Astronomiya

Bir supernovadan əvvəl ulduzların daha solğun olacağı gözlənilirmi?

Bir supernovadan əvvəl ulduzların daha solğun olacağı gözlənilirmi?

Betelgeuse-un "huşunu itirməsi" ilə bağlı son xəbərlər və bunun bir supernovanın öncüsü ola biləcəyi barədə fərziyyələr ilə, bu şərh üçün nəzəri / müşahidə əsası varmı, yoxsa bunun çox oxumaq üçün bir vəziyyət olub olmadığını düşünürəm. daxili dəyişkən bir ulduzda ortalamadan böyük bir dəyişikliyə. Bir supernovaya hazırlaşarkən bir ulduz niyə xəfifləşə bilər?


Qaranlıq və ehtimal olunan bir supernova arasındakı əlaqə, parlaqlığın azalmasının, bir supernovadan dərhal əvvəlki illərdə / onilliklərdə / yüzilliklərdə atılan ulduz materialına görə ola biləcəyi şərhinə əsaslanır. Bu cür kütləvi itkiyə səbəb ola biləcək bir neçə mexanizm var (bax: slaydlar 24-25), bunlar da daxil olmaqla

  • ağırlıq dalğası ilə idarə olunan zərf itkisi (qırmızı superqantlarda, neon / oksigen nüvəsi yanması zamanı)
  • supernovadan bir neçə on il əvvəlki günlərdə cüt-qeyri-sabitliyə görə pulsasiyalar
  • təlatümlü püskürmələr ala parlaq mavi dəyişənlər

Daha sonra bunlar əvvəllər atılan süni ulduz materialı ilə qarşılıqlı əlaqələrdən yaranan dar xətlərlə Tip IIn supernovaya gətirib çıxarır. Əgər qaranlıq bu mexanizmlərdən hər hansı biri səbəbindən püskürən ətraf ulduz tozları ilə məhv olmaqdan qaynaqlanırsa, bu, bir gündən-bir ilədək bir zaman ölçüsündə bir supernovanın yaxınlaşması deməkdir.


Betelgeuse & # 39-un Qaranlıq Gizemi Nəhayət Çözüldü

Bu məqaləni bərpa etmək üçün Profilimə baxın, sonra qeyd olunan hekayələrə baxın.

Betelgeuse, 2019-cu ilin sonunda parlamağa başladı və parlaqlığı yüzdə 35-ə qədər azaldı, aprel ayında yenidən parlamadan əvvəl. Fotoşəkil: Galaxy Picture Library / Alamy

Bu məqaləni bərpa etmək üçün Profilimə baxın, sonra qeyd olunan hekayələrə baxın.

2019-cu ilin dekabrında astronomlar Orion bürcündə parlaq qırmızı bir ulduz olan Betelgeuse-in işığında qəribə, dramatik bir qaranlıq hiss etdilər. Fenomenə təəccübləndilər və bunun ulduzun supernovaya getməyə hazırlaşdığına dair bir işarə olub olmadığını merak etdilər. Bir neçə ay sonra, ən çox ehtimal olunan izahatları ikiyə qədər daraltmışdılar: ulduzun qısa müddətli soyuq yamağı və cənub səthində (günəş nöqtəsinə bənzəyir) və ya ulduzun Dünyadakı müşahidəçilər üçün daha xira göründüyü bir toz. Jurnalda dərc olunan yeni bir məqaləyə görə, indi cavabımız var Təbiət. Toz əsas günahkardır, lakin soyuq bir nöqtənin qısa müddətdə ortaya çıxması ilə əlaqələndirilir.

Bu hekayə əvvəlcə texnologiya xəbərləri, texnoloji siyasət təhlili, icmallar və daha çox məlumat üçün etibarlı bir qaynaq olan Ars Technica-da ortaya çıxdı. Ars, WIRED & # x27s ana şirkəti Condé Nast-a məxsusdur.

Ars & # x27 John Timmer'in keçən il bildirdiyi kimi, Betelgeuse, təxminən 700 işıq ili uzaqlıqdakı Yerə ən yaxın ulduzlardan biridir. Darıxdırıcı bir qırmızı parıldayıb genişləndiyi mərhələyə çatan köhnə bir ulduzdur, isti nüvənin xarici qatlarında yalnız bir cazibə qüvvəsi var. Ulduzda son dərəcə yavaş və nizamsız olsa da, ürək döyüntüsünə oxşar bir şey var. Vaxt keçdikcə ulduz səthinin böyüdükdən sonra yığıldığı dövrləri dövr edir.

