlak yıldızının şu anda kabul edilen yıldız evrimi senaryosuna tam olarak uymadığı konusunda huzursuzuz.

Bu yeterli değilmiş gibi, kararlı seyir işaretçimiz Kuzey Yıldızı Polaris de biraz muamma. Shakespeare'in Julius Ceasar için klasik olan "Ama ben Kuzey Yıldızı kadar sabitim" sözüne rağmen, Polaris'ten gelen ışık o kadar sabit değil, yine de gökyüzü değişken yıldızlarla dolu, bu yüzden belki sorun değil. Ne yazık ki, değişkenliğinin boyutu da hızla değişiyor ve bu gerçekten kafa karıştırıcı. 2000 yıl önceki Yunan gökbilimciler, Polaris'in ortalama parlaklığının şimdikinden 3 kat daha sönük olduğunu iddia ettiler; bu, eğer gerçekse, mevcut yıldız evrimi modellerinin öngördüğünden çok daha büyük bir değişim oranı. Tüm gevşek uçların henüz bağlanmamış olması, yıldızları anlamamızda büyük çatlaklar olduğu anlamına gelmez, daha ziyade bu anlayışa ince ayar yapmaya hizmet eden o seçici küçük ayrıntılarla ilgili yapılacak çok iş var demektir.

Bu ince ama can sıkıcı konular bir yana, yıldızların evrimi, modern astrofiziğin en büyük başarı öykülerinden biri olarak değerlendiriliyor. Teori ve gözlem, beşikten mezara ilerlerken yıldızlar hakkındaki bilgimizi rafine ederek, son on yıllarda el ele ilerlemiştir. Bugün, yıldızların evrimi konusu, kozmik-evrimsel anlatının temel taşıdır, oldukça iyi bildiğimiz en büyük resme dair bu en geniş görüşün önemli bir parçasıdır.

Karbon Çekirdek Eski bir yıldızın helyum çekirdeğindeki nükleer reaksiyonlar, uzun sürmez. Çekirdekte ne varsa helyum hızla tüketilir. helyum --> karbon füzyon döngüsü, hidrojen gibi --> helyum döngüsü, sıcaklıkla orantılı bir hızda çalışır, çekirdek ısısı ne kadar büyük olursa, reaksiyonlar o kadar hızlı ilerler. Bu çok yüksek sıcaklıklar altında, helyum yakıtı uzun süre dayanmaz’muhtemelen ilk “flaş” tarihinden sonra birkaç milyon yıldan daha az.

İç çekirdekte karbon külü birikmesi, önceki helyum çekirdeğindekilere benzer bir dizi fiziksel olaya neden olur. Helyum önce yıldızın tam merkezinde tükenir, ardından oradaki füzyon durur, sıcaklık karbon patlaması için çok düşüktür. Karbon çekirdeği daha sonra küçülür ve biraz ısınır, çünkü Nature'ın termostatı yenilenen yerçekimi düşüşünden daha fazla enerji ararken tekrar devreye girer. Bu da yıldızın orta katmanlarında hidrojen ve helyum yakma döngülerinin hızlanmasına neden olur. Böyle yaşlı bir yıldız, merkezine doğru giderek daha ağır elementlerin farklı kabukları ile büyük bir soğana benzemeye başlar. Tüm bu ek ısıtma, dış kabuğunun daha önce olduğu gibi nihayetinde genişlemesine neden olarak yıldızı bir kez daha şişmiş bir kırmızı dev haline getirir. Şekil 3.27 ve 3.28, yıldızın içini ve bu son olaylar sırasında izlenen evrimsel yolu göstermektedir.

ŞEKİL 3.27 — Helyum yanmasının başlamasından birkaç milyon yıl sonra, bir yıldızın iç çekirdeğinde karbon külü birikir, bunun üzerinde hidrojen ve helyum hala yanar. (Prentice Salonu)

ŞEKİL 3.28 — Bir karbon çekirdekli yıldız, sonunda teknik olarak bir "asimptotik dev dal" boyunca daha yüksek parlaklıklara geri döner— en başta orada evrimleşmesiyle aynı nedenden ötürü: çekirdekte nükleer füzyon eksikliği, büzülmeye neden olur. üstteki katmanların çekirdeği ve genişlemesi. (Lola Chaisson)

Çekirdek sıcaklığının iki karbon çekirdeğinin füzyonu veya daha büyük olasılıkla bir karbon ve helyum çekirdeği birleşimi için yeterince yüksek olması koşuluyla, daha ağır ürünler bile sentezlenebilir. Yeni üretilen enerji, nükleer zincirin her aşamasında yıldızı destekleyerek, yıldızı alışılmış hidrostatik dengesine geri döndürür. Yine bu, termodinamik bir denge değildir, çünkü bu tür yıpranmış yaşlı yıldızlar, çekirdekten yüzeye dik termal ve temel gradyanlar geliştirir. Bu nedenle, bu tür yaşlı yıldızlar, genç meslektaşlarından kesinlikle daha karmaşıktır. İronik olarak, füzyon süreci ilerledikçe yaşlı yıldızlar ölürken daha da parlamaya devam ediyor.

Bu büzülme-ısıtma-kaynaşma döngüsü, genellikle, yıldız çekirdeklerinin son nefeslerinde ağır elementlerin çoğunun biçimlendirilme şeklidir. Karbondan daha ağır olan tüm elementler, bazı yıldızların yaşamlarının son %1'lik diliminde oluşur. Ancak Güneşimiz onlardan biri değil, çok küçük.

Kütle Kaybı Tüm tayf türlerinin yıldızlarının aktif oldukları ve yıldız rüzgarlarına sahip oldukları bilinmektedir, tıpkı aktif Güneş'in her zaman açıkça gösterdiği gibi.

Artan güneş lekeleri, parlamalar ve öne çıkma dönemlerinde 11 yıl. Açık ara en güçlü rüzgarlara sahip olan son derece parlak, sıcak, mavi yıldızları (O- ve B-tipleri) düşünün. Roketler ve uydular üzerindeki teleskoplarla ultraviyole spektrumlarının gözlemleri, rüzgar hızlarının (veya fırtınaların!) genellikle 3000 km/s'ye (veya birkaç milyon mil / saat) ulaştığını göstermiştir. Karşılık gelen kütle kaybı oranları yaklaşır ve bazen yılda 10 -5 güneş kütlesini aşar bu, tüm bir güneş kütlesine (yine de tipik olarak bu daha büyük yıldızlardaki toplam kütlenin yalnızca onda biri kadar) nispeten kısa sürede uzaya taşınmasına eşdeğerdir. 100.000 yıllık süre.

tarafından yapılan gözlemler Uluslararası Ultraviyole Gezgini 1980'lerde Dünya yörüngesinde çalışan uydu, böylesine büyük rüzgarlar üretmek için (güneş rüzgarını harekete geçiren) sıcak koronal gazların basıncının yeterli olmadığını kanıtladı. Bunun yerine, parlak sıcak yıldızların rüzgarları, doğrudan bu yıldızların yaydığı ultraviyole radyasyonun basıncı tarafından yönlendirilmelidir. Aynı mekanizma, önceki GALAKTİK DÖNEM'de kısaca değinilen bir konu olan, özellikle aktif olan bazı gökadaların çekirdeklerinden gaz çıkarmak için teorize edilmiştir.

Bu tür güçlü yıldız rüzgarları, hem GALAKTİK DÖNEM'in sonunda hem de bu YILDIZ DÖNEMİ'nin bir sonraki bölümünde tartışıldığı gibi, patlamış yıldızlar tarafından oluşturulanlara benzeyen galaktik maddenin genişleyen kabuklarını dışa doğru iterek yıldızlararası ortamdaki geniş boşlukları oyar. Bu tür yıldız rüzgarlarını harekete geçirmek için parlak sıcak yıldızlardan bol miktarda ultraviyole radyasyonun mevcut olduğu iyi bilinen gerçeğin yanı sıra, sürecin ayrıntıları iyi anlaşılmamıştır. Her ne oluyorsa, kesinlikle dolambaçlıdır, çünkü yıldızların morötesi tayfı zamanla değişme eğilimindedir, bu da rüzgarın kararsız olduğunu ima eder. Görünüşe göre, şu ya da bu tür yıldız kararsızlıkları sorunun merkezinde yer alıyor.

