Astronomiya

Ulduz qalıqlarında yığılma yolu ilə kütləvi itki baş verə bilərmi?

Ulduz qalıqlarında yığılma yolu ilə kütləvi itki baş verə bilərmi?

Normal ulduzların ikili bir yoldaşa kütlə itirə biləcəyini bilirik. Ancaq bu neytron ulduzları və ağ cırtdanlar üçün ola bilərmi? Tutaq ki, ulduz bir qara dəlik ağ bir cırtdan və ya neytron ulduzu ilə dövran edir. Mümkünsə, kütləvi itkinin baş verməsi üçün bir-birlərini dolaşmaq üçün nə qədər yaxın olmalı idilər?


Ulduz qalıqlarında yığılma yolu ilə kütləvi itki baş verə bilərmi? - Astronomiya

Ulduzlar reaksiyalarla karbon və oksigen nüvələrini ("ulduz nukleosentezi" prosesinin bir hissəsi) istehsal edirlər:

Ok -> birləşmə reaksiyasını göstərir.

Bu karbon və oksigen ulduzun özəyinə oturur. Ulduzun başlanğıc kütləsi 8 günəş kütləsindən azdırsa, planet dumanlığı kimi atmosferini itirəcək və arxasında ağ cırtdan nüvəsi qalığı qoyacaqdır.

Ağ cırtdan, əsas ardıcıllığı və nəhəng mərhələlərində "elektron degenerasiya təzyiqi" tərəfindən dəstəklənən bir karbon oksigen nüvəsi qalığıdır, bir ulduz yer çəkisi (içəriyə yönəldilmişdir) və qaz təzyiqi (çölə yönəldilmişdir) arasındakı bir tarazlıqdır. Lakin qalıq mərhələlərdə fərqli təzyiq mənbələri üstünlük təşkil edir. Elektron cılızlıqdakı təzyiq, ağ cırtdandakı atomların, elektronlarının bir-birinə sərhəd qoyacaq qədər sıxıldığı üçün meydana gəlir. Fizikada yalnız müəyyən bir sayda elektronu müəyyən bir həcmdə yerləşdirə biləcəyiniz bir qanun var, yəni elektronlar üst-üstə düşə bilməz. Ağ cırtdan ulduzlar bu həddə çatıb. Ağ bir cırtdan ondan daha sıxıla bilməz.

Ağ cırtdanın maksimum kütləsi 1,4 günəş kütləsidir. Bu məhdudlaşdırıcı kütləyə ulduz nəzəriyyəçisi Subrahmanyan Chandrasehkarın adını verdiyi Chandrasekhar həddi deyilir. Əvvəlcə Hindistanda, sonra İngiltərədə, sonra da ABŞ-da çalışdı.

Aşağıdakı cədvəldə müxtəlif əsas ardıcıllıq kütlələrinin ulduzları tərəfindən qoyulmuş ağ cırtdan kütləsi göstərilir.

Əsas Sıra KütləsiNəticə olan ağ cırtdan kütləsi
3 günəş kütləsi 1.2 günəş kütləsi
1.5 0.8
0.8 0.6

Ağ cırtdanlar çox sıxdır, təxminən 1000 kq / cc. Diametrləri Yerin (12000 km-də) diametrinə bənzər bir neçə min km-dir. Ulduz nüvələrdir, buna görə başlanğıcda çox isti, 10.000 kelvin və ya daha yüksəkdə ortaya çıxırlar. Zamanla sərinləşirlər. 4000 K-nin altında karbon və oksigen kristallaşır və ulduz effektiv şəkildə qatıdır.

İsti temperaturları, lakin kiçik ölçüləri (və bu səbəbdən parlaqlıqları) onları İK diaqramının ən aşağı bölgəsinə yerləşdirir.

Qeyd edək ki, bu degenerasiya vəziyyətində atom nüvələri sərbəst hərəkət edə bilər, bir-birinə yaxın olan elektronlardır. Chandrasekhar Limitindən yuxarı olan kütlələrdə, elektron degenerasiya təzyiqi artıq ulduzu dəstəkləyə bilməz və daha da çökmə var.

Neytron Ulduzları

Kütlələri 8 günəş kütləsindən yuxarı olan ulduzlar, supernova partlaması nəticəsində atmosferlərini itirirlər. Partlayış bu şəkildə işləyir: kütləvi ulduzlar nüvəyə yığılmış və elektron dejenerasiya təzyiqi ilə dəstəklənən dəmir istehsal edirlər. Dəmir nüvə 1,4 günəş kütləsindən artıq olduqda, elektron degenerasiya təzyiqi artıq nüvəni saxlamır və birdən-birə nüvənin saniyənin beşdə birində təxminən 3000 km radiusdan 20 km-ə qədər kiçildiyi yerə çökür.

Artıq nüvədə oturmayan ətraf mühit içəriyə doğru qaçır, nüvənin səthinə dəyir və çölə sıçrayır. Bu xaricə doğru hərəkət edən bərpa, mis, gümüş, qızıl, uran və nikel kimi dəmirdən daha ağır atomlar yaradaraq bütün atmosferi yandıran bir birləşmə dalğasına səbəb olur. Bu element-tikinti prosesi "partlayıcı nükleosentez" adlanır. Ulduzun atmosferi bayıra doğru tələsməyə davam edir və fövqəlnova qalığı adlanan böyük, dairəvi bir qaz buluduna çevrilir.

Nə əsas olur? Elektron dejenerasiya təzyiqi azaldı və nüvə çökdü. Yüksək enerjili fotonlar dəmiri və digər elementləri parçalayaraq sərbəst protonlar, neytronlar və elektronlara çevirəcəkdir. Nəhəng çökmə təzyiqi altında protonlar və elektronlar birləşərək neytronlar meydana gətirir, beləliklə bütün nüvə neytronlardan ibarət olur. Neytronlar da maksimum sıxlığa malikdirlər və nüvə indi "neytron degenerasiya təzyiqi" ilə cazibə qüvvəsinə qarşı dayanır.

Neytron ulduzu nəhəng bir atom nüvəsinə bənzəyir. Sıxlığı 100 milyard (100.000.000.000) kq / cc-dir, dünyanı təxminən 10 kub futbol sahəsinin ölçüsünə qədər sıxacağını xəyal edir.

Neytron degenerasiya təzyiqinin də ulduza dəstək ola bilməyəcəyi bir kütlə həddi var. Bu limit 3 günəş kütləsində baş verir və Oppenheimer-Volkov həddi adlanır. Neytron ulduzu quark ulduzu deyilən nəzəri bir obyektə çökür. Quark ulduzları kəşf olunmur və əsasən bilinməyən xüsusiyyətlərə malikdir. Onların mövcud olub-olmadığını hələ bilmirik.

Pulsarlar

Pulsar fırlanan, maqnitlənmiş neytron ulduzudur. Spin oxu və maqnit oxu düzəldilmirsə, maqnit sahəsinin fırlanması maqnit oxu istiqamətində işıq yayılmasına səbəb olur. Bu işıq ətrafındakı bir mayak şüası kimi süpürülür. İşıq şüasını yalnız neytron ulduzunun spinində bir müddət proyeksiya xətti boyunca yerləşdiyimiz halda görürük. Sonra, işığın yanıb söndüyünü görürük, pulsarlara adını verən ("çırpınan radio ulduzu" ndan) yüngül bir nəbz.

İlk pulsar 1967-ci ildə Kembric astronomu Jocelyn Bell tərəfindən radio teleskopla kəşf edilmişdir. Fırlanma dövrləri bir neçə milisaniyədən bir neçə saniyəyə qədər dəyişir. Samanyolu qalaktikamızda bir neçə yüz pulsar bilinir. Xarici qalaktikalarda aşkarlanmayacaq qədər zəifdirlər.

İşıq yaratmaq üçün enerji neytron ulduzunun fırlanma enerjisindən gəlir. Neytron ulduzu işıq saçdıqca fırlanma enerjisini itirir və beləcə tədricən yavaşlayır.

Neytron ulduzunun xüsusiyyətləri barədə mükəmməl bir məlumat Robert L. Forwardın fantastik klassik "Ejderha Yumurtası" nda verilmişdir.