Bu dövrlərdən biri kifayət qədər müntəzəmdir və başa çatdırmaq üçün beş il ərzində bir az vaxt lazımdır. Bunun üzərinə qat qatıla bilmək üçün bir ildən 1,5 ilə qədər bir müddət davam edən daha qısa, daha nizamsız bir dövrdür. Yerdəki teleskoplarla izləmək asan olsa da, bu dəyişikliklər ulduz işığında qaranlıq hadisəsi zamanı görülən dəyişiklikləri hesaba gətirəcək köklü dəyişikliklərə səbəb olmur.

2019-cu ilin sonlarında Betelgeuse o qədər qaraldı ki, fərq gözlə göründü. Qaranlıq davam etdi və 2020-ci ilin aprelində yenidən parlamadan əvvəl fevral ayının ortalarında parlaqlığı yüzdə 35 azaldı.

Nəhəngə işarə edən teleskoplar, parlaqlıqdakı səliqəli, vahid bir enişdən daha çox - Betelgeuse & # x27-lərin qeyri-bərabər paylandığını, ulduzdan dünyadan göründüyü zaman qəribə, büzülmüş bir forma verdiyini müəyyən edə bildi. Bəzi mütəxəssislər Betelgeuse & # x27s ölçüsü və yaşlı yaşı səbəbiylə qəribə davranışın meydana gəlməsində bir supernovanın bir əlaməti olduğunu düşünərək, nəhənglə nələrin baş verdiyinə dair bir çox sual yaratdı.

2020-ci ilin ortalarında astronomlar havalarını dəyişdirmişdilər. Beynəlxalq bir müşahidəçi qrupu, Hubble Kosmik Teleskopunu qaranlıq hadisəsindən əvvəl, sonra və sonra Betelgeuse-a yönəltdi. Bəzi vaxtında aparılan torpaq müşahidələri ilə birlikdə, bu UV məlumatları ulduzun yaxınlığında toz buludu meydana gətirən böyük bir burpanın ulduzun qaralmasına səbəb ola biləcəyini göstərdi.

& quot; Hubble ilə, ulduzun sönməsinə səbəb olan toz əmələ gəlmədən, ulduzun səthindən çıxıb atmosferdən çıxarkən materialı görə bildik və & quot; Harvard-Smithsonian Mərkəzinin astronomu Andrea Dupree dedi. Bu müşahidələri edən astrofizika. O, eyni zamanda yeni sənədin həmmüəllifidir.

Keçən ilki tapıntılar, ulduzun fotosfer olaraq adlandırılan xarici təbəqəsinin Betelgeuse-un qaralmasına başlamazdan əvvəl xarici tərəfə bərabər olmayan sürətlənməyə başladığını göstərdi. Fotoqrafiya pik nöqtəsində saniyədə 7 kilometrə yaxın hərəkət edirdi və ulduzun qaranlığı daha dramatikləşdikcə zahiri itələməni geri çevirdi.

Dupree və həmkarları, ulduzun adi dövrlərindən birində böyüdükcə, səthin bir hissəsi, ulduzun içərisindən səthinə keçən bir konveksiya hüceyrəsi sayəsində daha sürətlə sürətləndiyini irəli sürdülər. Birləşən bu iki hadisə, ulduzdan soyuduğu qədər ulduzdan kifayət qədər material çıxardı və ulduz yaratdı. Bu toz qaralmanın hesabını verə bilər.

Yeni Təbiət Avropa Cənubi Rəsədxanası və # x27s (ESO) Çox Böyük Teleskop (VLT) tərəfindən 2020-ci ilin yanvar və mart aylarında çəkilən şəkillər sayəsində kağız bu əvvəlki müşahidələrə genişlənir. & quotBir dəfə, bir ulduzun real vaxtda bir miqyasda dəyişdiyini göründük. həftələr, & quot; həmmüəllif, Paris Paris Observatoire'dan və Belçika'dan KU Leuven'den müəllif Miguel Montargès dedi.