Yakın zamanda radyo ve kızılötesi ile optik teleskoplarla yapılan gözlemler, parlak soğuk yıldızların (Örneğin., K- ve M-tipi devler) parlak sıcak yıldızlarla karşılaştırılabilir oranlarda kütle kaybederler, ancak rüzgar hızları çok daha düşüktür, ortalama 30 km/s (veya "sadece" 70.000 mph). Çünkü parlak kırmızı yıldızlar doğal olarak soğuk nesnelerdir (

3000 K yüzey sıcaklığı), algılanabilir bir ultraviyole radyasyon yaymazlar, bu nedenle rüzgarları harekete geçiren mekanizma muhtemelen parlak sıcak yıldızlardakinden farklıdır. Bu yıldızların atmosferlerindeki gaz türbülansı ve/veya manyetik kuvvetlerin bir şekilde sorumlu olduğunu ancak tahmin edebiliriz. Sıcak yıldızların aksine, bu soğuk yıldızlardan gelen rüzgarlar toz parçacıkları ve moleküller açısından zengindir. Güneş'ten daha büyük kütleli neredeyse tüm yıldızlar sonunda bu tür kırmızı devlere dönüştüğü için, çok sayıda yıldızdan dökülen bu rüzgarlar, yıldızlararası uzayda büyük bir yeni gaz ve toz kaynağı sağlar. Böylece, yakın zamanda keşfedilen yıldız rüzgarları, yıldız oluşumu ve galaktik evrim döngüsünde hayati bir bağlantı sağlar. Sıcak yıldızlarda olduğu gibi, gökbilimciler bu rüzgarların ve kütle kayıplarının yıldızların kendilerinin sonraki evriminde neleri etkilediğinden emin değiller.


Kepler İlk Kez Görünür Işıkta Süpernova'nın Şok Dalgasını Gözlemledi

Bir sanatçının süpernova patlaması izlenimi. NASA'nın Kepler uzay teleskobunun yardımıyla, gökbilimciler ilk kez bir süpernovadan gelen şok dalgasının patlamadan hemen önce ata yıldızın yüzeyine ulaştığı anı tam olarak gözlemleyebildiler. Resim Kredisi: ESO/M. Kornmesser

Hem profesyonel hem de deneyimli amatör gökbilimciler için en etkileyici derin gökyüzü gösterilerinden biri süpernova patlamalarıdır. Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızların yaşamlarının son aşamalarına işaret eden süpernovalar, yaşam ve ölümün daimi kozmik döngüsünde ve sonunda bir sonraki nesli ortaya çıkaran yıldızlararası malzemenin geri dönüşümünün ayrılmaz bir parçası olan muazzam gücün geçici güç merkezleridir. yıldızların ve gezegen sistemlerinin Gökbilimciler, son birkaç on yılda bu kozmik havai fişekleri harekete geçiren fiziksel süreçler hakkında çok fazla anlayış kazanmış olsalar da, altta yatan ayrıntıların çoğu bugüne kadar yarım yamalak kaldı. NASA'nın Kepler uzay teleskobu, kısa bir süre önce, gökbilimcilerin süpernova resmine, şok dalgasını ilk kez görünür dalga boylarında doğrudan gözlemleyerek önemli bir bilgi parçası ekledi: ata yıldız tamamen parçalanmadan hemen önce patlamanın kendisinden hemen önce gelen parlak parlama. ayrı.

Tüm yıldızlar, çekirdeklerinin derinliklerinde hidrojeni helyuma kaynaştırarak yaşamlarını sürdürürler; bu süreç, onları hidrostatik dengede tutar ve yıldızın kütlesinin iç basıncını, yıldızdan üretilen radyasyon ve ışığın dışarıdaki basıncıyla dengeler. çekirdeğinin içinde gerçekleşen nükleer füzyon. Yıldızlar yaşamlarının sonunda hidrojen kaynaklarını tükettiğinde, artık yerçekimi kuvvetine karşı koyamazlar ve çekirdekleri kendi ağırlıkları altında çökmeye başlar, çevreleyen yıldız katmanlarını ısıtır ve genişlemelerine neden olur. Bu noktada, yıldızların ilk kütlesi nihai kaderlerini belirler.

Kepler tarafından gözlemlenen süpernova KSN 2011d'nin ışık eğrisi. Süpernova'nın şok dalgası patlaması, yıldız patlamaya başlamadan hemen önce açıkça görülüyor. Resim Kredisi: NASA Ames / W. Stenzel

Yaklaşık sekiz güneş kütlesine kadar olan düşük ve orta kütleli olanlar için, çekirdek çöküşü sırasında sıcaklıklar ve basınçlar yeterince yüksek olduğunda, çekirdek, helyumu karbon ve oksijen gibi daha ağır elementlere kaynaştırmaya başlar ve bu da yıldızın büyük bir şişmesine yol açar. kırmızı dev olmak. Bu tür yıldızlar, füzyonun o noktadan sonra devam etmesi için yeterince büyük değildir ve kırmızı dev sonunda dış katmanlarını uzaya üfler ve bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Öte yandan, Güneş'in kütlesinin en az sekiz katı kütleye sahip olan daha büyük yıldızlar, hidrojen tükendiğinde daha da ağır elementleri kaynaştırmaya devam eder. Bu yıldızların nükleer füzyon süreci, periyodik element tablosunda yavaşça ilerler ve karbondan demire kadar giderek daha ağır atom çekirdekleri üretir ve bunlar yıldızın iç kısmında soğan benzeri bir şekilde çekirdeğin üzerindeki ardışık katmanlarda birikir. , bu sırada yıldız şişer ve tipik olarak Güneş'in yüzlerce katı olan bir yarıçapa sahip kırmızı bir süperdev olur. Yıldız, demir füzyonu aşamasına ulaştığında, daha fazla nükleer reaksiyonu sürdüremez ve kendi ağırlığı altında nihai çöküşüne başlar. Birkaç saniye içinde, içe doğru patlayan yıldız katmanları çekirdeğe ışık hızının yüzde 20'sinin üzerine çıkabilen muazzam hızlarda çarptı ve ardından yıldızın katmanlarını da alarak patlayan bir şekilde dışa doğru yayılan şiddetli bir şok dalgası yaratarak geri tepti. esasen bir süpernova patlamasının başlangıcını oluşturan şeyde çekirdekten uzakta.

Teorik modeller, bu noktada şok dalgasının yıldızın içini katedeceğini ve çevresindeki yıldızlararası ortama yayılmadan önce bir saatten daha kısa bir süre içinde yüzeye ulaşacağını öngörmüştü. Tam olarak şok dalgasının fotosfere ulaşması durumunda, birden fazla dalga boyunda ani bir ışık parlaması üretecektir. “şok patlaması” olarak adlandırılan bu flaş, süpernovanın genel ışık eğrisinde parlaklıkta karakteristik bir artış olarak algılanabilir. Yine de, bu şok dalgaları ölmekte olan yıldızın içinden bu kadar kısa bir sürede geçtiğinden, fotometrik imzalarını tespit etmek, bir süpernova patlamasından hemen önce, doğru zamanda doğru yere bakmaları gerekeceğinden, gökbilimciler için çok büyük bir zorluk teşkil ediyordu. git. Cesaretini kırmamak için, NASA'nın Kepler uzay teleskobu, uzun gözlem kampanyalarından biri sırasında ortaya çıkan böyle bir olayı gözlemlediğinde, çabaları cömertçe karşılığını verdi.

Daha çok üretken bir gezegen avı görevi olarak bilinen Kepler, Mart 2009'da lansmanından bu yana diğer yıldızların etrafındaki ötegezegen arayışında büyük ölçüde devrim yapmaktan sorumluydu ve bugüne kadar 4.700'den fazla ötegezegen adayı ve 1.040 doğrulanmış keşif tespit etti. Uzay teleskobu, gökyüzünde sabit bir görüş alanında yaklaşık 150.000 yıldıza sürekli olarak bakarak ve bir ötegezegenin yıldızların diskinden geçişini gösteren karakteristik parlaklık düşüşlerini arayarak bu sonuçlara ulaşmayı başardı. Gökyüzünde sabit bir yeri işaret eden teleskopun, süpernova patlamaları gibi diğer geçici astrofiziksel fenomenleri araştırmak için tam olarak ihtiyaç duyulan şey olduğu ortaya çıktı. Bunu akılda tutarak, Indiana'daki Notre Dame Üniversitesi'nde astrofizik profesörü olan Peter Garnavich liderliğindeki uluslararası bir gökbilimciler ekibi, 2011 yılında Kepler'in görüş alanına yerleştirilmiş yaklaşık 500 gökadayı izlemek için yola çıktı. bir süpernovanın göstergesi olabilecek herhangi bir parlaklık varyasyonu arayışı. Ve uzay teleskobu patlamadan önce ve sonra 30 dakikalık aralıklarla iki kırmızı üstdev yıldızı gözlemlediğinde, yaptıklarını bulun.