Qara deliklər

Xüsusiyyətlər

"Qaçış sürəti" bir obyektin digərinin cazibə qüvvəsindən qalıcı bir şəkildə qaçması üçün lazım olan minimum sürət olaraq təyin olunur. Neytron ulduzunun səthində qaçış sürəti 0,5c olaraq yazılmış işıq sürətinin təxminən yarısına bərabərdir. Ulduz qalığı qaçma sürəti işığın sürətinə çatan (və ya aşan) qədər sıx və kütləsə, cismə qara dəlik deyirik. Müxtəlif proseslər qara dəliklər yarada bilər. Burada konsentrasiya ulduz qalıqları kimi qara dəliklərdə olacaq.

Qaçma sürətinin işıq sürətinə bərabər olduğu radius Şvartsşild radiusu adlanır. Buna "hadisə üfüqü" də deyilir. Schwarzschild radiusu:

burada G cazibə sabitidir, M cismin kütləsi və c işığın sürətidir. Daha rahat bir düstur

burada R km-də, M günəş kütlələrindədir.

Diqqət yetirin ki, yıxılan cismin özünün ölçüsü hadisələrin üfüq radiusundan çox kiçikdir. Qara dəliyin mərkəzində "təklik" adlanan bir cisim var. Mövcud riyazi metodlarımızı istifadə edərək xüsusiyyətlərini təsvir etmək üçün heç bir yolumuz olmadığı bir bölgənin termini. Başqa sözlə, hadisə üfüqündə nə baş verdiyini yoxlamaq üçün (işıq çıxmır, buna görə də heç bir məlumat yoxdur) və ya hadisə üfüqündə nə olacağını proqnozlaşdırmağın bir yolu yoxdur. Qara dəliklər "qara" dır, çünki çökmüş cisim özü işıq saçmır.

Aşkarlanması

Qara dəliklər yaxınlıqdakı cisimlər üzərindəki cazibə qüvvəsindən təsirlənə bilər (qürbət xaricindəki planetlərin müzakirəsini xatırlayın). İlk qara dəlik namizədinə HDE 226868 adlanan B0 ("B-sıfır") ulduzunun görünməmiş kütləvi bir yoldaşı Cygnus X-1 adlanır. B0 ulduzunun 30 günəş kütləsi, 7 günəş kütləsinin görünməyən yoldaşıdır.

Bu ulduz-plus yoldaşı cütü də çox yüksək enerji fotonları olan rentgen şüalarının mənbəyidir. X-şüaları qara dəlik B0 ulduzunun səthindən qaz çıxdıqda əmələ gəlir. Bu qaz, qara dəliyi disk şəklində, sıxıldığı və sürtünmə ilə qızdırıldığı yerlərdə dairələndirir. İsti qaz rentgen şüaları yayır. X-şüaları parlaqlığını çox tez dəyişə bilər, yəni titrəyirlər. Bu titrəmə, ehtimal ki, qaz diskinin daxili kənarındakı isti nöqtələrdəndir.

Diskdən gələn material yalnız yavaş-yavaş qara dəliyə düşür. Qara dəliklər güclü cazibə mənbəyidir, lakin cazibə qüvvəsi əllərinə çatmır və cisimləri aşağı sürükləmir, qara dəliklərin bir növ yerli emiş yaratdığına dair ümumi bir yanlış fikirdir. Bunun əvəzinə qaz hissəcikləri arasındakı toqquşmalar bəzilərini spiral olaraq qara dəliyə göndərəcəkdir. Buna görə qaz yalnız yavaş-yavaş qara dəliyə yığılır və bu səbəbdən diskə "yığılma diski" deyilir.

Buxarlanma

Qara dəliklər zamanla "Hawking radiasiya" və ya "Hawking effect" adlanan bir proses sayəsində yavaş-yavaş kütlələrini itirə bilər. Bu təsirə məşhur Cambridge astrofiziki Stephen Hawking'in adı verilir.

Boş yer kortəbii olaraq yalnız çox qısa müddətdə mövcud olan hissəciklərə çevrilə bilər. Bu hissəciklər həmişə maddə / anti-maddə cütlərində görünür. Proses "virtual hissəcik cütü istehsalı" adlanır, burada "virtual" sözünün son dərəcə qısa ömürləri gəlir. İstehsal edildikdən sonra yenidən bir araya gəlib bir-birlərini məhv edirlər.

Cazibə enerjisi cüt istehsalında istifadə edilə bilər. Hawking hadisə üfüqündə virtual cütlərin istehsal oluna biləcəyini təklif edir. Cütün bir üzvü hadisə üfüqünə düşür, biri qaçır. Qaçan hissəcik artıq “həqiqi hissəcik” adlanır və qara dəliyin cazibə enerjisini bir az özü ilə aparır. Kütlə ilə cazibə enerjisinin bərabər olduğu üçün sözümü almalısan. Buna görə qaçan hissəcik qara dəliyin kütləsinin bir hissəsini daşıyır. Bu şəkildə qara dəlik buxarlanır.

Bu buxarlanma prosesi çox yavaş gedir, lakin qara dəlik daha az kütləli olduqda sürətlənir. 10 kq qara dəlik, kainatın yaşı təxminən 15 milyard ildə buxarlanacaq. 5 günəş kütləsi olan qara dəlik 10 62 ildə buxarlanacaq.

Hawking şüalanması çox zəifdir, buna görə də onu aşkar etmək, buxarlanmanın son anlarına qədər, prosesin ən sürətli olduğu vaxta qədər real bir ümid deyil.

Digər qara dəliklər (oxunması tələb olunmur)

Qara dəliklərin meydana gəlməsinə görə istənilən kütlə ola bilər. Kainat çox gənc və sıx olduğu zaman miniatür qara dəliklər meydana gəlmiş ola bilər. Bunlara "ilkin qara dəliklər" deyilir. Onlar aşkar edilməyib.


1944-cü ildə Otto Schmidt tərəfindən Yerin və digər yerüstü planetlərin meteorik materialdan əmələ gəldiyi toplama modeli, ardından da protoplanet nəzəriyyəsi William McCrea'nın (1960) və nəhayət tutma nəzəriyyəsi Michael Woolfson. [3] 1978-ci ildə Andrew Prentice planet meydana gəlməsi ilə əlaqədar ilkin Laplasiya fikirlərini diriltdi və inkişaf etdirdi müasir Laplasiya nəzəriyyəsi. [3] Bu modellərdən heç biri tamamilə uğurlu olmadı və təklif olunan nəzəriyyələrin çoxu təsvir xarakterli idi.

Otto Schmidt-in 1944-cü ildə toplama modeli, 1969-cu ildə Viktor Safronov tərəfindən kəmiyyət şəklində daha da inkişaf etdirilmişdir. [4] Yer kürəsində planet meydana gəlməsinin müxtəlif mərhələlərini ətraflı hesabladı. [5] [6] O vaxtdan bəri bu model planetesimal yığılmanı öyrənmək üçün intensiv ədədi simulyasiyalardan istifadə edərək daha da inkişaf etdirilmişdir. İndi ulduzların ulduzlararası qazın cazibə qüvvəsi ilə dağılması nəticəsində əmələ gəldiyi qəbul edilmişdir. Çökmədən əvvəl bu qaz daha çox Orion Dumanlığı kimi molekulyar bulud şəklindədir. Bulud yıxıldıqda, potensial enerjini itirəndə isinir, kinetik enerji qazanır və bucaq impulsunun qorunması buludun düzəldilmiş disk - yığılma diskini yaratmasını təmin edir.

Böyük Partlayışdan bir neçə yüz min il sonra Kainat atomların meydana gələcəyi nöqtəyə qədər soyudu. Kainat genişlənməyə və soyumağa davam etdikcə atomlar kifayət qədər kinetik enerjisini itirdilər və qaranlıq maddə kifayət qədər birləşərək protogalaksiyalar meydana gətirdi. Daha çox yığılma baş verdikcə qalaktikalar meydana gəldi. [7] Dolayı dəlillər geniş yayılmışdır. [7] Gökadalar birləşmə və hamar qaz yığımı sayəsində böyüyür. Akkreditasiya ulduzlar əmələ gətirən qalaktikaların içərisində də meydana gəlir.