Bu şəkillər, 2019-cu ilin yanvar və dekabr aylarında aparılan əvvəlki müşahidələrlə birlikdə, astronomların Dupree və həmkarlarının keçən ilki müşahidələri ilə uyğunlaşaraq birbaşa ulduz əmələ gəlməsinə şahid olmalarına imkan verdi. ESO qrupu, bir qaz balonunun atıldığı və ulduzun xaricindəki pulsasiya ilə daha çox itələdiyi qənaətinə gəldi. Səthdə bir konveksiya ilə idarə olunan soyuq bir yamaq meydana gəldikdə, yerli temperatur azalması daha ağır elementləri (silikon kimi) qatı toz halına gətirmək üçün kifayət etdi və cənub yarımkürəsində ulduzun parlaqlığını gizlədən tozlu bir örtük meydana gətirdi. Astronomlar, sərin ulduzlardan çıxan tozun bənzər bir şəkildə planetlərin təməl daşları halına gələ biləcəyini təxmin edirlər.

ESO qrupu, yaxınlaşmaqda olan supernova fərziyyəsini dəstəkləyən bir dəlil tapmadı. & quotPartlayıcı bir nəticənin olmaması məyusedici görünə bilər, lakin [bu] nəticələr yaxınlıqdakı bir ulduzun qısa bir göz qırpımını izah etməkdən kənara çıxır & quot; Washington Universiteti astronomu Emily Levesque (həmmüəllif deyil) onu müşayiət edən Təbiət şərhində yazdı. Qaranlıq əlamətləri göstərən digər qırmızı supergantsların perspektivini artırır. & quot; Ulduzların parlaqlığını zamanla izləməyə və ya ulduzların infraqırmızı spektrlərindəki tozun imzasını öyrənməyə yönəlmiş növbəti nəsil qurğular burada alınan dərsləri genişləndirmək üçün əvəzsiz ola bilər. & quot;

Bu yeni nəsil qurğulardan biri də 2026-cı ildə ilk işığa çıxması planlaşdırılan ESO & # x27s Son dərəcə Böyük Teleskopdur. həmmüəllif KU Leuven-dən Emily Cannon. & quot; Səthi birbaşa görüntüləmə yolu ilə həll edə biləcəyimiz qırmızı supergians nümunəsini də əhəmiyyətli dərəcədə genişləndirəcək və bu kütləvi ulduzların küləklərinin arxasındakı sirləri açmağa kömək edəcəyik. & quot;


Ölməyəcək Ulduz

Supernovalar, ulduzların partlaması minlərlə insan tərəfindən müşahidə edilmişdir. Və bütün hallarda, keçici astronomik hadisələr bu ulduzların ölümünə işarə etdi.

İndi UC Santa Barbara'daki astrofiziklər və Las Cumbres Rəsədxanasında (LCO) astronomlar əlamətdar bir istisna bildirdilər: 50 ildən çox bir müddətdə dəfələrlə partlayan bir ulduz. Nature jurnalında yayımlanan müşahidələri, bu kosmik fəlakətlər haqqında mövcud nəzəriyyələrə meydan oxuyur.

UC Santa Barbara'nın Fizika Bölməsində və LCO-da NASA Einstein postdoktorantı olan aparıcı müəllif Iair Arcavi, "Bu supernova, onların necə işlədiyini bildiyimizi düşündüyümüz hər şeyi pozur" dedi. "Bu, ulduz partlayışlarını araşdırarkən demək olar ki, on ildə qarşılaşdığım ən böyük tapmacadır."

İPTF14hls, 2014-cü ilin sentyabrında Caltech-in rəhbərlik etdiyi Palomar Transient Factory tərəfindən kəşf edildikdə, adi bir supernovaya bənzəyirdi. Ancaq bir neçə ay sonra, elmi qrup bir vaxtlar solğun düşən supernovanın daha da parlaqlaşdığını gördü. Daha əvvəl heç görmədikləri bir fenomen idi.

Normal bir supernova parlaqlığa çatır və 100 gün ərzində solur. Supernova iPTF14hls isə üç il ərzində ən az beş dəfə daha parlaq və qaranlıq böyüdü.

Alimlər arxiv məlumatlarını araşdırdıqda, 1954-cü ildə eyni yerdə bir partlayış sübutu tapdıqlarına təəccübləndilər. Bu ulduz bir şəkildə bu partlayışdan xilas oldu və 2014-cü ildə yenidən partladı. Araşdırmada müəlliflər partlayan ulduzun günəşdən ən azı 50 qat daha böyük və ehtimal ki daha böyük olduğunu hesabladılar.