Yeni K2 görevinde Kepler, Güneş etrafındaki yörünge yoluna paralel, ekliptik düzlemine yakın bir yönü gösterecek şekilde yeniden tasarlandı. Bu, uzay aracının yörüngesi boyunca galaktik çıkıntının üstünde ve altında gökyüzünün farklı bölgelerine bakabilmesini sağlar ve bu da astronomlara görevin uçak avlama görevlerine ek olarak birçok farklı astrofiziksel gözlem yapma şansı verir. Resim Kredisi: NASA / Ames

Kepler tarafından gözlemlenen yıldızlar, yarıçapları Güneş'inkinin yaklaşık 280 ve 490 katı olan gerçek devlerdi. Bağlam açısından, her ikisi de Güneş Sistemi'nin merkezine yerleştirilseydi, tüm karasal gezegenleri kolayca kaplardı. Garnavich, "Boyutlarını perspektife koymak için, Dünya'nın Güneşimiz etrafındaki yörüngesi bu devasa yıldızlara rahatça sığar" diyor. Işık eğrilerinin incelenmesi, bunların, spektrumlarında güçlü hidrojen emisyon çizgilerinin varlığı ile karakterize edilen Tip II süpernovaların bir alt sınıfı olan tipik Tip II-P süpernovalar olduklarını gösterdi. Bu tür yıldız patlamaları, gökbilimciler tarafından kapsamlı bir şekilde incelenmiştir ve ışık eğrilerinin ilerleyişi iyi anlaşılmıştır. Tip II-P süpernovalar, özellikle bir ila iki haftalık bir zaman ölçeğinde en yüksek parlaklığa ulaşırlar ve bu süreyi, tipik olarak birkaç ay süren geniş bir süre boyunca koruyabilirler (bu süre, karakteristik bir 'plato' olarak temsil edilir). ışık eğrisi) yavaşça sönmeden önce.

Kepler'in KSN 2011a ve KSN 2011d adlı bu iki yıldıza sabit bakışı, gökbilimcilerin, sırasıyla 700 milyon ve 1,2 milyar ışıkyılı uzaklıklarına rağmen ışık eğrilerini ayrıntılı olarak takip etmelerine olanak sağladı ve bu yıldızların teorik tahminlerle iyi bir şekilde uyuştuğunu gösterdi. Tip II'nin genel olarak nasıl davrandığı. Yine de en önemlisi, KSN 2011d durumunda, uzay teleskopu, yıldızın parlaklığında, yıldız süpernovaya dönüşmeden hemen önce belirgin bir küçük artış gözlemleyebildi. Yıldızın ışık eğrisinin maksimuma doğru yükselmeye başlamasından hemen önce kaydedilen bu parlaklık artışı, 20 dakikadan fazla sürmeyen, uzun süreli teorik şok kırılmasının açık bir işaretiydi. patlayan süpernova, yıldızın yüzeyine ulaşır.

Garnavich, "Bir şok patlaması gibi, dakikalar içinde gerçekleşen bir şeyi görmek için, sürekli olarak gökyüzünü izleyen bir kameraya sahip olmak istersiniz" diyor. "Bir süpernovanın ne zaman patlayacağını bilmiyorsunuz ve Kepler'in uyanıklığı, patlama başladığında tanık olmamızı sağladı."

Maryland Üniversitesi, College Park'ta yardımcı araştırma bilimcisi ve Garnavich'in ekibinin bir üyesi olan Ed Shaya, “Teorik tahminlerin gözlemlenen ve test edilen bir fenomen haline gelmesinin bir parçası olmak heyecan verici” diye ekliyor. “Artık, bir süpernova şok dalgası bir yıldızın yüzeyine ulaştığında, o yıldız tamamen parçalanırken ne olduğunu açıklamak için teoriden daha fazlasına sahibiz.”

Hem KSN 2011a hem de d'nin Tip II süpernova için tipik olan benzer bir enerji çıkışı sergilemesine rağmen, öncekinin ışık eğrisi şaşırtıcı bir şekilde benzer bir şok patlaması imzasından yoksundu. Ayrıca, KSN 2011a’s'nin zirve parlaklığa yükselme süresi biraz daha kısaydı (KSN 2011a için 14 gün ile karşılaştırıldığında 10 gün gibi), bu da Tip II süpernovalar için genel tahrik mekanizmalarının aynı olmasına rağmen, bazı ayrıntıların olduğunu gösteriyor. farklılık gösterebilir. Garnavich, "Bu sonuçların bilmecesi bu" diyor. "İki süpernovaya bakıyorsunuz ve iki farklı şey görüyorsunuz. Bu maksimum çeşitlilik.”

Araştırmacılara göre, teorik tahminlere uyan bu tutarsızlığın en olası açıklaması, KSN 2011a örneğinde, yıldızın çok daha büyük boyutu nedeniyle şok dalgasının fotosfere kadar gitmemesidir. ya da yaptıysa, muhtemelen yıldızın etrafındaki yıldız çevresindeki maddenin varlığı nedeniyle, süpernova'nın ışık eğrisinde kaydedilecek olan parlaklığını çalarak daha eşit bir şekilde dağıldı. Garnavich'in ekibi, "KSN2011a'da hızlı bir şok patlaması emisyonu görülmedi, ancak bu muhtemelen erken ışık eğrisinde şüphelenilen çevresel etkileşimden kaynaklanıyor" diye yazıyor. Astrofizik Dergisi. "KSN2011a'daki hızlı artış …, süpernova şokunun, daha fazla kinetik enerjiyi parlaklığa dönüştürmesine ve şok kırılmasını daha uzun bir süre boyunca yaymasına izin vererek, çevresel malzemeye yayılmaya devam ettiğini gösteriyor … KSN2011d, beklenen zamanda aşırı emisyon gösteriyor Kepler bandındaki süpernova zirvesinin parlaklığının %12'si kadar parlak bir şok patlaması için. Koparma için gözlemlenen zaman ölçeği ve parlaklık, model tahminleriyle tutarlıdır."

Komşu Büyük Macellan Bulutu'ndaki Tip II süpernova SN 1987A'nın Hubble uzay teleskobu tarafından 12 yıllık bir süre içinde çekilen görüntülerinden oluşan bir kolaj. Fotoğraflar, ilk patlamanın şok dalgası tarafından vurulduğunda, süpernova çevresinde giderek aydınlanan bir malzeme halkası gösteriyor. Image Credit: NASA, ESA, Pete Challis ve Robert Kirchner

Kepler'in bir süpernova şokunu doğrudan keşfi, uzay teleskobunun öncelikle bir ötegezegen avı görevi olarak tasarlanmış olmasına rağmen, yine de astrofizik araştırmalarda eşit derecede önemli bir rol oynayabilecek birinci sınıf bir astrofizik gözlemevi olduğu gerçeğini gözler önüne seriyor. önümüzdeki yıllarda gezegen avı görevlerinin yanı sıra. Mayıs 2013'te ikinci reaksiyon çarkının kaybını izleyen K2 “Second Light” görevinde, uzay teleskobu, güneş etrafındaki yörünge yoluna paralel bir yönü işaret edecek şekilde yeniden tasarlandı. Astrofiziğin birçok farklı alanında araştırma için bir dizi yeni fırsat açan uçak. Boulder'daki Atmosferik ve Uzay Fiziği Laboratuvarı'nda bir sunum sırasında, teleskopun K2 genişletilmiş görevini de tasarlayan Kepler'in ana yüklenicisi Ball Aerospace program yöneticisi John Troeltzsch, “Artık bir dış gezegen görevi değiliz” dedi. , Colo. Astroseizomoloji, Güneş Sistemi [çalışmaları], ötegezegenler, [yıldız] kümeleri, yıldız etkinliği, ikili yıldızlar, galaksi dışı [çalışmalar] vb. için genel amaçlı bir astrofizik gözlemeviyiz. herkes için bir şeyler.”

Kepler'in K2'si ilerledikçe süpernova çalışmasının merkezde yer alması bekleniyor; bu da gökbilimcilerin bu kozmik havai fişekleri harekete geçiren patlayıcı süreçlere ve bunların çekirdeklerinde yer alan yıldız simyası hakkında önemli bilgiler edinmelerini umarız. yıldızlar, yıldız malzemelerinin geri dönüşümünü ve hatta Kozmos'un diğer bölümlerinde yaşamın devam etmesini sağlayan süreçler. NASA'nın California'daki Ames Araştırma Merkezi'nde Kepler ve K2 misyonları için proje bilimcisi olan Steve Howell, "Evrendeki tüm ağır elementler süpernova patlamalarından gelir" diyor. “Örneğin, dünyadaki ve hatta vücudumuzdaki tüm gümüş, nikel ve bakır, yıldızların patlayıcı ölüm sancılarından geldi. Hayat süpernovalar sayesinde vardır.”

Kepler'in son sonuçları, uzay araştırmaları tarihinde defalarca sergilenen bir gerçeğin altını çiziyor: Evrenin incelenmesi aynı zamanda kendimizin de bir çalışmasıdır ve hiçbir uzay görevi bu açıdan çok küçük veya önemsiz değildir. Önemli bilgiler genellikle önemsiz görünen yollardan gelir. Sonuç olarak, bu, bir tür olarak güçlü bir uzay araştırma programına daha güçlü bir şekilde bağlanmak için daha fazla nedendir.