Ulduzların soyuq molekulyar hidrogen buludları - təxminən 300.000 M nəhəng molekulyar buludlar içərisində meydana gəldiyi düşünülür. və 65 işıq ili (20 pc) diametri. [8] [9] Milyonlarla il ərzində nəhəng molekulyar buludlar dağılmağa və parçalanmağa meyllidir. [10] Sonra bu fraqmentlər kiçik, sıx nüvələr əmələ gətirir və bu da ulduzlara çevrilir. [9] Nüvələrin kütləsi Günəşin bir hissəsindən bir neçə qatına qədər dəyişir və protostellar (protosolar) dumanlıqlar adlanır. [8] 2.000-20.000 astronomik vahidin diametrinə (0.01-0.1 pc) və hissəcik sayının sıxlığı təxminən 10.000 - 100.000 / sm 3 (160.000 - 1.600.000 / cu in). Dəniz səviyyəsindəki havanın hissəcik sayı sıxlığı ilə müqayisə edin - 2.8 × 10 19 / sm 3 (4.6 × 10 20 / cu in). [9] [11]

Günəş kütləsindəki protostellar dumanlığının ilkin çöküşü təxminən 100.000 il çəkir. [8] [9] Hər dumanlıq müəyyən dərəcədə bucaq impulsu ilə başlayır. Dumanlığın mərkəzi hissəsində nisbətən aşağı açısal impulsa malik olan qaz sürətli sıxılma keçir və orijinal dumanlığın kütləsinin kiçik bir hissəsini özündə cəmləşdirən isti bir hidrostatik (müqavilə olmayan) nüvə əmələ gətirir. Bu nüvə ulduz olacaq şeyin toxumunu təşkil edir. [8] Çökmə davam etdikdə, açısal impulsun qorunması, zərbə vuran zərfin fırlanmasının sürətlənməsini əmr edir və nəticədə disk əmələ gətirir.

Diskdən material düşməsi davam etdikdə, zərf nəhayət incə və şəffaf olur və gənc ulduz obyekt (YSO) əvvəl infraqırmızı işıqda, daha sonra görünən yerdə müşahidə oluna bilər. [11] Təxminən bu vaxt protostar deuteriumu birləşdirməyə başlayır. Protostar kifayət qədər kütləsə (80 M-dən yuxarı) J), hidrogen birləşməsi gəlir. Əks təqdirdə, kütləsi çox aşağıdırsa, obyekt qəhvəyi bir cırtdana çevrilir. [12] Bu yeni bir ulduzun doğulması, çökmənin başlamasından təxminən 100.000 il sonra baş verir. [8] Bu mərhələdəki cisimlər, I sinif protostarları olaraq bilinir, bunlara da gənc T Tauri ulduzları, inkişaf etmiş protostarlar və ya gənc ulduz cisimlər deyilir. Bu vaxta qədər formalaşan ulduz artıq kütləsinin çox hissəsini diskin ümumi kütləsini yığdı və qalan zərf mərkəzi YSO kütləsinin 10-20% -ni keçmir. [11]

Növbəti mərhələdə, zərf disk tərəfindən yığıldıqdan sonra tamamilə yox olur və protostar klassik T Tauri ulduzuna çevrilir. [13] Sonuncularda yığma diskləri var və spektrlərində güclü emissiya xətləri ilə özünü göstərən isti qazı yığmağa davam edirlər. Birincilərində yığma diskləri yoxdur. Klassik T Tauri ulduzları zəif astarlı T Tauri ulduzlarına çevrilir. [14] Bu, təxminən 1 milyon ildən sonra baş verir. [8] Klassik bir T Tauri ulduzu ətrafındakı diskin kütləsi, ulduz kütləsinin təxminən 1-3% -ni təşkil edir və 10 −7 - 10 −9 M nisbətində toplanır. ildə. [15] Bir cüt bipolyar jet ümumiyyətlə mövcuddur. Toplaşma klassik T Tauri ulduzlarının bütün özünəməxsus xüsusiyyətlərini izah edir: emissiya xəttlərindəki güclü axın (ulduzun daxili parlaqlığının 100% -ə qədər), maqnit aktivliyi, fotometrik dəyişkənlik və reaktivlər. [16] Emissiya xətləri əslində əmələ gələn qazın ulduzun maqnit qütbləri ətrafında baş verən "səthinə" dəydiyindən əmələ gəlir. [16] Təyyarələr artma yan məhsullarıdır: həddindən artıq açısal impuls keçirirlər. Klassik T Tauri mərhələsi təxminən 10 milyon il davam edir. [8] Yalnız bir neçə nümunə var ki, burada yığılma 20 milyon ildən çox davam edən Peter Pan Disk adlanır. [17] Disk nəhayət mərkəzi ulduza yığılma, planet meydana gəlməsi, təyyarələrin atılması və mərkəzi ulduzdan və yaxınlıqdakı ulduzlardan ultrabənövşəyi şüalanma ilə foto buxarlanmaya görə yox olur. [18] Nəticədə, gənc ulduz yüz milyonlarla il ərzində ilkin kütləsindən asılı olaraq adi Günəşə bənzər bir ulduz halına gələn zəif bir cizgili T Tauri ulduzuna çevrilir.

Kosmik tozun öz-özünə yığılması hissəciklərin qaya ölçülü planet heyvanlarına böyüməsini sürətləndirir. Daha kütləvi planetesimallar bəzi kiçikləri yerləşdirir, digərləri isə toqquşmalarda parçalanır. Akkretasiya diskləri kiçik ulduzlar, yaxın ikili yerdəki ulduz qalıqları və ya materialla əhatə olunmuş qara dəliklər (məsələn, qalaktikaların mərkəzlərindəki kimi) ətrafında yaygındır. Diskdəki bəzi dinamiklər, məsələn, dinamik sürtünmə, orbitdəki qazın bucaq təcilini itirməsinə və mərkəzi kütlə cisminə düşməsinə imkan vermək üçün lazımdır. Bəzən bu, ulduz səthinin birləşməsinə səbəb ola bilər (bax Bondi yığılması).

Yerdəki planetlərin və ya planet nüvələrinin meydana gəlməsində bir neçə mərhələ nəzərdən keçirilə bilər. Birincisi, qaz və toz dənələri toqquşduqda, van der Waals qüvvələri və elektromaqnit qüvvələri kimi mikrofiziki proseslər nəticəsində aqlomerasiya olunur, bu mərhələdə mikrometr ölçüsündə hissəciklər əmələ gətirir, yığılma mexanizmləri böyük ölçüdə cazibə xarakteri daşımır. [19] Bununla birlikdə, santimetr-metr aralığında planetesimal formasiya yaxşı başa düşülməmişdir və bu cür dənələrin sadəcə canlanmaq əvəzinə niyə yığılacağına dair inandırıcı bir açıqlama verilmir. [19]: 341 Xüsusilə, bu cisimlərin 0,1-1 km (0,06-0,6 mil) ölçülü planetesimala çevrilmək üçün necə böyüdükləri hələ də aydın deyil [5] [20] bu problem "metr ölçüsü baryeri" olaraq bilinir: [ 21] [22] Toz hissəcikləri pıhtılaşma ilə böyüdükcə, ətraflarındakı digər hissəciklərə nisbətən getdikcə daha böyük nisbi sürətlər və dağıdıcı toqquşmalara səbəb olan sistematik bir daxili sürət sürəti əldə edir və bununla da aqreqatların böyüməsini məhdudlaşdırır. maksimum ölçüyə qədər. [23] Ward (1996) yavaş hərəkət edən dənələrin toqquşması zamanı toqquşan taxılların çox aşağı, eyni zamanda sıfır olmayan cazibə qabiliyyətinin onların qaçmasına mane olduğunu göstərir. [19]: 341 Taxıl parçalanmasının kiçik taxılların doldurulmasında və diskin qalın olmasında, eyni zamanda hər ölçüdə qatı maddələrin nisbətən yüksək olmasında mühüm rol oynadığı düşünülür. [23]

'Metr ölçülü' səddən keçmək üçün bir sıra mexanizmlər təklif edilmişdir. Yerli çınqıl konsentrasiyaları meydana gələ bilər, sonra cazibə qüvvəsi ilə böyük asteroidlərin ölçüsündə planet-heyvanlara çökür. Bu konsentrasiyalar, məsələn, qaz diskinin quruluşu, passivlər arasında, təzyiq enmələrində, nəhəng bir planetin yaratdığı boşluğun kənarında və ya diskin qarışıq bölgələrinin sərhədlərində passiv şəkildə baş verə bilər. [24] Yoxsa hissəciklər axın qeyri-sabitliyi adlandırılan bir geribildirim mexanizmi vasitəsilə konsentrasiyalarında aktiv rol oynaya bilər. Axın qeyri-sabitliyində qatı maddələrlə protoplanetar diskdəki qaz arasındakı qarşılıqlı təsir yerli konsentrasiyaların böyüməsi ilə nəticələnir, çünki kiçik hissəciklərin ardınca yeni hissəciklər toplanır və kütləvi liflərə çevrilir. [24] Alternativ olaraq, tozun qarışıqlığı nəticəsində əmələ gələn dənələr gözeneklidirsə, böyümələri öz çəkisi sayəsində çökəcək qədər böyüyənə qədər davam edə bilər. Bu cisimlərin aşağı sıxlığı, qazla güclü birləşmələrini təmin edir və bununla da eroziyaya və ya parçalanmaya səbəb ola biləcək yüksək sürət toqquşmalarından çəkinir. [25]