UCSB-nin Kavli Nəzəri Fizika İnstitutunun direktoru həmmüəllif Lars Bildsten "Supernova iPTF14hls indiyə qədər görülən ən böyük ulduz partlayışı ola bilər" dedi. "Mənim üçün bu supernovanın ən diqqətçəkən tərəfi, uzun müddətdir, əvvəllər görmədiyimiz bir şey idi. Parlamağa davam edərkən hamımızı şübhə altına aldı." Bu səy çərçivəsində Bildsten, UC Berkeley astrofizik Dan Kasen ilə birlikdə bir çox mümkün izahı araşdırdı.

1954-cü ildəki əvvəlki partlayış, iPTF14hls-in pulsasiyaedici cüt-qeyri-sabitlik supernovasının ilk nümunəsi ola biləcəyini düşünərək əhəmiyyətli bir ipucu verdi. Nəzəriyyə, kütləvi ulduzların nüvələrinin o qədər isindiyinə görə enerjinin maddə və antimaddəyə çevrildiyini iddia edir. Bu, ulduzun xarici təbəqələrini uçuran və nüvəni salamat qoyan bir partlayışa səbəb olur. Belə bir proses son partlayışdan və sonradan qara dəliyə çevrilmədən əvvəl on illər ərzində təkrarlana bilər.

LCO-da supernova qrupuna rəhbərlik edən UCSB-nin köməkçi müəllimi Andy Howell, "Bu partlayışların yalnız ilk kainatda görüləcəyi və bu gün tükənməsi lazım idi" dedi. "Bu, bu gün də canlı olan bir dinozavr tapmaq kimidir. Əgər tapsaydınız, həqiqətən bir dinozavr olub-olmadığını soruşardınız."

Pulsasiyaedici cüt-qeyri-sabitlik nəzəriyyəsi bu hadisə üçün əldə edilmiş bütün məlumatları tam izah edə bilməz, çünki supernovanın buraxdığı enerji nəzəriyyənin proqnozlaşdırdığından çoxdur. Bu o deməkdir ki, iPTF14hls tamamilə yeni bir supernova növü ola bilər.

LCO-nun supernova qrupu, kəşf edildikdən üç il sonra parlaq qalan iPTF14hls-i izləməyə davam edir. Onların qlobal teleskop şəbəkəsi, tədqiqatçılara bir neçə il ərzində hər bir neçə gündə bir dəfə iPTF14hls müşahidə etməyə imkan verən bu tip davamlı müşahidə üçün özünəməxsus şəkildə hazırlanmışdır. Bu cür uzunmüddətli ardıcıl monitorinq bu çox qeyri-adi hadisənin öyrənilməsi üçün vacibdir.

"Qlobal teleskop şəbəkəsi olmasaydı, mövcud supernova nəzəriyyələrinə meydan oxuyan bu uzun və toplanmış məlumatlar üçün iPTF14hls-də nişanlar saxlaya bilməzdik" dedi. "Göyə belə bir quraşdırma imkan verdiyi yeni yollarla baxmağa davam edərək nə tapacağımızı gözləmək üçün səbirsizliklə gözləyirəm."


Astronomiya arayışı

-ISM qalaktikaların dinamikasını, kimyasını və təkamülünü anlamaq üçün də vacibdir.

-Trumpler daha uzaq qruplardakı ulduzların gözləniləndən daha zəif olduğunu aşkar edərək sadə bir tərs kvadrat qanununu meydana gətirdi

-ulduzlararası mühit ulduzları olduqlarından daha qırmızı görünməyə məcbur edir: Qırmızı rəng dəyişməz !!

-Elektronlar işığdan kifayət qədər enerji qazanarsa, olacaqlar
sərbəst elektronlar və hidrogen nüvələri (protonlar) qoyaraq atomu ləğv etdi. Bu ionlaşmış hidrogen qazıdır (HII).