Kepler uzay teleskobu ile yürütülen KSN 2011a ve d gözlemlerine dayanan, eşlik eden şok dalgası patlamasıyla birlikte bir süpernova patlamasının bilgisayar animasyonu. Video Kredisi: NASA Ames, STScI/G. Domuz pastırması

AmericaSpace'i Facebook'ta “Beğendiğinizden” ve bizi Twitter'da takip ettiğinizden emin olun: @AmericaSpace


Üçlü-alfa veya kırmızı-üstdev fazı

Yıldızın çekirdeği hala dengede değildir ve elektronlarının aynı QM durumunu işgal etmesini engelleyen QM dışlama ilkesinin dayattığı sınıra ulaşana kadar büzülmeye devam eder. Çekirdek içinde, önceki hidrojen çekirdek füzyonundan kaynaklanan helyum, daha ağır elementler olan 8 Be, 12 C (ve daha da ağır yıldızlarda 16 O) ile kaynaşmaya başlar. 12 C oluşumu üç alfa parçacığı (4 He çekirdeği) gerektirdiğinden, süreç olarak adlandırılır. üçlü alfa süreci ve yıldız içeride çekirdek helyum füzyon fazı. Yıldızın artık iki katmanı var, içteki katman dıştakinden daha ağır elementlerle kaynaşıyor.

Güneş için bu aşama yaklaşık 1 milyar yıldan az sürecek ve bu süre boyunca 4 He'yi 12 C ve 16 O'ya “yakacak”. Bu büyüklükteki bir yıldız toplamda yaklaşık 10 Gy 5 yaşayacaktır. 10 milyar yıl diyelim, ancak sonraki bölümlerle tutarlı olması için 10 Gy diyeceğiz. Güneş zaten neredeyse 5 Gy yaşadığı için (jeoloji bölümünde göreceğimiz gibi), yaklaşık 5 Gy'si kaldı (ve bizde var).

Çekirdek helyum, hidrojeninden daha hızlı tükenir ve bu meydana geldiğinde, çekirdek tekrar büzülür. Artan sıcaklık, hidrojen füzyon kabuğunun hemen içinde kalan ince bir helyum kabuğunun erimeye devam etmesine neden olur. Çekirdek artık üç katmana sahiptir: bir iç karbon ve oksijen katmanı, bir orta helyum füzyon katmanı ve bir dış hidrojen füzyon kabuğu. Yıldız tekrar genişler ve bir kırmızı süperdev.


1. Bilmeniz Gerekenler — Nötron Yıldızı Terminolojisi ve Bilgisi

Nötron ve Pulsar Yıldızları | Önyıldız | Kahverengi Cüce | Beyaz Cüce | Kırmızı Dev | Değişken Yıldız | Nötron Yıldızı | süperdevler | Kuasar | Sefeid

Küme M4 Crab Pulsar RX J1856.5-3754 IC443 Vela Star-Jet İkili Nötronlar SN ve Nötron Erboğa X-3 Cir X-1 Yengeç Nötronu

Bu Bölümde Bilmeniz Gerekenler

Nötron Yıldızlarının Astronomik Biliminden Tanımlar

» Nötron - Baryon ailesinden, elektronun kütlesinin 1.839 katı kütleye sahip, bir atom çekirdeğine bağlandığında kararlı ve serbest parçacık olarak ortalama ömrü yaklaşık 1.0 x saniye olan elektriksel olarak nötr atom altı parçacık. O ve proton, atom çekirdeğinin neredeyse tüm kütlesini oluşturur ve bu nedenle, evrendeki görünür maddenin kütlesinin çoğunu oluşturur.
» pulsar - dünyanın görüş hattı boyunca yayılan radyasyon ışınları yayan bir nötron yıldızı. Pulsar terimi, titreşen radyo yıldızı veya hızla titreşen radyo kaynaklarının kısaltmasıdır. Bir kara delik gibi, yıldız evriminin bir son noktasıdır. Bir pulsardan gördüğümüz yüksek enerjili radyasyonun "darbeleri", nötron yıldızının dönüş ekseninin ve manyetik ekseninin yanlış hizalanmasından kaynaklanır. Pulsarlar, nötron yıldızının dönüşü, manyetik alan içinde üretilen radyasyonun düzenli bir periyotla görüş alanımıza girip çıkmasına neden olduğu için atar. [1]
» nötron yıldızı - Nötronlar 1932'de keşfedildi ve çok kısa bir süre sonra (1934'te) Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından süpernovalarda nötron yıldızlarının oluştuğuna dair bir öneri yapıldı. 1967'de kuasarların radyo gözlemleri üzerinde çalışan Jocelyn Bell, pulsar CP 1919'un radyo emisyonlarını bulduğunda nötron yıldızlarının var olduğu kanıtlandı. Daha sonra, kaynağın oldukça dönen bir nötron yıldızı olduğu hemen belirlendi. [2]
» Jocelyn Bell Burnell - 1967 Ph.D.'de ilk radyo pulsarlarını keşfetti. 1968'de Cambridge Üniversitesi'nden radyo astronomi bölümünde. Kısa bir kaynakça ve röportaj için Jocelyn Bell Burnell başlıklı StarChild web sitesine bakın.
» Yengeç Pulsar - bir nötron yıldızı içeren, üzerinde çok çalışılmış bir süpernova kalıntısı. Yengeç Pulsar hakkında ek bilgi için Wikipedia ve Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi'ne bakın Yengeç Pulsar ve Bulutsusu
» Güneş Kütlesi - Güneş kütlesi (M), 1.98892 x 1030 kg, astronomide kütleyi ifade etmenin standart bir yoludur ve diğer yıldızların ve galaksilerin kütlelerini tanımlamak için kullanılır. Güneş'in kütlesine eşittir, yaklaşık iki milyar kilogram veya Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 332.950 katı veya Jüpiter'in kütlesinin 1.048 katı. Soalr kütlesi hakkında ek bilgi için Wikipedia'ya bakın.
» Yoğunluk - santimetre küp başına gram (veya litre başına kilogram) olarak ölçülür: suyun yoğunluğu 1.0 demirdir 7.9 kurşun 11,3'tür. Tipik bir nötron yıldızı, Güneş'inkinin 1,4 ila 5 katı arasında bir kütleye sahiptir. Bundan daha büyük olamaz, yoksa yerçekimi onu boğar ve bir kara delik olur! Bir nötron yıldızının yarıçapı 10 ila 20 kilometre arasında olabilir. [3] Bir nötron yıldızının yüzey ve çekirdek yoğunluğu, genellikle analoji yoluyla ifade edilmiştir 'çekirdek maddesiyle dolu bir çay kaşığı bir milyar ila on milyar ton arasında, yüzey malzemesi bir milyon tondan fazla ağırlığa sahip olacaktır.
» Yerçekimi Çöküşü - (bu bölümün amaçları için) kendi yerçekiminin etkisi altında bir yıldızın veya başka bir yıldız nesnesinin patlamasıdır. Ortaya çıkan nesne, oluşturulduğu orijinal gövdeden birçok kez daha küçük ve daha yoğundur.
» patlama - bir yıldızda, iç patlama, füzyon sürecinin ani durmasının neden olduğu ve katmanlarının demir çekirdeğe doğru şiddetli bir şekilde çökmesine neden olan bir sonuçtur.
» Chandrasekhar sınırı - elektron dejenerasyon basıncı ile yerçekimi çökmesine karşı desteklenebilen dönmeyen bir kütle için mümkün olan maksimum limiti belirleyen bir yasadır. Adını, beyaz cüce yıldızlar teorisi üzerine yaptığı çalışmalar nedeniyle 1983 Nobel Fizik Ödülü'nü kazanan Subrahmanyan Chandrasekhar'dan almıştır. Ek referans için Ücretsiz Sözlük web sitesinde Chandrasekhar limitine bakın. » Elektron Dejenerasyon Basıncı - Elektron dejenerasyon basıncı, iki fermiyonun aynı anda aynı kuantum durumunu işgal edemeyeceğini belirten Pauli dışlama ilkesinin bir sonucudur. Bu basınç tarafından sağlanan kuvvet, bir nötron yıldızına veya kara deliğe çökmeden ne kadar maddenin sıkıştırılabileceğine bir sınır koyar. Beyaz cücelerin varlığından sorumlu olduğu için yıldız fiziğinde önemli bir faktördür. Ek referans için Wikipedia'ya bakın
» Tip II, Tip Ib veya Tip Ic Süpernova - ayrıca çekirdek çöküşü süpernovaları olarak da adlandırılır. Bir yıldız, hidrojen, helyum, karbon ve silikonun dış katmanları bir demir çekirdeğin etrafında yanarak onu oluşturan farklı element katmanlarından oluşur. Sonunda, devasa demir çekirdek yerçekimine yenik düşer ve bir nötron yıldızı oluşturmak üzere çöker. Yıldızın dış katmanları, dış katmanı dışa doğru üfleyen bir şok dalgası yaratan nötron çekirdeğinin içine düşer ve seker. Bu süpernova patlaması. [4]
» Kara delik - kaçış hızı ışık hızına eşit veya ışık hızından fazla olacak kadar yoğun bir çekim alanına sahip uzay-zaman alanı. Kara deliklerle ilgili ek çalışma için, kara deliklerden Büyük Patlama'ya kadar son derece enerjik fenomenler için veri arşivi deposu olan Yüksek Enerji Astrofizik Bilim Arşivi Araştırma Merkezi'ndeki (HEASARC) Kara Delik'e bakın.
» Döndürme, Döndürme ve Efektler - bir nötronun yüksek eksenli veya eksen dışı dönüşü, momentumun korunumu yasasına dayanır. Nötron yıldızı, süpernova yok olmadan önce döner. X döngü başına kez. Katmanlarını kaybettikten sonra, yalnızca çekirdek hayatta kalır, çok küçük bir nesne ve şimdi aynı dönme döngüsü çok azaldı, sonuç olarak dönme hızı çok arttı ( Örneğin. 100 günlük bir dönüş periyoduna sahip güneş boyutundaki bir yıldız, bir nötron yıldızına çökerse, dönme periyodu yaklaşık 1 ms olacaktır). Etkileri: Çoğu genç nötron yıldızı çok hızlı döndüğü için, hızlı dönüşle birleşen güçlü manyetik alanlar, katrilyonlarca voltluk elektrik potansiyeli farkları üretebilen harika bir jeneratör yaratır. Şimşeklerden 30 milyon kat daha büyük olan bu tür voltajlar, ölümcül yüksek enerjili parçacık kar fırtınaları yaratır. [5]
» Türler, Sınıflandırma - nötron yıldızı türleri şunları içerir: Radyo sessiz nötron yıldızları ve radyo yüksek sesli nötron yıldızları, Dönmeyle çalışan pulsar, Magnetar, Yumuşak gama tekrarlayıcı, Anormal X-ışını pulsar, İkili pulsarlar, Düşük kütleli X-ışını ikili dosyaları (LMXB), Orta Düzey -kütle X-ışını ikili dosyaları (IMXB), Yüksek kütleli X-ışını ikili dosyaları (HMXB), Biriktirme ile çalışan pulsar ("X-ışını pulsar"), X-ışını patlaması (bir nötron yıldızı, düşük kütle ikili eşlikçisi olan bir nötron yıldızı). madde birikerek nötron yıldızı ve Milisaniye pulsarının (MSP) yüzeyinden düzensiz enerji patlamalarına neden olur. Bu liste, şu anda (2009) var olduklarına dair hiçbir kanıt bulunmayan tüm varsayımsal türleri hariç tutmaktadır. Bu nötron yıldızı türleri listesi hakkında daha fazla ayrıntı için Wikipedia'ya bakın.
YENİ ! Bu baskıdan başlayarak, aşağıdaki "Bilmelisiniz" kategorisi tanıtıldı:

» Gökbilimciler, Astrofizikçiler ve Araştırmacılar - aşağıdakiler, incelenen yıldız nesnesiyle tarihsel olarak ilişkilendirilen bireylerden sadece birkaçıdır ve dünya çapında profesyonel veya amatör astronomları, bilim adamlarını, astrofizikçileri ve araştırmacıları içerir.
Jocelyn Bell Burnell Fritz Zwicky * Walter Baade * Rudolf Minkowski ** William Parsons

* Columbia Ansiklopedisi, Altıncı Baskı. 2008. Ansiklopedi.com. 13 Mayıs. 2009.
** Bruce Madalyaları, Joseph S. Tenn Fotoğraf Rudolf Minkowski'nin izniyle Astronomical Society of the Pacific.


Gerçek mi Kurgu mu?: Eta Carinae'nin Patlayıcı Ölümü Kitlesel Bir Yok Oluşa Neden Olacak

"Varoluşsal" tehditleri, dünyadaki herkesin yaşamını potansiyel olarak sona erdirebilecek şeyleri düşündüğümüzde, olasılıkların çoğu buradan, kendi gezegenimizden ve iklim değişikliği, küresel salgınlar ve atom savaşlarından geliyor. Gökyüzüne paranoyak bir bakış atarak, genellikle asteroit çarpmaları veya belki de güneşimizden gelen tehlikeli derecede büyük bir gaz patlaması hakkında endişeleniriz.

Ancak internetin uç noktalarında okuduğunuz her şeye güveniyorsanız, en korkunç göksel tehdidin sadece dünya dışı değil, aynı zamanda güneş dışı olabileceğini düşünebilirsiniz. Karina takımyıldızında yaklaşık 7500 ışıkyılı uzaklıkta, kendi güneşimizden en az yüz kat daha büyük kütleye sahip Eta Carinae adlı bir yıldız, bir süpernova olarak patlayacağı noktaya yaklaşıyor. Basitçe söylemek gerekirse, Eta Carinae, sigortasının sonuna yaklaşan süper kütleli bir yıldız barut fıçısıdır. Aslında, kıyametiyle çoktan karşılaşmış olabilir ve felaketli ölümünün ışık taşıyan haberleri şimdi bile bize doğru akıyor olabilir. Ne zaman o parlak ölüm çıngırağı gelse, yarın ya da on binlerce yıl sonra, bundan sonra ne olacağına dair iki genel görüş var.

Çeşitli çevrimiçi alarmcılar tarafından benimsenen ilk görüş, buraya bağlantı vererek şımartmayacağım, küresel bir kitlesel yok oluş olacağına inanıyor. Bu fikir, Eta Carinae'nin süpernovasının, evrendeki en parlak patlamalardan biri olan bir gama ışını patlamasını (GRB) serbest bırakabileceği korkusuyla oynuyor. Çok büyük bir yıldız bir süpernovada öldüğünde, çekirdeği kendi içine çökerek tipik olarak bir yıldız kalıntısı, bir nötron yıldızı veya bir kara delik oluşturur. Çekirdek çok hızlı dönüyorsa, yıldız kalıntısı daha da hızlı dönecek ve neredeyse ışık hızında bir malzeme diskini kenarlarında kırbaçlayacaktır. Bu aşırı ısınmış ve manyetize edilmiş dönen disk, hala tam olarak anlaşılmayan süreçlerle, kutuplarından göreceli hızlarda fışkıran deniz feneri kirişleri gibi bir çift jet oluşturur. Bu jetlerden son derece odaklanmış, son derece enerjik emisyon, GRB olarak gördüğümüz şeydir.

Yıllar boyunca GRB'ler, evrende bu kadar yalnız görünmemizin nedenlerinden biri olarak önerildi ve er ya da geç, düşünceye göre, yaşayan herhangi bir gezegenin çoğu, herhangi bir biyosferi pratik olarak unutulmaya sürükleyen bir GRB tarafından vurulacak. Ve bazı araştırmacılar, yaklaşık 450 milyon yıl önce Ordovisyen döneminin sonunda, birinin Dünya'ya çarpmış olabileceğini tahmin ettiler. O zamanlar her ne olduysa, o sırada yaşayan tüm türlerin tahmini yüzde 80'inden fazlasını yok etmeyi başardı. Daha da fazla GRB, gezegenimize yaşamının çok daha erken dönemlerinde çarpmış olabilir ve kozmik prevalansı bazı kritik eşiğin altına düşene kadar Dünya'nın biyosferinin ortaya çıkışını boğuyor olabilir.

Biraz makul bir en kötü durum senaryosuna göre, Eta Carinae tarafından üretilen son derece parlak bir GRB'nin doğrudan isabet etmesi, gezegenimizi tam ölçekli termonükleer savaşa benzer ama ondan çok daha kötü bir şekilde harap edebilir. Birkaç keskin saniye boyunca, uzaktaki yıldıza bakan gezegen yarımküresi yoğun yüksek frekanslı radyasyona maruz kalacaktı. Gökyüzü, güneşten çok daha parlak, dünyanın yarısında kıtaları saran devasa yangınları tutuşturacak kadar parlak bir ışıkla dolacak. Enerjik ışık patlaması, müon adı verilen yüksek nüfuzlu radyoaktif atom altı parçacıkların atmosferik yağmurlarını başlatacak ve bunlar yüzeyde olduğu kadar yeraltında ve su altında da zehirli hayata akacak. GRB'nin yoğun enerjisi tüm ozon tabakasını yok ederken aynı zamanda dünyayı dalgalandıran süper fırtınalar göndereceğinden, gezegenin Eta Karina'dan uzağa bakan uzak tarafı bile bundan korunamayacaktı. Sonrasında kararan, kurumla dolu gökyüzü, asit yağmuru sağanaklarını serbest bırakacak ve yalnızca yüzeyi zararlı ultraviyole radyasyonla ıslatmak için temizlenecekti. Kelimenin tam anlamıyla bir flaşta Dünya, gezegenimsi bir kömür evi haline gelecek ve parçalanmış biyosferin kendisini bir araya getirmesi milyonlarca yıl alacaktı.

Çoğu astrofizikçinin savunduğu ikinci görüş, Eta Carinae'nin bir GRB üretmeyi kesinlikle kazandığı ve eğer yapsaydı, Dünya'ya çarpmazdı. Ve gezegenimizin kendisini Eta Carinae'den gelen bir GRB'nin hedefinde bulduğu bir senaryoda bile, eğer patlama ortalama parlaklıkta olsaydı, ışığı biyosfere ciddi şekilde zarar vermek için 7.500 ışıkyılı boyunca çok zayıflatılırdı. Bu senaryoda, Eta Carinae'nin ölümü, gökyüzünde yavaş yavaş kaybolmadan önce, dolunayın parlaklığına yaklaşmak için yıldızın parlamasından pek de fazla bir şey olarak tezahür etmeyecektir.