Nəhayət taxıllar bir-birinə yapışaraq planet ölçüsü adlanan dağ ölçülü (və ya daha böyük) cisimlər meydana gətirir. Planetimlər arasındakı toqquşmalar və cazibə qarşılıqlı təsirləri təxminən 0,1-1 milyon il ərzində Ay ölçüsündə planet embrionları (protoplanetlər) istehsal etmək üçün birləşir. Nəhayət, planet embrionları toqquşaraq 10-100 milyon il ərzində planetlər meydana gətirir. [20] Planetimallar, qarşılıqlı cazibə qarşılıqlı təsirlərinin təkamülünü hesablayarkən nəzərə alınacaq qədər əhəmiyyətli olacağı qədər böyükdür. [5] Böyüməyə, qaz sürtünməsi səbəbindən kiçik cisimlərin orbital çürüməsi kömək edir və bu, embrionların orbitləri arasında qalmalarının qarşısını alır. [26] [27] Daha çox toqquşma və yığılma yerdəki planetlərə və ya nəhəng planetlərin özəyinə səbəb olur.

Yerli çınqıl çınqıllarının cazibə qüvvəsi çökməsi nəticəsində meydana gələn planetesimallar, onların planetar embrionlara çevrilməsinə və nəhəng planetlərin nüvələrinə çınqılların daha çox yığılması üstünlük təşkil edir. Çınqıl yığılması, cisimlərə doğru sürətləndikdə cisimlərin hiss etdikləri qaz sürtünməsinə kömək edir. Qaz sürüklənməsi kütləvi cismin qaçma sürətinin altındakı çınqılları yavaşlatır ki, bu da onlara doğru dönməyə və bununla birlikdə olmağına səbəb olur. Çınqıl yığılması planetlərin əmələ gəlməsinə nisbətən planetlərin əmələ gəlməsini 1000 dəfə sürətləndirə bilər və qaz diskinin dağılmasından əvvəl nəhəng planetlərin yaranmasına imkan yaradır. [28] [29] Yenə də çınqıl yığılması yolu ilə nüvələrin böyüməsi Uran və Neptunun son kütlələri və kompozisiyaları ilə uyğunsuz görünür. [30]

Yerdəki planetlərin meydana gəlməsi, Jovian planetləri də deyilən nəhəng qaz planetlərindən fərqlənir. Yerdəki planetləri təşkil edən hissəciklər daxili Günəş Sistemində yoğunlaşan metal və daşdan hazırlanır. Bununla birlikdə, Jovian planetləri günəş dumanlığından hidrogen və helium qazını tutan böyük, buzlu planet şəklində başladı. [31] Planesimalların bu iki sinfi arasındakı fərq günəş dumanlığının don xətti səbəbindən meydana gəlir. [32]

Meteoritlərdə asteroid mənşəli və təkamülün bütün mərhələlərində bir yığılma və təsir qeydləri var, lakin asteroidlərin böyüməsi və böyüməsi mexanizmi yaxşı anlaşılmamışdır. [33] Dəlillər asteroidlərin əsas böyüməsini ana asteroidlərə çatmadan əvvəl kosmosda ərimiş (və ya qismən ərimiş) damcılar şəklində əmələ gələn millimetr ölçülü sferullar olan xondrüllərin qaz köməyi ilə yığılması ilə nəticələnə biləcəyini göstərir. [33] Daxili Günəş sistemində kondrüllərin yığılma başlanğıcı üçün çox vacib olduğu görünür. [34] Asteroidlərin kiçik kütləsi qismən 2 AU xaricində təsirsiz xondrül əmələ gəlməsi və ya xondrüllərin protostar yaxınlığından daha az effektiv çatdırılması ilə əlaqəli ola bilər. [34] Həm də təsirlər asteroidlərin əmələ gəlməsini və məhv olmasını idarə edir və onların geoloji təkamülündə əsas amil olduğu düşünülür. [34]

Chondrules, metal dənələri və digər komponentlər, ehtimal ki, günəş dumanlığında əmələ gəlmişdir. Bunlar ana asteroidləri meydana gətirmək üçün birlikdə yığılmışdır. Bu cisimlərin bəziləri əridilərək metal nüvələr və zeytininlə zəngin mantiyalar əmələ gətirdi, digərləri sularda dəyişdirildi. [34] Asteroidlər soyuduqdan sonra 4,5 milyard il ərzində təsirlər nəticəsində aşınmış və ya pozulmuşdur. [35]

Toplanmanın meydana gəlməsi üçün zərbə sürətləri qaçış sürətinin təxminən iki qatından az olmalıdır, bu da 100 km (60 mil) radiuslu asteroid üçün təxminən 140 m / s (460 ft / s) təşkil edir. [34] Asteroid qurşağında yığılma üçün sadə modellər ümumiyyətlə mikrometre ölçülü toz dənələrinin bir-birinə yapışaraq dumanlığın orta düzlüğünə yerləşdiyini və cazibə qüvvələri səbəbiylə bir kilometrlik bir diskə çevrildiyini düşünürlər. - ölçülü planet heyvanları. Ancaq bir neçə arqument [ hansı? ] asteroidlərin bu şəkildə toplanmadığını göstərir. [34]

Kometalar və ya onların sələfləri, xarici Günəş sistemində, bəlkə də planet meydana gəlməsindən milyonlarla il əvvəl meydana gəlmişlər. [36] Kuyruklu ulduzların necə və nə vaxt yarandığı, Günəş Sisteminin meydana gəlməsi, dinamikası və geologiyası üçün fərqli təsirləri var. Üç ölçülü kompüter simulyasiyaları, kometa nüvələrində müşahidə olunan əsas struktur xüsusiyyətlərinin zəif kometalların cüt sürətlə aşağı sürət yığılması ilə izah edilə biləcəyini göstərir. [37] [38] Hal-hazırda üstünlük verilən formasiya mexanizmi, kometlərin, ehtimal ki, planetlərin böyüdükləri orijinal planesimal "bina daşlarının" qalığı olduğunu söyləyən nebular hipotezdir. [39] [40] [41]

Astronomlar kometaların həm Oort buludundan, həm də dağınıq diskdən qaynaqlandığını düşünürlər. [42] Səpələnmiş disk, Neptun o vaxt Günəşə çox yaxın olan proto-Kuiper qurşağına xaricə köçdüyündə və orbitində heç vaxt təsirlənə bilməyən dinamik sabit obyektlərin populyasiyasını tərk etdikdə yaradıldı (42). Kuiper kəməri uyğun) və periheliya kifayət qədər yaxın olan bir populyasiya, Neptun Günəş ətrafında gəzərkən onları narahat edə bilər (dağınıq disk). Səpələnmiş disk dinamik olaraq aktiv olduğundan və Kuiper kəməri nisbətən dinamik olaraq sabit olduğundan, səpələnmiş disk indi dövri kometlər üçün ən çox ehtimal olunan mənbə nöqtəsi kimi qəbul edilir. [42] Klassik Oort bulud nəzəriyyəsi radiusda təqribən 50.000 AU (0.24 pc) ölçülü bir kürə olan Oort buludunun Günəş dumanlığı ilə eyni vaxtda əmələ gəldiyini və nəhəng bir planet olaraq daxili Günəş sisteminə kometaları buraxdığını və ya ulduz yaxınlıqdan keçir və cazibə pozuntularına səbəb olur. [43] Bu cür kometa buludlarının nümunələri Helix Dumanlığında artıq görülmüş ola bilər. [44]