-HII bölgəsi deyilən bu & quot; isti & quot; ionlaşmış ISM'nin sıxlığı və temperaturu var

-HII bölgə yaratmaq üçün elektronların ultrabənövşəyi fotonlar tələb edən hidrogen atomlarından tamamilə təmizlənməsi lazımdır

-İnsanlarda isti O, B, ulduzlarla əlaqələndirilir

-HII bölgələr görünən işıqda aşkar edilə bilər

-İsti qaz ISM-nin kiçik bir kütlə hissəsini təşkil edir, lakin böyük bir ulduzlararası həcm tutur

- Keçmişdə nüvə birləşməsi ilə başladı və gələcəkdə yanacaq tükənəcək

- cazibə daralması və istiləşmə yolu ilə sıx bir ISM-dən ulduz meydana gəlməsi mərhələsində başlayır (nüvə birləşməsi yoxdur)

- ulduzlar tez-tez fırlanır və ikili sistemdədir, həmçinin ətrafdakı qazı vurğulayır, bu da onları adətən görünən və rentgen işıqlarında çox dəyişkən edir

- daha çox kütləvi ulduzlar əvvəlcədən ardıcıllıqla daha qısa müddət keçirir

-Nüvənin temperaturu çatdıqdan sonra

- sabit hidrogen birləşməsi ulduzun özəyində alovlandığı üçün əsaslar: əsas ardıcıllıq, ulduzun mərkəzində hidrogen birləşməsi ilə hidrostatik tarazlığı saxladığı mərhələ kimi müəyyən edilir

- detallı təkamül yolu və ulduzların nəhayət & quot; taleyi & quot; onların kütləsi tərəfindən müəyyən edilir

- öz çəkisi cazibə enerjisi itkisi və digər düşən qaz hissəcikləri arasında toqquşma ilə istiləşmə səbəbi ilə ulduzlar dağılmağa davam edir

-Onlar & quot; soyuq & quot; olsalar da, proto-ulduzlar infared şəklində görünür

-daha çox kütləvi: daha qısa müddət ərzində əsas ardıcıllıqla qalın

- kütləsiz: daha uzun müddət əsas ardıcıllıqla qalın

-Helyum (əridilməyən) qalaqlandıqca, nüvədəki qaz təzyiqi cazibə qüvvəsi tərəfindən aşılacaqdır. Beləliklə, əsas müqavilə bağlanır və qızdırılır. (Helium hələ birləşdirmir)

- Bu helyum nüvəsi qızdırılmaq üçün müqavilə bağlayır və cazibə enerjisini buraxır.

-Helyum nüvəsinin xarici təbəqəsindəki hidrogen qaynaşmaq üçün kifayət qədər isti olur. (Helium nüvəsi hələ birləşdirilmir)

-Təsirli konveksiya (və ya qarışdırma) səbəbi ilə
ulduz hidrogen birləşmə qabığını əmələ gətirmir. Hidrogen bir helium nüvəsi yaratmaq üçün tükənir.

- Ulduz böyüdükcə soyuyur.
* Ulduz kimi bir günəşin ölçüsü artır

170R və səth istiliyi azalır

ulduz indi əsas ardıcıllıq ulduzu olduğundan daha sərin, lakin böyük ölçüsü olduğu üçün əsas ardıcıllığından daha parlaqdır. Bu o deməkdir ki, ulduz indi (qırmızı) nəhəng olan İR diaqramındakı əsas ardıcıllıqla yuxarıdan yuxarıya doğru & quot & quot & quot;

- qaz temperaturu helium nüvəsində (heliumu karbon və oksigenə çevirmək üçün) normal qaz təzyiqi yaratmaq üçün 100 mil K-yə çatdıqda

-elektron degenerasiya təzyiqi qazın istiliyindən asılı deyildir

-İndi həm hidrogen, həm də helium qabıqları qaynayır və ulduz yenidən qırmızı nəhəng olmaq üçün genişlənir və soyuyur (və ya qırmızı supergig)

-nüvəsi kütləsindən asılı olaraq karbon, oksigen, neon və ya maqneziumdan ibarət deyildir

- & lt1M kütləsi ilə nüvə bu ağır elementləri birləşdirəcək qədər isti bir temperatura çata bilməz

-İsti nüvə məruz qaldıqca saat diaqramının SOLuna doğru hərəkət edir

- isti, ulduz nüvəli, lakin karbon və ya oksigeni birləşdirəcək qədər isti deyil

-yüksək sıxlıq vəziyyəti, nüvə qaynaşması ilə istilik enerjisi verilməməsi, elektron degenerasiya təzyiqi vacib hala gəlir

-elektron degenerasiya təzyiqi, ulduzun hamısını hidrostatik tarazlıqda saxlamaq üçün daxili cazibəni tarazlaşdırmaq üçün daxili xarici təzyiqi təmin edir.