Bu görüş ayrılığının nasıl var olduğunu anlamak için Eta Carinae hakkında biraz daha fazla bilgi sahibi olmak yardımcı olur. İlk kez 1677'de Edmond Halley tarafından kataloglandığından beri, yıldızın parlaklığı çılgınca dalgalandı ve 1843'te zirveye çıkarak yaklaşık yirmi yıl boyunca gökyüzündeki en parlak ikinci yıldız oldu. Gökbilimciler şimdi bu olayı bir "süpernova sahtekarı&rdquo&mdashin" olarak değerlendiriyor; yıldızı parçalara ayırmak yerine, şu anda Homunculus Bulutsusu olarak bilinen iki büyük gaz ve toz bulutu olarak toplam kütlesinin belki de yüzde 10'unu fırlattı. Daha erken ölüme yakın deneyimlerin parlayan kalıntıları hala yıldızın etrafını sarıyor. Bugün büyük bir teleskopla bakıldığında, toplam etki Eta Carinae'yi biraz ateşte kavrulmuş fıstık gibi gösteriyor.

Eta Karina o kadar parlak bir şekilde parlıyor ki, kendini aşındırıyor, dışarıya doğru o kadar yoğun radyasyon basıncı üretiyor ki, neredeyse yerçekiminin içe doğru çekimine karşı çıkıyor, dış katmanlarını güçlü yıldız rüzgarlarıyla yavaş yavaş uzaklara gönderiyor. Yıldızın derinliklerinde, hidrojenden oluşan kalın bir dış zarfın altında, füzyon reaksiyonları, bir soğanın içindekilere benzer katmanlar halinde çeşitli nükleer yakıtları "yakıyor". Eta Carinae'nin geçmişteki patlamaları ve nabız atışları, muhtemelen bir nükleer yakıtı tüketip diğerine geçtiğinde oluşan iç katmanları arasındaki dengesizliklerle bağlantılıdır.

Berkeley'deki California Üniversitesi'nden astrofizikçi Alex Filippenko, Eta Carinae'nin devasa hidrojen zarfı ve güçlü yıldız rüzgarlarının, yıldızın bir GRB üretme olasılığını azalttığını söylüyor. Filippenko, "Kalın bir hidrojen kabuğu, göreceli bir jetin yıldızdan dışarı fırlamasını zorlaştırır," diyor. "Ama Eta Carinae" çok uzun bir süre sonra patlamazsa, dış kabuktan kurtulmak için yeterli zaman olacak ve o zaman bir GRB haline gelme olasılığı daha yüksek olacaktı. Gittiğinde, yıldız rüzgarlarının gücü muhtemelen artacak ve Eta Karina'nın çekirdeği çöktüğünde bir GRB'yi döndürmek için gerekli olan açısal momentumun çoğunu dağıtacaktır. Filippenko, "Bütün bunlar GRB'yi daha az olası kılıyor, ancak imkansız değil," diyor. &ldquoVe patlamadan önce hidrojen kabuğundan kurtulup bir GRB haline gelse bile, [Eta Carinae] muhtemelen şu anda bizi işaret etmiyor.&rdquo Eta Karina'nın Homunculus Bulutsusu'nun ikiz lobları bizden bir açıyla uzağa eğik durumda. yaklaşık 40 derece iken Filippenko, çöken bir yıldızın kutup ekseninden çıkan bir GRB'nin yaklaşık 10 derece veya daha az bir yayılıma sahip olacağını söylüyor. Dolayısıyla, Homunculus Bulutsusu Eta Karina'nın kutup ekseni ile hizalanırsa, yayılan bir GRB güneş sistemimizi çok geniş bir farkla gözden kaçıracaktır.

Ne yazık ki, bu resmin önemli bir komplikasyonu var: 2005 yılında gökbilimciler, Eta Karina'nın, 100-güneş etrafındaki yaklaşık beş yıllık bir yörüngede, güneşimizin kütlesinin "yalnızca" 30 katı kadar küçük bir yoldaşına sahip ikili bir sistem olduğunu keşfettiler. kütle yıldızı. Daha küçük olan yoldaşın yörüngesi, daha büyük kütleli yıldızın dönme ekseni ile aynı hizada değilse, o zaman Homunculus Bulutsusu, büyük kütleli yıldızın kutuplarıyla aynı hizada olmayabilir. Ve muhtemelen, iki yıldız arasındaki veya geçen başka bir yıldızla olan yerçekimi etkileşimleri, daha büyük kütleli yıldızın ekseninin yönünü değiştirerek, potansiyel olarak onu bize doğrultabilir. Son olarak, eşlik eden yıldızın varlığı, daha büyük kütleli yıldızın nasıl evrimleştiğini de değiştirebilir ve olası bir süpernovanın zamanlaması ve mekaniğine daha fazla belirsizlik getirebilir.

Yıldızların evrimini ve ölümünü modelleme konusunda uzmanlaşmış, Santa Cruz California Üniversitesi'nden astrofizikçi Stan Woosley, "Günümüzdeki en büyük utanç kaynağımız olan Eta Carinae'nin neden üst üste yığıldığı tüm bu değişkenler büyük ölçüdedir" diyor. &ldquoOrada neler olup bittiğini kimse bilmiyor&hellipYarın ya da bundan uzun bir süre sonra ölebilir.&rdquo

Bundan sonra olacakların bir kısmı, şu anda Eta Carinae'de hangi nükleer yakıtın baskın olduğuna bağlı.Çekirdeğinin içinde veya yakınında oksijen veya karbon gibi elementleri kaynaştırıyorsa, yalnızca yıllarca, en fazla yüzyıllarca yaşayabilir ve yakında dış hidrojen zarfını çıkarabilir. Çekirdeği helyumu kaynaştırıyorsa, yıldız potansiyel olarak birkaç yüz bin yıl daha parlayabilir. Alternatif olarak, helyum füzyonu, Eta Karina'nın bir balon gibi şişmesine ve bir süperdev yıldız olmasına neden olabilir; bu durumda, daha küçük olan yoldaş yıldızı, dış hidrojen zarfına girip onu bozarak, süperdevin patlamaya hazır ölümünü hızlandırabilir.

Woosley, yıldız öldüğünde, çekirdeğin bir göreli disk ve bir GRB oluşturmak için çok yavaş dönmesine rağmen, muhtemelen bir kara delik oluşturmak için çökeceğini söylüyor. Böyle bir disk yaratılmadan, Eta Carinae'nin ölümü "özellikle olağanüstü olabilir" ve yıldızın kalıntıları basitçe kara deliğin olay ufkunun arkasına kayarken bir süpernova üretemeyebilirdi.

Woosley, &ldquoBazen Eta Carinae'nin zaten sahip olup olmadığını merak ediyorum,&rdquo diyor. &ldquoAma insanlar bana hala yıldızı görebildiklerini söylüyor.&rdquo


Çöküş ve Patlama

Yüksek kütleli bir yıldızın çekirdeğinin çöküşü dejenere nötronlar tarafından durdurulduğunda, çekirdek daha fazla yıkımdan kurtulur, ancak yıldızın geri kalanının kelimenin tam anlamıyla parçalandığı ortaya çıkar. İşte bu nasıl oluyor.

Elektronlar çekirdeğe emildiğinde meydana gelen çöküş çok hızlıdır. Bir saniyeden daha kısa bir sürede, kütlesi yaklaşık 1 olan bir çekirdek MGüneşBaşlangıçta yaklaşık olarak Dünya büyüklüğünde olan kütük, 20 kilometreden daha küçük bir çapa çöker. Malzemenin içe doğru düşme hızı, ışık hızının dörtte birine ulaşır. Çöküş, ancak çekirdeğin yoğunluğu, bir atom çekirdeğinin (bildiğimiz en yoğun madde formu olan) yoğunluğunu aştığında durur. Tipik bir nötron yıldızı o kadar sıkıştırılmıştır ki yoğunluğunu çoğaltmak için dünyadaki tüm insanları tek bir şeker küpüne sıkıştırmamız gerekir! Bu bize bir küp şeker değerinde (bir santimetre küp değerinde) bir nötron yıldızı verecektir.

Nötron dejenere çekirdek, daha fazla sıkıştırmaya güçlü bir şekilde direnerek çöküşü aniden durdurur. Ani sarsıntının şoku, dışa doğru yayılmaya başlayan bir şok dalgası başlatır. Ancak bu şok tek başına bir yıldız patlaması yaratmaya yetmez. Dışarı akan madde tarafından üretilen enerji, yoğun, üstteki gaz katmanlarındaki atom çekirdekleri tarafından hızla emilir ve burada çekirdekleri tek tek nötronlara ve protonlara ayırır.

Nükleer süreçler hakkındaki anlayışımız (yukarıda bahsettiğimiz gibi), yıldızın çekirdeğindeki bir elektron ve bir protonun bir nötron oluşturmak üzere birleştiği her seferde, birleşmenin bir nötrino. The Sun: A Nuclear Powerhouse'da tanıtılan bu hayaletimsi atom altı parçacıklar, nükleer enerjinin bir kısmını alıp götürüyor. Yıldızın son felaket patlamasını başlatan onların varlığıdır. Nötrinoların içerdiği toplam enerji çok büyüktür. Yıldızın patlamasının ilk saniyesinde, nötrinoların (10 46 watt) taşıdığı güç, bir milyardan fazla galaksideki tüm yıldızların ortaya koyduğu güçten daha fazladır.