The Rosetta 67P / Churyumov – Gerasimenko kometasına kəşfiyyat 2015-ci ildə Günəşin istiliyi səthə nüfuz etdikdə, basdırılmış buzun buxarlanmasına (sublimasiyasına) səbəb olduğunu təyin etdi. Nəticədə yaranan su buxarının bir hissəsi nüvədən çıxa bilər, bunun 80% -i səthin altındakı qatlarda yenidən qurulur. [45] Bu müşahidə səthə yaxın olan nazik buzla zəngin təbəqələrin kometa aktivliyi və təkamülünün bir nəticəsi ola biləcəyini və qlobal qatın kometanın forma tarixinin əvvəllərində baş vermədiyini nəzərdə tutur. [45] [46] Əksər elm adamları, bütün dəlillərin kometaların nüvələrinin quruluşunun əvvəlki nəslin kiçik buz planetezimlərinin dağıntı yığınlarının işləndiyini göstərdiyini düşünsələr də, [47] Rosetta missiya kometlərin fərqli materialdan "dağıntı yığınları" olduğu fikrini dağıtdı. [48] ​​[49]


Ulduz Oluşumundakı Böyük Problemlər: Ulduz Oluşma Oranı, Ulduz Kümələnmə və İlk Kütləvi İşləmə

Mark R. Krumholz, Fizika Hesabatlarında, 2014

5.2.1 Ümumi nəzəriyyə

Ulduz meydana gəlməsi prosesində bir anda qaz, hamısı ulduza çevrildiyi üçün ya da bəzi ulduz geribildirim prosesi xaric etdiyi üçün çıxarılır. Əvvəlcə Hils [630] tərəfindən təsvir olunan ulduzların necə cavab verəcəyinə dair klassik nəzəriyyə olduqca sadədir, baxmayaraq ki, daha inkişaf etmiş analitik modellər mövcuddur [631,632]. Viruslaşmış bir qaz sistemi və maqnit sahələrindəki əhəmiyyətsiz dəstəyi olan ulduzlar başlayırsa, kinetik və potensial enerji əlaqəlidir.

və iki müddət ayrı-ayrılıqda sistemin M kütləsi ilə T ∝ M və W ∝ M 2 olaraq miqyaslanır. Kimsə kütlənin bir hissəsini sürətlə xaric edərsə, stars M kütləsini ulduz şəklində geridə qoyarsa, 16 nəticədə yaranan sistemin ümumi enerjisi

burada T ′ və W ′ qaz çıxarıldıqdan sonra yeni kinetik və potensial enerjidir. Cəmi enerji mənfi olur və sistemin bağlı olduğunu göstərir, yalnız ϵ & gt 1/2 olduqda. (Qeyd edək ki, eyni hesablama, supernovaya gedən ulduzlardakı ikili yoldaşların, ümumiyyətlə, supernovanın asimmetrik vuruşu ilə sistemin bir yerdə qalması üçün neytron ulduzunu tam doğru istiqamətə itələməsi halında sərhədsiz olacağını nəzərdə tutur.) qazın sürətlə xaric olması səbəbindən pozulan ulduz qrupları bir qədər macabre adı “uşaq ölümü” ilə gedir. Digər tərəfdən, kütlə itkisi dinamik bir zamana nisbətən yavaş olarsa, sistem hər zaman viral tarazlıqda qalır və bu vəziyyətdə sistemin həmişə bağlı qaldığını, ancaq radiusunun artdığını göstərmək sadədir. ilkin dəyərdən son nəticəyə qədər R ′ = R / ϵ.

Çox sayda müəllif bu prosesi N-cisim simulyasiyaları ilə də öyrənmişdir. Ən çox görülən prosedur, qaz potensialında bir ulduz qrupu ilə başlamaqdır, onun ulduzların yaratdığı potensiala nisbətən dərinliyi ulduz əmələgəlmə səmərəliliyi ilə təyin olunur. Ulduzların özləri ya rəvan paylanmış və qazla viral tarazlıqda ola bilər [633-62], hamar və sub virial [643,644], fraktal və ya digər alt quruluşlu paylanmada [645,646] paylanmış və ya birbaşa çıxışdan götürülə bilər. qaz-dinamik simulyasiyaların [647-664]. Daha sonra klaster potensialı müəyyən bir müddət miqyasında ya təyin olunmuş bir analitik formulla, ya da N -body ilə birlikdə bir maye dinamikası simulyasiyasını həyata keçirərək və ulduz rəylərinin təsiri üçün sadə bir resept istifadə edərək qazın dağılmasına səbəb olur. 637,642]. Bu yanaşmada əsas sərbəst parametrlər ulduz əmələgəlmə səmərəliliyi ϵ, qazın xaric edildiyi zaman şkalası və simulyasiyaların başladığı vaxtdakı ulduzların virus nisbətidir.

Simulyasiyalar ümumiyyətlə yuxarıda göstərilən sadə analitik mübahisələrlə, lakin bəzi vacib fərqlərlə razılaşır. Birincisi, başlanğıcda virallaşmış bir ulduz populyasiyası və ani qazın çıxarılması üçün belə, ϵ = 0.5, klasterin sağ qalması və ya pozulması üçün sərt bir xətt təmsil etmir. Bunun əvəzinə, ən azı bəzi bağlı qalıqlar ϵ ≈ 0.33 dəyərləri ilə qalacaq, əsasən kinetik enerjinin əvəzinə ulduzlar arasında bərabər paylanmadığı üçün, potensial aradan qaldırıldıqda, Maxwellian paylanmasının yüksək enerjili quyruğundakı ulduzlar enerjinin nisbətsiz bir hissəsini daşıyır, daha az enerjili olanlar isə geridə qalır. Bununla birlikdə, ϵ & lt 0,5 dəyərlərində qruplar artan kütlə itkisinə məruz qalır və bu da ümumi olaraq ϵ ≲ 0,3 olur. Əksinə, kütlənin çıxarılması ∼10 kəsişmə vaxtında belə yavaş olsa da, ϵ aşağı qiymətlər üçün qalaktik gelgit sahəsinin olması sayəsində əhəmiyyətli kütlə itkisi hələ də baş verə bilər. Bu, kütləvi çıxarılma zamanı qrupdan çox uzaqlaşan ulduzları soymağa meyllidir, hətta aradan qaldırılması yavaş olsa da.

İkincisi, hamar, lakin əvvəlcə virallaşdırılmamış bir klaster üçün, qrupların həyatda qalma ehtimalı, ilkin şərtlər virallaşdırıldığından daha çoxdur və yalnız ϵ nəticənin yaxşı bir proqnozlaşdırıcısı deyil. Bunun əvəzinə, qalmış ulduzların hissəsi ilk növbədə qaz çıxarıldıqdan dərhal sonra ulduzların viral nisbəti kimi təyin olunan effektiv ulduz əmələgəlmə effektivliyi ilə müəyyən edilir. (Qeyd edək ki, ϵ eff ϵ ff ilə tamamilə fərqli bir konsepsiyanı təmsil edən sərbəst düşmə vaxtı üçün ölçüsüz ulduz əmələ gəlməsi nisbəti ilə qarışdırılmamalıdır - təəssüf ki, ϵ hərfi bu sahədə çox fərqli şeylər üçün istifadə olunur.) ulduzlar qazla əlaqəli olaraq sub-virialdır, halbuki qazın çıxarılması həqiqi ulduz əmələ gətirmə effektivliyindən larger daha böyük bir effektiv ulduz əmələ gətirmə effektivliyi ilə nəticələnəcək və ulduz qrupunun pozulması buna görə daha çətin olacaq.

Üçüncüsü, ya müəyyən bir quruluş modeli vasitəsi ilə, ya da maye simulyasiyalarından nəticələr alaraq ilkin şərtlərin yüksək dərəcədə alt quruluşlu olduğu hallarda nəticələr olduqca stokastikdir və strukturun bir reallaşmasından digərinə vəhşicəsinə dəyişə bilər. bu reallaşmaları yaratmaq üçün istifadə olunan bütün parametrlər (məsələn, ulduz əmələgəlmə səmərəliliyi və ilkin viral nisbət) sabit tutulur. Beləliklə, bu vəziyyətdə bağlı qruplarda qalan kütlənin miqdarı olduqca təsadüfi və yalnız çox böyük statistik simulyasiya ansambllarından real olaraq təyin edilə bilər.