- nüvə büzülməyə davam edir və istilik 1 faktura K-dən yuxarı qalxır.

-Neon füzyonu oksigen və maqnezium istehsal edir --- & gt-Oksigen maqnezium, silikon və kükürd --- & gt & amp ilə 3 qanun K-də, silikon dəmir ilə qoruyur.

- protonlar və neytronlar arasında ən böyük bağlanma enerjisinə malik olan bütün elementlər arasında ən sabit nüvə

- dəmir nüvədə birləşmə reaksiyası yoxdur və degenerasiya olunmuş elektron təzyiqi kütləsi böyüməyə davam edərkən cazibə qüvvəsi ilə dağılmaqdan qoruyur.

-dəmir nüvəli kütlə çatdıqda

1.4M, nüvə çökərək neytron ulduzu və ya qara dəlik əmələ gətirir, ulduzun xarici təbəqələri supernova kimi partlayır.

- nüvə birləşməsi hidrogendən daha yüksək temperaturda irəlilədikdə, birləşmə nisbəti artır. Bu vaxt əridiləcək atomların sayı azalır.

- bu qədər yüksək parlaqlıq (& gt10000) ilə ulduz materialını ulduzun xarici təbəqələrindən sıxışdırmaq üçün böyükdür
** Bu nəhəng ulduzlar səthlərindən çox miqdarda xaric edirlər
ulduz küləkləri şəklində material

-supergiantlar bu atılan qazın sıx bir ulduz mühiti ilə əhatə olunmuşdur

- Kütləvi ulduzların inkişafı bir neçə fərqli mərhələni əhatə edən mürəkkəbdir, lakin ilk növbədə onların kütləsindən asılıdır

- partlama mexanizmləri və ya müşahidə xüsusiyyətləri ilə təsnif edilir

-Partlama mexanizmi ilə nəzəri təsnifatlar nüvə-çökmə və termonükleer supernovadır

- bütün böyük ulduzlar nəhayət bir nüvə çökən supernova kimi partlayır

-dəmir nüvə nüvə birləşməsini dayandıracaq və kütlə Chandrasekhar həddinə çatmaq üçün böyüyür

-Dəmir nüvə içəriyə düşür

0,1 saniyə, protonlar və elektronlar birləşərək neytron əmələ gətirir

- xarici nüvəli təbəqələrin düşən materialı bir milisaniyə ərzində geri dönür

10 ^ 57 (milyard x trilyon x trilyon x trilyon x trilyon)

-bu neytrinolar həyata keçirir

Partlayış enerjisinin 99% -i

-termonükleer partlayış ağ cırtdanı tamamilə məhv edir

-hidrogen birləşməsi yalnız ağ cırtdanın səthində baş verə bilər və ağ cırtdanın səth təbəqəsi partlayır, buna NOVA deyilir. --- & gt, çünki yalnız xarici təbəqələr partlayır. ağ cırtdan məhv deyil.

- işıq əyrisi ən yüksək parlaqlığa çatır və sonra bir neçə ayda rəvan silinir

- tip 1 supernova, ətraflı spektral xüsusiyyətlərinə görə 1a, 1b və 1c alt tiplərinə bölünür.

- tip 1b & amp 1c supernovalar tip 1a-dan daha zəifdir

- işıq əyrisi bir zirvəni göstərir (1b və amp 1c tiplərinə bənzər)

-bir çox tip II supernova işıq əyriləri bir plato göstərir

- Ulduzlararası mühiti kimyəvi cəhətdən zənginləşdirmək üçün əsas dəmir mənbəyi

-tip Ia-da hidrogen xətləri görülmür supernova bc. Ağ cırtdan nəsildə hidrogenlə zəngin bir qat yoxdur

- bütün növ qalaktikalarda ola bilər

- la supernova tipli krogenogenizatorlar & quotsame & quot kütləsi olan & quotsame & quot tip ulduzlardır (ağ cırtdanlar).
*partlama enerjisi, zirvə parlaqlığı və işıq əyrisi eynidir*

- tip la supernova, qalaktikalara qədər olan məsafələri ölçmək üçün standart şamlar kimi faydalıdır

- bunlar ən uzaq məsafələri ölçə biləcəyimiz ən parlaq şamlardır


Yəni bu həqiqətən baş verəcəkdir?