Nötrinolar normalde sıradan madde ile çok fazla etkileşime girmese de (daha önce onları tamamen antisosyal olmakla suçlamıştık), çöken bir yıldızın merkezine yakın madde o kadar yoğundur ki nötrinolar onunla bir dereceye kadar etkileşime girer. Bu enerjinin bir kısmını, çekirdeğin hemen dışındaki yıldızın katmanlarında biriktirirler. Bu devasa, ani enerji girişi, bu katmanların içeri girmesini tersine çevirir ve onları patlayıcı bir şekilde dışa doğru iter. Yıldızın kütlesinin çoğu (çekirdekteki nötron yıldızına girenlerin dışında) daha sonra uzaya fırlatılır. Daha önce gördüğümüz gibi, böyle bir patlama en az 8 yıldız gerektirir. MGüneş, ve nötron yıldızı en fazla 3 kütleye sahip olabilir MGüneş. Sonuç olarak, bu tür her patlayıcı olayda Güneşimizin kütlesinin en az beş katı uzaya fırlatılır!

Ortaya çıkan patlamaya bir süpernova ([bağlantı]) denir. Bu patlamalar yakınlarda gerçekleştiğinde, bir sonraki bölümde tartışacağımız gibi, en muhteşem gök olayları arasında olabilirler. (Aslında, en az iki farklı süpernova patlaması türü vardır: Büyük bir yıldızın çöküşü olan tarif ettiğimiz tür, tarihsel nedenlerden dolayı bir tip II süpernova olarak adlandırılır. Türlerin nasıl farklılaştığını daha sonra açıklayacağız. bu bölümde).

Şekil 2. Görüntülerin üst satırındaki oklar süpernovayı gösteriyor. Alt sıra, yıldızların patlamasından önce veya sonra ev sahibi galaksileri gösterir. Bu süpernovaların her biri 3.5 ila 10 milyar yıl önce patladı. Süpernovaların ilk patladıklarında tüm bir galaksi kadar parlak olabileceğini unutmayın. (kredi: çalışmanın NASA, ESA ve A. Riess (STScI) tarafından değiştirilmesi)

[link], yaşamlarının sonunda farklı başlangıç ​​kütlelerine sahip yıldızlara ve yıldız altı nesnelere ne olduğuyla ilgili şimdiye kadarki tartışmayı özetliyor. Bilimsel anlayışımızın çoğu gibi, bu liste de bir ilerleme raporunu temsil ediyor: mevcut modellerimiz ve gözlemlerimizle yapabileceğimizin en iyisi bu. Modeller geliştikçe çeşitli sonuçlara karşılık gelen kütle limitleri biraz değişebilir. Yıldızlar öldüğünde ne olduğuna dair ayrıntılar hakkında henüz anlamadığımız çok şey var.

Farklı Kütlelere Sahip Yıldızların ve Yıldız Altı Nesnelerin Nihai Kaderi
İlk Kütle (Güneş Kütlesi = 1) 1 Ömrünün Sonundaki Nihai Hal
< 0.01 Gezegen
0,01 ila 0,08 kahverengi cüce
0,08 ila 0,25 Çoğunlukla helyumdan yapılmış beyaz cüce
0.25 - 8 Çoğunlukla karbon ve oksijenden oluşan beyaz cüce
8 ila 10 Oksijen, neon ve magnezyumdan yapılmış beyaz cüce
10 ila 40 Bir nötron yıldızı bırakan süpernova patlaması
>40 Bir kara delik bırakan süpernova patlaması


Betelgeuse ve biyolojik zaman: Kim korkar bir süpernovadan!?

Ya ikinci bir “Güneş” öğleden sonra gökyüzünde aniden tutuşursa? Ya da bir zamanlar tanıdık bir kırmızı yıldızın parıldadığı yerden dışarı fırlayan kambur Ay ile rekabet etmeye başlayan müdahaleci bir ışık kaynağı mı? Bu, parlak yıldız Betelgeuse'nin unutulmaya yüz tutacağı Orion takımyıldızında patlayan bir süpernova patlaması - ufuk açıcı bir kozmik olay - olurdu.

Göz kamaştırıcı Avcı Orion, üç parlak ve çarpıcı biçimde eğimli "Kemer Yıldızları" ile Uluslararası Astronomi Birliği'nin 88 resmi takımyıldızının (ayırt edici desenlere sahip yıldız grupları) en kolay tanınanıdır. Betelgeuse, Kemer'in hemen üzerinde sola doğru ışınlar.

Orion'un ikonik “omuz”u çok dikkat çekiyor. 2012'de Paris'te bir "Betelgeuse Çalıştayı" düzenlendi. Ancak geçen Aralık ayında gökbilimciler efsanevi kırmızı süperdevin orantısız bir şekilde karardığını ve küçüldüğünü keşfettiğinde küresel heyecan doruk noktasına ulaştı.

Betelgeuse artık karartmayı durdurdu: Ve gece gökyüzünün en parlak 10. yıldızı olarak statüsünü geri kazanabilir! Öyle olsa bile, bilim adamları eninde sonunda patlaması gerektiğinde ısrar ediyorlar: Bu dakikadan sonraki 100.000 yıla kadar herhangi bir zamanda. Olduğu zaman, dünya çapında, gece gündüz izlenebilen ve aylarca süren, cehennem gibi bir ışık gösterisi öngörüyorlar!

Ancak sorun şu ki, böylesine dramatik bir göksel görüntü, pek çok yanlış bilgilendirilmiş Nijeryalıyı rahatsız edebilir. Bazı durumlarda, korku ve dehşet duyguları, makul bir şekilde, tehlikeli bir "Son Zaman" yanılgısına dönüşebilir: Kıyametvari ve potansiyel olarak intihara meyilli bir zihniyet.

Ulusal Uzay Araştırma ve Geliştirme Ajansı'nda (NASRDA) Stratejik Uzay Uygulamaları Direktörü Dr. Ahmad Shaba, “Nasıl tepki verdiğinizin”, “kişisel tarihinizle - okuduklarınızla, vaazlarla - çok ilgisi olduğunu vurguluyor. ve duyduğun dersler ve izlediğin filmler.”

Kısacası, püskürmeyle başa çıkmanın, “zihinsel bir çöküşü önlemek için yeterince astronomi öğrenip öğrenmediğinize bağlı olacağını” söylüyor. Kişi ayrıca maddi ve duygusal yırtıcıları savuşturabilmelidir. Aksi takdirde çok para kaybedebilirsiniz - ve muhtemelen hayatınızı."

Shaba, Betelgeuse'un durumunun "manevi" olmadığı konusunda ısrar ederek, artan bir uyarı korosuna NASRDA'nın sesini ekliyor. Süpernovalar da nadir değildir. 1885'ten beri binlerce kişi kaydedildi. Wikipedia'nın bildirdiğine göre, "Bugün", "amatör ve profesyonel gökbilimciler her yıl birkaç yüz tane buluyor..."

“O zaman,” diye soracaksınız, “Betelgeuse ile ilgili büyük mesele mi?” Pekala, diğer yeni ataların aksine, ortalama yüzyılda yalnızca iki olan Samanyolu Gökadası'na (Güneşimizin yıldız grubu) aittir ve Dieter Hartmann'ın Sky # 038 Teleskobu'na söylediği gibi, "bir sonraki süpernova için çok geç kalmıştır. ”.

Galaksimizde son çıplak göz patlaması 1680'e kadar uzanıyor. Bir diğeri, tarihi SN 1987A, 33 yıl önce, Samanyolu'nun 168.000 ışıkyılı uzaklıktaki bir uydu galaksisi olan Büyük Macellan Bulutu'nda meydana geldi. Bir Betelgeuse patlaması nispeten yakın olacak ve gökbilimciler ilk kez baştan sona izleyebileceklerdi.

Neden yıldız patlamalarını inceleyelim? Evren (var olan tüm enerji, madde, uzay ve zaman), sizi, beni ve içinde yaşadığımız gezegeni içeren birbiriyle ilişkili birimlerden oluşan geniş ve karmaşık bir sistemdir! Yani evren hakkında ne kadar çok şey öğrenirsek kendimizi o kadar iyi anlarız.

Etrafa bak! Gördüğünüz her şey atomlardan yapılmıştır ve bunların çoğu yıldızlardan miras kalmıştır. Michigan Eyalet Üniversitesi Fizikçileri Artemis Spyrou ve Hendrik Schatz aver'in The Conversation'da belirttiği gibi, "Yıldızlardaki element element nükleer süreçler... hidrojen atomlarını alır ve daha ağır elementler oluşturur."