Qara deliklər

İndiyə qədər təxminən 3 günəş kütləsinin və ya daha azının ulduz qalıqlarına nə olduğunu gördük. 1,4 günəş kütləsindən az olan qalıqlar ağ cırtdanlara çevrilir və nəticədə elektronların degenerasiya olunan maddələrinin qara sahələrinə qədər soyuyacaqlar. 1,4 - 3 günəş kütləsinin nüvələri neytron ulduzları, sürətlə fırlanan neytronların degenerasiya olunan 10 km sferaları olur. Gənc neytron ulduzları şüalarından biri Yer kürəsini keçərsə, pulsar kimi də təsbit edilə bilər. Sometimes though a star is so massive that the mass of the material left after all other mass-loss processes exceeds the limit that even neutron degeneracy pressure can withstand. At this stage then the material keeps collapsing inwards until all the mass becomes concentrated at a single point, a singularity. It is now a qara dəlik.

Black holes are even more exotic objects than neutron stars. With all the mass concentrated at a point they have extremely high gravitational fields. They are referred to as qara because not even light can escape from them once it has crossed a region known as the hadisə üfüqü. At the event horizon, the escape velocity equals the speed of light, c. Black holes are therefore hard to observe because they do not emit light at any waveband. Rather than look for a black hole itself, astronomers infer their presence due to their effect on surrounding matter.

A black hole that is one component of a binary system may draw material off its nearby giant companion. As this falls towards the black hole it forms an accretion disk. The material in the accretion disk gets heated and so becomes ionised. Charged objects that get accelerated due to centripetal force emit high frequency synchrotron radiation. This is observed at UV, X-ray and Gamma-ray wavebands.

A black hole that is one component of a binary system may draw material off its nearby giant companion. As this falls towards the black hole it forms an accretion disk. The material in the accretion disk gets heated and so becomes ionised. Charged objects that get accelerated due to centripetal force emit high frequency synchrotron radiation. This is observed at UV, X-ray and Gamma-ray wavebands.

Black holes formed from core collapse of massive stars in hypernovae are thought to range in mass from about 3 to 15 solar masses. They are commonly referred to as stellar black holes so as to distinguish them from the supermassive black holes that are thought to lie at the centre of galaxies such as our own. These may range in mass from about 10 6 to 10 9 solar masses. Such supermassive black holes are likely to be responsible for phenomena such as active galactic nuclei (AGNs), Seyfert galaxies, BL Lacerate Objects and quasars or QSOs.

Some theories also predict the existence of ilkin qara dəliklər formed during the Big Bang. Whilst still only theoretical in that none have ever been observed they would be very small - about the size of an atom but with a mass of 10 11 kg.


5 Discussion

In addition to producing the two-power-law mass spectrum, competitive accretion naturally results in a certain degree of mass segregation. This arises due to the accretion in the gas-dominated phase where there is a strong correlation between accretion rate, and thus the final mass, and position in the cluster (see equations 16 and 20). This direct correlation between the final mass and position in the cluster neglects variations in the initial masses and the relative movements of the stars due to their interactions. If the cluster is mass-segregated entering the stellar-dominated phase, then the implies that the mass segregation will persist. Simulations of accretion in clusters show that the mass segregation does result but that there is not a one-to-one correlation between mass and radius ( Bonnell et al. 2001). In fact, low-mass stars are located throughout the cluster, including in the core, but the high-mass stars are predominantly located in the central regions as is found in young stellar clusters such as the ONC ( Hillenbrand 1997).

It is also worth noting that, although the models presented here are meant to consider accretion on to young stars, they are equally appropriate for the growth of clumps in a molecular cloud. As the clumps evolve towards gravitational instability, they will accrete from the surrounding gas and this accretion will be governed by the physics described here. Thus, for example, the clump mass function found by Motte, André & Neri (1998) for the ρ Oph molecular cloud could be due to the accretion by the pre-stellar clumps as the whole system collapses down to form a cluster. The observed slope would imply that the whole system is in a density configuration and is subvirial (dominated by the diffuse gas not in the clumps). The steeper slope found by Motte et al. (1998) at the high-mass end of the mass spectrum can be interpreted as arising from a region of near-uniform gas density. A test of such a possibility is to estimate the degree of mass segregation of the clumps in this pre-stellar cluster system.

Finally, it is possible that the mass spectrum for massive stars, , is significantly different from that for lower-mass stars if they do not form in a similar fashion. If massive stars cannot accrete above 10 M because of the effect of radiation pressure on the infalling dust ( Yorke & Krügel 1977 Yorke 1993), but form through a merger process in a dense core ( Bonnell et al. 1998), then the expected mass spectrum could be significantly different from that presented here.


Supergiants are evolved high-mass stars, larger and more luminous than main-sequence stars. O class and early B class stars with initial masses around 10–300 M evolve away from the main sequence in just a few million years as their hydrogen is consumed and heavy elements start to appear near the surface of the star. These stars usually become blue supergiants, although it is possible that some of them evolve directly to Wolf–Rayet stars. [2] Expansion into the supergiant stage occurs when hydrogen in the core of the star is depleted and hydrogen shell burning starts, but it may also be caused as heavy elements are dredged up to the surface by convection and mass loss due to radiation pressure increase. [3]

Blue supergiants are newly evolved from the main sequence, have extremely high luminosities, high mass loss rates, and are generally unstable. Many of them become luminous blue variables (LBVs) with episodes of extreme mass loss. Lower mass blue supergiants continue to expand until they become red supergiants. In the process they must spend some time as yellow supergiants or yellow hypergiants, but this expansion occurs in just a few thousand years and so these stars are rare. Higher mass red supergiants blow away their outer atmospheres and evolve back to blue supergiants, and possibly onwards to Wolf–Rayet stars. [4] [5] Depending on the exact mass and composition of a red supergiant, it can execute a number of blue loops before either exploding as a type II supernova or finally dumping enough of its outer layers to become a blue supergiant again, less luminous than the first time but more unstable. [6] If such a star can pass through the yellow evolutionary void it is expected that it becomes one of the lower luminosity LBVs. [7]

The most massive blue supergiants are too luminous to retain an extensive atmosphere and they never expand into a red supergiant. The dividing line is approximately 40 M , although the coolest and largest red supergiants develop from stars with initial masses of 15–25 M . It is not clear whether more massive blue supergiants can lose enough mass to evolve safely into old age as a Wolf Rayet star and finally a white dwarf, or they reach the Wolf Rayet stage and explode as supernovae, or they explode as supernovae while blue supergiants. [2]

Supernova progenitors are most commonly red supergiants and it was believed that only red supergiants could explode as supernovae. SN 1987A, however, forced astronomers to re-examine this theory, as its progenitor, Sanduleak -69° 202, was a B3 blue supergiant. [8] Now it is known from observation that almost any class of evolved high-mass star, including blue and yellow supergiants, can explode as a supernova although theory still struggles to explain how in detail. [9] While most supernovae are of the relatively homogeneous type II-P and are produced by red supergiants, blue supergiants are observed to produce supernovae with a wide range of luminosities, durations, and spectral types, sometimes sub-luminous like SN 1987A, sometimes super-luminous such as many type IIn supernovae. [10] [11] [12]

Because of their extreme masses they have relatively short lifespans and are mainly observed in young cosmic structures such as open clusters, the arms of spiral galaxies, and in irregular galaxies. They are rarely observed in spiral galaxy cores, elliptical galaxies, or globular clusters, most of which are believed to be composed of older stars, although the core of the Milky Way has recently been found to be home to several massive open clusters and associated young hot stars. [13]

The best known example is Rigel, the brightest star in the constellation of Orion. Its mass is about 20 times that of the Sun, and its luminosity is around 117,000 times greater. Despite their rarity and their short lives they are heavily represented among the stars visible to the naked eye their immense brightness is more than enough to compensate for their scarcity.

Blue supergiants have fast stellar winds and the most luminous, called hypergiants, have spectra dominated by emission lines that indicate strong continuum driven mass loss. Blue supergiants show varying quantities of heavy elements in their spectra, depending on their age and the efficiency with which the products of nucleosynthesis in the core are convected up to the surface. Quickly rotating supergiants can be highly mixed and show high proportions of helium and even heavier elements while still burning hydrogen at the core these stars show spectra very similar to a Wolf Rayet star.