Bu, böyük sirrdir və ulduzun hazırkı davranışının maraqlı olmasının səbəblərindən biridir. Alimlər parlaqlığın sürətlə aşağı düşməsinin bir ulduzun tələf olmasına səbəb ola biləcəyindən şübhələnirlər.

"Ömrünün sonlarına yaxın kütləvi ulduzlar olduqları üçün dəli və şiddətli kütləvi itki yaşayırlar" deyir Nance. Teorik olaraq, atılan tozun hamısı, ölmək üzrə olan ulduzu kəfənləyə və qaralda bilər və supernovaya getməzdən əvvəl bizim baxışımızdan zəifləyir. Təcrübədə, ulduzların əsməzdən əvvəl ən qaranlıq olub-olmadığı hələ müəyyən deyil - heç kim həlak olan bir ulduzu ölməzdən əvvəl, sonra və ölümündən sonra hələ yaxından öyrənə bilməmişdir.


Betelgeuse partlayacaq? 'Misilsiz' Karartmadan Sonra Nəhəng Ulduz İndi Dəyişəndir

Orion bürcündə olan qırmızı supergian ulduz Betelgeuse, görünməmiş bir bürcdən keçdi. [+] qaranlıq. Ötən ilin sonunda ESO-nun Çox Böyük Teleskopunda SPHERE aləti ilə çəkilən ulduz səthinin bu təəccüblü görüntüsü, ulduzun niyə zəiflədiyini anlamaq məqsədi ilə aparılan müşahidə kampaniyasından çıxan ilk müşahidələrdən biridir. 2019-cu ilin yanvar ayında çəkilən görüntü ilə müqayisədə ulduzun nə qədər solduğunu və görünən formasının necə dəyişdiyini göstərir.

Bu gün yayımlanan Çili Cerro Paranal'daki Avropa Cənubi Rəsədxanasının Çox Böyük Teleskopundan (VLT) istifadə edilən möhtəşəm yeni şəkillər, qırmızı supergian ulduz Betelgeuse-un sadəcə qaranlıq olmadığını, eyni zamanda şəklini dəyişdirdiyini də ortaya qoyur.

Orion bürcündəki ulduz 2019-cu ilin sonlarından bəri gözə çarpan dərəcədə solur və indi normal parlaqlığının yalnız 36% -ni təşkil edir. Astronomlar və təcrübəli ulduzqazanlar fərqi asanlıqla görə bilirlər və bu da onların danışmasına səbəb olur. ulduzun supernovaya çevrilməsi şansı barədə.

Qaranlıq Betelgeuse-da ulduza səbəb ola biləcək bir dəyişiklik ilə əlaqələndirilirmi? Bu ssenaridə, Betelgeuse’un partlaması bir neçə ay ərzində dolunay kimi parıldaması mənasına gələ bilər.

Bəs niyə qaraldı? Belçikadakı KU Leuven-in astronomu Miguel Montargès-in rəhbərlik etdiyi bir qrup dekabr ayından bəri ESO’nun Çox Böyük Teleskopu ilə ulduzu müşahidə edir. Komandanın ilk müşahidələri arasında görünən işıqda Betelgeuse səthinin bu təəccüblü yeni şəkli (yuxarıda, əsas şəkil) var. Keçən ilin sonunda teleskopun SPHERE aləti ilə çəkilmişdir.

Şanslı olaraq, eyni komanda Betelgeuse’u 2019-cu ilin yanvarında qaranlıq başlamazdan əvvəl - görünən işıqda və eyni teleskopdan istifadə edərək fotoşəkil çəkdirdi və bu videoda əvvəl və sonrakı müqayisələrini onlara əvəzsiz verdi.

Elm adamları deyirlər ki, 29 Ağıllı Əcnəbi Sivilizasiyalar Onsuz da Bizi Görmüş ola bilər

İzah edildi: Niyə bu həftənin ‘çiyələk ayı’ bu qədər aşağı, bu qədər gec və parlaq olacaq

İnsan Maqnetizmi, Peyvəndləri və COVID-19-un Ardınca Süzülməmiş Həqiqət

Videoda ulduzun nə qədər solduğunu, eyni zamanda görünən formasının necə dəyişdiyini göstərir. Bəs nə baş verir? "Çalışdığımız iki ssenari müstəsna ulduz fəaliyyəti və ya bizə qarşı toz atma səbəbi ilə səthin soyumasıdır" deyir Montargès. "Əlbəttə ki, qırmızı supergians haqqında məlumatımız yarımçıq qalır və bu hələ davam edən bir işdir, buna görə də sürpriz hələ də ola bilər."