Büyük yıldızlar, helyumdan daha ağır elementleri kaynaştırabildikleri için bol miktarda kimyasal bağışçıdır. Endüstriyel olarak yararlı ve biyojenik maddelerle zengin bir şekilde Dünya'ya sahipler. İkincisi, tesadüfen değil, aynada size göz kırpan ve gülen biyolojik düzen için kimyasal bileşenlerden oluşur!

Amerikan Değişken Yıldız Gözlemciler Birliği, görünür ışığın Betelgeuse'un yaydığı radyasyonun yalnızca yüzde 13'ünü oluşturduğunu belirtiyor. Yine de, Avrupa'da Orion'un "omuz"u, Güney Afrika'nın Xhosaları arasında "azgın bir aslan" ve Avustralya'nın yerli irfanında "ateşli bir kulüp" olarak mitleştirilmiş olmak yeterince görülebilir.

Bu yüksek gök profili, bizi Betelgeuse'den ayıran 700 ışıkyılı ile çelişiyor - yalnızca bir ışıkyılının (ışık ışığının 12 ayda, saniyede 300.000 km hızla yol aldığı mesafe) yaklaşık 10 trilyon km olduğunu akılda tutarak!

Sonuç olarak, Alpha Orionis'in (Latince adını kullanmak için) harika toplu özelliklere sahip olması. Daha da sıradan: Betelgeuse, bir arı-ig mammy-tappy! Atacama Büyük Milimetre Dizisi'nin (ALMA) bir illüstrasyonu, Güneş'in yerini alsaydı, Jüpiter'e kadar tüm gezegenleri yutacak olan bir devi tasvir ediyor!

ALMA'nın diyagramı, dudak uçuklatan istatistikleri görselleştirir: Betelgeuse, Güneş'in kütlesinin 20 katına (yani, 20 "güneş kütlesi") ve çapının 1.500 katına (Güneş'in kendisi, 1.4 milyon km genişliğindedir!) sahiptir. Bu devasa yayılan yüzey sayesinde, zirve parlaklığı 14.000 güneş ışığı parlaklığıdır!

Betelgeuse, Orion Moleküler Bulutu'nda (sayısız benzer kümeler gibi) 10 milyon kelvin'e (K) kadar ısınan ve nükleer füzyona başlayan büzülen bir gaz yığını olarak ortaya çıktı. 30.000 K'ye kadar yüzey sıcaklıklarına sahip büyük mavi yıldızlardan oluşan bir yaş grubunda (Orion OB1 Derneği) doğdu.

Ancak Wikipedia'nın anlattığına göre, Betelgeuse daha sonra patlayan süpernovaların baskısı altında Dernekten atıldı. Artık yıldızlararası ortamda (yıldızlar arasındaki boşlukta) saniyede 30 km hızla koşan bir "kaçak yıldız"dır.

Evrende ilerlerken, Betelgeuse'un merkezinde bir melodram ortaya çıkıyor. İki fiziksel güç - Isı ve Yerçekimi - ileri geri bir mücadelede kilitlenir, bir "Sen beni itersin, ben seni iterim" senaryosu. "Isı", "yerçekiminin" durmaksızın merkeze doğru çekilmesine karşı, yıldız kütlesini dışarı doğru fırlatır.

Avustralya Teleskop Ulusal Tesisi'nin bir sosyal yardım ilanı, "Basit model", "...hidrostatik denge durumundaki yoğun bir gaz/sıvıdan ibarettir. İçeri doğru hareket eden kuvvet, yerçekimi, gaz basıncının ve radyasyon basıncının dışa doğru hareket eden kuvvetleri ile dengelenir”.

Yerçekimi zamanla hakim olacak ve Betelgeuse'u nötron yıldızı adı verilen bir yıldız cesedine dönüştürecek. Yine de karanlık gökyüzünün çekici kırmızıları, sarıları, turuncuları, mavileri ve beyazları, sıcaklığın kahramanca, en azından geçici olarak kendi başına kaldığını gösteriyor.

Aksi takdirde, bir renk seması göremeyiz. Yıldızların sayısız renk ve tonları, yüzeylerinden yayılan ısının değişen yoğunluklarını gösterir. Yıldız renkleri, ocağınızdaki alevlerle aynı nicel mesajı gönderir: Mavi en sıcak ve kırmızı en soğuktur ve aralarında geçişler vardır.

Ancak ocağınız yakıtını dışarıdan sağlarken, Betelgeuse enerjisini nükleosentez yoluyla içeride üretir. Hidrojen yakıtı fazında, dört proton (hidrojen çekirdeği) bir helyum çekirdeğine (alfa parçacığı) kaynaştırılır. Reaksiyon, protonların kütlesinin yüzde 0,7'sini enerjiye dönüştürür.

Hidrojen tüketimi, yıldızların yaşamındaki en uzun dönemdir. Ünlü Hertzsprung-Russel (H-R) diyagramı bu yüzden, bu aşamayı grafiksel olarak "ana dizi" olarak tasvir eder - yıldızların sürekli bir hidrojen diyetinden sonra hızlı bir şekilde art arda daha ağır çekirdekleri kaynaştırma alışkanlığına eğik bir referans.

Büyük yıldızlar yakıtlarını küçüklerden daha hızlı yakar. Bu nedenle Betelgeuse krizde, sadece 10 milyon yıl sonra - Güneşimiz (cüce yıldız) ise 10 milyar ömründe beş milyar yıl kaldı. Betelgeuse ana diziyi bir milyon yıl önce terk etti, teoriye göre ve 40.000 yıldır kırmızı bir süperdev.

“O-B” günleri geride kaldı. Şişirilmiş ve 3.950 K seviyesinde yayılan Betelgeuse, yıldızları sıcaktan soğuğa doğru sıralayan bir ölçekte "M" spektral sınıfına indirildi: "O", "B", "A", "F". "G", "K" veya "M". (Bu anımsatıcıyı, ölçeği hatırlamak için kullanabilirsiniz: “Oh Be A Fine Girl (veya Guy) Kiss Me!”)

Ancak daha 1923 gibi erken bir tarihte, ünlü Cambridge astronomu Arthur S. Eddington Scientific Monthly okuyucularına Betelgeuse yüzeyinden gelen radyasyonun "fırının sadece marjinal sıcaklığı olduğu ve içindeki müthiş ısı hakkında hiçbir fikrimiz olmadığı" konusunda bilgilendirdi.

Bir NASA tablosu (Evreni Hayal Edin), muazzam füzyon sıcaklıklarını betimler: Neonu karbondan 1,5 milyar K'den neon ve magnezyumu oluşturmak için 0,8 milyar K alır ve neonu oksijene ve magnezyuma kaynaştırır Oksijen için silikon ve kükürt elde etmek için 2,0 milyar K ve 3,3 milyar K silisyum çekirdeklerini demire dönüştürmek için.

"Demir", yıldız evriminin son oyunudur - bunun ötesinde, daha hafif çekirdeklerin daha ağır olanlara füzyonu durur. Bunun nedeni, kabul edilen modelde, demir nükleonların o kadar sıkı bir şekilde bağlı olmalarıdır ki, onları kaynaştırmak, serbest bırakmak yerine enerji tüketir.

Betelgeuse'un kaderi burada önceden tahmin ediliyor. Füzyon yok, ısı yok - ve yine dışarı doğru itme yok. Böylece, "yerçekimi" hafif bir galibiyet alır: Ve kutlamada, ataların tüm kütlesini ışık hızının dörtte biri hızında içe doğru, çekirdeğine gönderir!

"Sonuç olarak," diyor NASA, "çekirdekten dışarı doğru bir patlayıcı şok dalgası yayılır... ve çevredeki katmanları hızlandırır. Ek olarak, … nötrinolardan (neredeyse kütlesiz temel parçacıklar) gelen enerji, yıldızın kütlesinin (çoğunun) uzaya üflenmesine neden olur…. Gökbilimciler buna Tip II süpernova diyorlar.”

Görsel efekt, bazılarında “Bitiş Zamanı” korkularını uyandırabilir. Ama gerçekte, süpernova biyolojik zamanı başlatır! Uzaya sadece ağır atomları (demir, altın, kalay, kurşun vb.) değil, aynı zamanda karbon, oksijen, nitrojen, kükürt ve fosforu (biyojenik elementler) de fırlatırlar: Yeni gezegen sistemlerine geri dönüştürülmek üzere.

Bu nedenle, Priscilla Long'un The American Scholar'daki methiyesi, süpernovaları yerinde bir şekilde vurgular: "Kanımızdaki demiri, hücrelerimizdeki karbonu, ciğerlerimizdeki oksijeni nereden aldık? Patlayan yıldızlardan, orası orası. Yıldızlı olabiliriz ya da olmayabiliriz, ama hepimiz yarı yıldızız”.

Obatala, Nijerya'nın en tanınmış amatör astronomudur ve 16 yıl boyunca (2017'ye kadar) The Guardian'da haftalık bir köşe yazısı yazmıştır. Konuyla ilgili halka açık dersler veriyor ve Ulusal Uzay Araştırma ve Geliştirme Ajansı'nın (NASRDA) Dış Danışmanı.


Videoyu izle: GEOMETRI DEL 3. MA1A (Eylül 2022).