While the stellar wind from a red supergiant is dense and slow, the wind from a blue supergiant is fast but sparse. When a red supergiant becomes a blue supergiant, the faster wind it produces impacts the already emitted slow wind and causes the outflowing material to condense into a thin shell. In some cases several concentric faint shells can be seen from successive episodes of mass loss, either previous blue loops from the red supergiant stage, or eruptions such as LBV outbursts. [14]


Mündəricat

Type Ia supernova Edit

White dwarfs are the remnants of low-mass stars and, if they form a binary system with another star, they can cause large stellar explosions known as type Ia supernovae. The normal route by which this happens involves a white dwarf drawing material off a main sequence or red giant star to form an accretion disc. Much more rarely, a type Ia supernova occurs when two white dwarfs orbit each other closely. [8] Emission of gravitational waves causes the pair to spiral inward. When they finally merge, if their combined mass approaches or exceeds the Chandrasekhar limit, carbon fusion is ignited, raising the temperature. Since a white dwarf consists of degenerate matter, there is no safe equilibrium between thermal pressure and the weight of overlying layers of the star. Because of this, runaway fusion reactions rapidly heat up the interior of the combined star and spread, causing a supernova explosion. [8] In a matter of seconds, all of the white dwarf's mass is thrown into space. [9]

Neutron star mergers Edit

Neutron star mergers occur in a fashion similar to the rare type Ia supernovae resulting from merging white dwarfs. When two neutron stars orbit each other closely, they spiral inward as time passes due to gravitational radiation. When they meet, their merger leads to the formation of either a heavier neutron star or a black hole, depending on whether the mass of the remnant exceeds the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit. This creates a magnetic field that is trillions of times stronger than that of Earth, in a matter of one or two milliseconds. Astronomers believe that this type of event is what creates short gamma-ray bursts [10] and kilonovae. [11]

Thorne–Żytkow objects Edit

If a neutron star collides with red giant of sufficiently low mass and density, both can survive in the form of a peculiar hybrid known as Thorne–Żytkow object, with a neutron star surrounded by a red giant.

Binary star mergers Edit

About half of all the stars in the sky are part of binary systems, with two stars orbiting each other. Some binary stars orbit each other so closely that they share the same atmosphere, giving the system a peanut shape. While most contact binary stars are stable, a few have become unstable and have merged in the past for reasons not well understood (see relevant section below).

When two low-mass stars in a binary system merge, mass may be thrown off in the orbital plane of the merging stars, creating an excretion disk from which new planets can form. [12]

While the concept of stellar collision has been around for several generations of astronomers, only the development of new technology has made it possible for it to be more objectively studied. For example, in 1764, a cluster of stars known as Messier 30 was discovered by astronomer Charles Messier. In the twentieth century, astronomers concluded that the cluster was approximately 13 billion years old. [13] The Hubble Space Telescope resolved the individual stars of Messier 30. With this new technology, astronomers discovered that some stars, known as “blue stragglers”, appeared younger than other stars in the cluster. [13] Astronomers then hypothesized that stars may have “collided”, or “merged”, giving them more fuel so they continued fusion while fellow stars around them started going out. [13]

While stellar collisions may occur very frequently in certain parts of the galaxy, the likelihood of a collision involving the Sun is very small. A probability calculation predicts the rate of stellar collisions involving the Sun is 1 in 10 28 years. [14] For comparison, the age of the universe is of the order 10 10 years. The likelihood of close encounters with the Sun is also small. The rate is estimated by the formula:

harada N is the number of encounters per million years that come within a radius D. of the Sun in parsecs. [15] For comparison, the mean radius of the Earth's orbit, 1 AU, is 4.82 × 10 −6 parsecs .

Our star will likely not be directly affected by such an event, but the Earth may be easily affected by a nearby collision. Astronomers say that if a stellar collision happens within 100 light years of the Earth, the resulting gamma-ray burst could possibly destroy all life on Earth. [14] This is still very unlikely though because there are no stellar clusters this close to the Solar System.

KIC 9832227 is an example of an eclipsing contact binary star system. It is mainly composed of two stars orbiting each other so closely that they share the same atmosphere, giving the system a peanut shape. As the orbits of the two stars decay due to stellar mass loss and internal viscosity, the two stars will eventually merge, resulting in a luminous red nova.

An analysis of the eclipses of KIC 9832227 initially suggested that its orbital period was indeed shortening, and that the cores of the two stars would merge in 2022. [16] [17] [18] [19] However subsequent reanalysis found that one of the datasets used in the initial prediction contained a 12-hour timing error, leading to a spurious apparent shortening of the stars' orbital period. [20] [21] [22] [23]

The mechanism behind binary star mergers is not yet fully understood, and remains one of the main focuses of those researching KIC 9832227 and other contact binaries.


Novae

Novae are much less luminous than Supernovae:

Like Supernovae, novae brighten quickly, and fade slowly. The remnants of the nova outburst can be seen for months to years afterward.

Novae occur in binary systems in which one star is a White Dwarf. The WD accretes matter (hydrogen) from the companion onto its surface. The accreted matter is heated by falling onto the WD, and the hydrogen "flash-fuses" into helium.

In Novae, mass is accreting onto the WD at a fairly high rate. Because of this, the material cannot get rid of its heat efficiently, reaches fusion temperatures on the surface, and is then blown off into space. Given the mechanism, it turns out that a system can go Nova several times. The typical time between nova outbursts in such systems is at least decades, and can be thousands of years. The rule here is that the more luminous the outburst, the longer the time between outbursts. So really bright novae will probably have burst intervals of thousands of years. All those that we have seen do multiple bursts in the past century are much less luminous.

But what if the mass accretion rate is slow enough for the heat to escape without a nova eruption? Then the mass of the WD will slowly increase until it reaches the Chandrasekhar limit. If the WD accretes enough mass to drive it over the Chandrasekhar limit (1.4 Solar masses), the star undergoes runaway Carbon burning, and explodes.

In other words, there are (at least) two types of Supernovae

The Type I SNe are further divided into Types Ia, Ib, and Ic. Types Ib and Ic appear to be due to exploding massive stars, like Type II SNe, but the progenitors of Types Ib and Ic are stars that managed to shed their entire Hydrogen envelope before exploding.

Type Ia SNe appear to be different beasts altogether. While Type II (and Ib and Ic) SNe are always associated with regions of recent star formation, Type Ia SNe can happen in any environment.

The current understanding is that Type Ia SNe are due to accrection onto WD stars in close binaries. If the WD accretes enough mass to drive it over the Chandrasekhar limit (1.4 Solar masses), the star undergoes runaway Carbon burning, and explodes.

Because there is no collapse to nuclear densities in Type Ia SNe, there is no neutrino burst from them. Thus, although the photon luminosities of Type Ia's is comparable to that of Type II's, the Total energy released (including neutrinos) is much less in Type Ia's.

It is possible to distinguish between Type Ia and Type II SNe just from their light curves. This means they can be distinguised at large distances, even if they are too faint for good spectroscopy.

A last comment about stellar evolution. This process, by which hydrogen is converted into heavier elements in stars, and then returned to the ISM via stellar mass loss (stellar winds, planetary nebula ejection, supernovae) is the means by which the heavy elements in our bodies were produced. The carbon, oxygen, and calcium in our bodies were made in stellar interiors. And it is via the process of stellar evolution that this material found its way back out into space to form our planet.


Mündəricat

Accretion disk jets: Why do the disks surrounding certain objects, such as the nuclei of active galaxies, emit jets along their polar axes? These jets are invoked by astronomers to do everything from getting rid of angular momentum in a forming star to reionizing the universe (in active galactic nuclei), but their origin is still not well understood.

Accretion disks are a ubiquitous phenomenon in astrophysics active galactic nuclei, protoplanetary disks, and gamma ray bursts all involve accretion disks. These disks very often give rise to astrophysical jets coming from the vicinity of the central object. Jets are an efficient way for the star-disk system to shed angular momentum without losing too much mass.

The most spectacular accretion disks found in nature are those of active galactic nuclei and of quasars, which are thought to be massive black holes at the center of galaxies. As matter enters the accretion disc, it follows a trajectory called a tendex line, which describes an inward spiral. This is because particles rub and bounce against each other in a turbulent flow, causing frictional heating which radiates energy away, reducing the particles' angular momentum, allowing the particle to drift inwards, driving the inward spiral. The loss of angular momentum manifests as a reduction in velocity at a slower velocity, the particle must adopt a lower orbit. As the particle falls to this lower orbit, a portion of its gravitational potential energy is converted to increased velocity and the particle gains speed. Thus, the particle has lost energy even though it is now travelling faster than before however, it has lost angular momentum. As a particle orbits closer and closer, its velocity increases, as velocity increases frictional heating increases as more and more of the particle's potential energy (relative to the black hole) is radiated away the accretion disk of a black hole is hot enough to emit X-rays just outside the event horizon. The large luminosity of quasars is believed to be a result of gas being accreted by supermassive black holes. [3] Elliptical accretion disks formed at tidal disruption of stars can be typical in galactic nuclei and quasars. [4] Accretion process can convert about 10 percent to over 40 percent of the mass of an object into energy as compared to around 0.7 percent for nuclear fusion processes. [5] In close binary systems the more massive primary component evolves faster and has already become a white dwarf, a neutron star, or a black hole, when the less massive companion reaches the giant state and exceeds its Roche lobe. A gas flow then develops from the companion star to the primary. Angular momentum conservation prevents a straight flow from one star to the other and an accretion disk forms instead.

Accretion disks surrounding T Tauri stars or Herbig stars are called protoplanetary disks because they are thought to be the progenitors of planetary systems. The accreted gas in this case comes from the molecular cloud out of which the star has formed rather than a companion star.

In the 1940s, models were first derived from basic physical principles. [6] In order to agree with observations, those models had to invoke a yet unknown mechanism for angular momentum redistribution. If matter is to fall inwards it must lose not only gravitational energy but also lose angular momentum. Since the total angular momentum of the disk is conserved, the angular momentum loss of the mass falling into the center has to be compensated by an angular momentum gain of the mass far from the center. In other words, angular momentum should be transported outwards for matter to accrete. According to the Rayleigh stability criterion,

On one hand, it was clear that viscous stresses would eventually cause the matter towards the center to heat up and radiate away some of its gravitational energy. On the other hand, viscosity itself was not enough to explain the transport of angular momentum to the exterior parts of the disk. Turbulence-enhanced viscosity was the mechanism thought to be responsible for such angular-momentum redistribution, although the origin of the turbulence itself was not well understood. The conventional α -model (discussed below) introduces an adjustable parameter α describing the effective increase of viscosity due to turbulent eddies within the disk. [7] [8] In 1991, with the rediscovery of the magnetorotational instability (MRI), S. A. Balbus and J. F. Hawley established that a weakly magnetized disk accreting around a heavy, compact central object would be highly unstable, providing a direct mechanism for angular-momentum redistribution. [9]

Α-Disk model Edit

Using Kramers' law for the opacity it is found that

The Shakura–Sunyaev model assumes that the disk is in local thermal equilibrium, and can radiate its heat efficiently. In this case, the disk radiates away the viscous heat, cools, and becomes geometrically thin. However, this assumption may break down. In the radiatively inefficient case, the disk may "puff up" into a torus or some other three-dimensional solution like an Advection Dominated Accretion Flow (ADAF). The ADAF solutions usually require that the accretion rate is smaller than a few percent of the Eddington limit. Another extreme is the case of Saturn's rings, where the disk is so gas poor that its angular momentum transport is dominated by solid body collisions and disk-moon gravitational interactions. The model is in agreement with recent astrophysical measurements using gravitational lensing. [13] [14] [15] [16]

Magnetorotational instability Edit

Balbus and Hawley (1991) [9] proposed a mechanism which involves magnetic fields to generate the angular momentum transport. A simple system displaying this mechanism is a gas disk in the presence of a weak axial magnetic field. Two radially neighboring fluid elements will behave as two mass points connected by a massless spring, the spring tension playing the role of the magnetic tension. In a Keplerian disk the inner fluid element would be orbiting more rapidly than the outer, causing the spring to stretch. The inner fluid element is then forced by the spring to slow down, reduce correspondingly its angular momentum causing it to move to a lower orbit. The outer fluid element being pulled forward will speed up, increasing its angular momentum and move to a larger radius orbit. The spring tension will increase as the two fluid elements move further apart and the process runs away. [17]

It can be shown that in the presence of such a spring-like tension the Rayleigh stability criterion is replaced by

Most astrophysical disks do not meet this criterion and are therefore prone to this magnetorotational instability. The magnetic fields present in astrophysical objects (required for the instability to occur) are believed to be generated via dynamo action. [18]

Magnetic fields and jets Edit

Accretion disks are usually assumed to be threaded by the external magnetic fields present in the interstellar medium. These fields are typically weak (about few micro-Gauss), but they can get anchored to the matter in the disk, because of its high electrical conductivity, and carried inward toward the central star. This process can concentrate the magnetic flux around the centre of the disk giving rise to very strong magnetic fields. Formation of powerful astrophysical jets along the rotation axis of accretion disks requires a large scale poloidal magnetic field in the inner regions of the disk. [19]

Such magnetic fields may be advected inward from the interstellar medium or generated by a magnetic dynamo within the disk. Magnetic fields strengths at least of order 100 Gauss seem necessary for the magneto-centrifugal mechanism to launch powerful jets. There are problems, however, in carrying external magnetic flux inward towards the central star of the disk. [20] High electric conductivity dictates that the magnetic field is frozen into the matter which is being accreted onto the central object with a slow velocity. However, the plasma is not a perfect electric conductor, so there is always some degree of dissipation. The magnetic field diffuses away faster than the rate at which it is being carried inward by accretion of matter. [21] A simple solution is assuming a viscosity much larger than the magnetic diffusivity in the disk. However, numerical simulations, and theoretical models, show that the viscosity and magnetic diffusivity have almost the same order of magnitude in magneto-rotationally turbulent disks. [22] Some other factors may possibly affect the advection/diffusion rate: reduced turbulent magnetic diffusion on the surface layers reduction of the Shakura–Sunyaev viscosity by magnetic fields [23] and the generation of large scale fields by small scale MHD turbulence –a large scale dynamo. In fact, a combination of different mechanisms might be responsible for efficiently carrying the external field inwards towards the central parts of the disk where the jet is launched. Magnetic buoyancy, turbulent pumping and turbulent diamagnetism exemplify such physical phenomena invoked to explain such efficient concentration of external fields. [24]

When the accretion rate is sub-Eddington and the opacity very high, the standard thin accretion disk is formed. It is geometrically thin in the vertical direction (has a disk-like shape), and is made of a relatively cold gas, with a negligible radiation pressure. The gas goes down on very tight spirals, resembling almost circular, almost free (Keplerian) orbits. Thin disks are relatively luminous and they have thermal electromagnetic spectra, i.e. not much different from that of a sum of black bodies. Radiative cooling is very efficient in thin disks. The classic 1974 work by Shakura and Sunyaev on thin accretion disks is one of the most often quoted papers in modern astrophysics. Thin disks were independently worked out by Lynden-Bell, Pringle and Rees. Pringle contributed in the past thirty years many key results to accretion disk theory, and wrote the classic 1981 review that for many years was the main source of information about accretion disks, and is still very useful today.

A fully general relativistic treatment, as needed for the inner part of the disk when the central object is a black hole, has been provided by Page and Thorne, [25] and used for producing simulated optical images by Luminet [26] and Marck, [27] in which, although such a system is intrinsically symmetric its image is not, because the relativistic rotation speed needed for centrifugal equilibrium in the very strong gravitational field near the black hole produces a strong Doppler redshift on the receding side (taken here to be on the right) whereas there will be a strong blueshift on the approaching side. Due to light bending, the disk appears distorted but is nowhere hidden by the black hole.

When the accretion rate is sub-Eddington and the opacity very low, an ADAF is formed. This type of accretion disk was predicted in 1977 by Ichimaru. Although Ichimaru's paper was largely ignored, some elements of the ADAF model were present in the influential 1982 ion-tori paper by Rees, Phinney, Begelman and Blandford. ADAFs started to be intensely studied by many authors only after their rediscovery in the mid-1990 by Narayan and Yi, and independently by Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (who coined the name ADAF), and Regev. Most important contributions to astrophysical applications of ADAFs have been made by Narayan and his collaborators. ADAFs are cooled by advection (heat captured in matter) rather than by radiation. They are very radiatively inefficient, geometrically extended, similar in shape to a sphere (or a "corona") rather than a disk, and very hot (close to the virial temperature). Because of their low efficiency, ADAFs are much less luminous than the Shakura–Sunyaev thin disks. ADAFs emit a power-law, non-thermal radiation, often with a strong Compton component.


Videoya baxın: CAMPERVAN PROJECT - van inokom malaysia part 2 (Sentyabr 2021).