Betelgeuse-un 650 ilə 700 işıq ili arasında olduğu və ulduzun günəş kütləsindən 15-20 dəfə çox olduğu düşünülür. Kütlə Betelgeuse-un inkişaf mərhələsində olduğunu hesablamaqda böyük bir fərq yaradır.

Dekabr 2019-cu ildə Betelgeuse ətrafındakı toz tərəfindən yayılan infraqırmızı işıq. [+] ESO’nun Çox Böyük Teleskopunda VISIR aləti.

ESO / P. Kervella / M. Montargès et al., Etiraf: Eric Pantin

Əsasən, Betelgeuse-un qaranlığı və “yeni” görünən forması hamısı toz altındadır.

Budur, başqa bir dramatik yeni görüntü (yuxarıda) - istilik kameraları tərəfindən təsbit edilən işığa bənzər bir işıq dalğası uzunluğunda - 2019-cu ilin dekabrında da çəkilmişdir. Çox böyük teleskopda VISIR aləti ilə çəkilmiş və infraqırmızı işığın yayıldığını göstərir. Betelgeuse ətrafındakı tozla. Fransadakı Paris Rəsədxanasından Pierre Kervella'nın rəhbərlik etdiyi bir qrup tərəfindən alındı. Ulduz materialı yenidən kosmosa tökdükdə toz buludları əmələ gəlir, astronomlar Betelgeuse-un etməyə meyilli olduğunu bilirlər. Bu səbəbdən Betelgeuse-in dəfələrlə qaranlıq olduğu bilinir, baxmayaraq ki, heç vaxt indiki qədər qaralmır.

Bu gün yayımlanan bu videoda Betelgeuse-un səthini - görüntünün ortasındakı kiçik qara nöqtəni də görə bilərsiniz.

"Betelgeuse kimi qırmızı supergians, ömürləri boyu supernova kimi partlamadan əvvəl çox miqdarda maddə yaradır və xaric edirlər" dedi KU Leuven'in qırmızı supergerlərin şəkilləri ilə işləyən doktorantı Emily Cannon. "Müasir texnologiya, yüzlərlə işıq ili uzaqlıqdakı bu obyektləri, kütləvi itkisini tetikleyen şeyin sirrini açma imkanı verən görünməmiş bir təfərrüatla araşdırmağımızı təmin etdi."

Betelgeuse-un bizdən uzaq olması o deməkdir ki, 14-cü əsrdə olduğu kimi görürük, əgər artıq supernova getmişsə, o zaman hələ də işığın bizə tərəf getməsini gözləyirik. Bu, gecə səmasında hər şeyin "keçmişdə" olduğu üçün doğrudur. Yəni Betelgeuse sözün əsl mənasında "bu günümüz" əsnasında partlasaydı (özü Yerlə əlaqəli bir konsepsiya), bunu 27-ci əsrin Yer üzünün insanları görərdi.

Betelgeuse, ümumiyyətlə gecə səmasında on birinci parlaq ulduzdur, lakin son vaxtlar bu iddianı itirdi. Supernovaya gedəcəkmi? Bəli, tamamilə olacaq. Nə vaxt? Növbəti 100.000 ildə. Kosmik baxımdan bu artıq bir saniyədir.


Orionun kəmərini və parlaq ulduzlarını gəzmək

Bir çox mədəniyyət, Orionun qurşağını işarələyən üç bərabər məsafəli ulduzun fərqli cərgəsinə əhəmiyyət vermişdir. Skandinaviya ölkələri bir qarışıqlıq, bir tarak və bir qılınc gördülər. Əsasən katolik ölkələr onu Üç Məryəm (Yeni Əhdi) olaraq adlandırırdılar. Orta Şərqdə üç padşahı və ya Magi gördülər. Çində, The Weighigh Beam, and Three Ulduz kimi tanınırdı. Əslində, müvafiq Çin xarakterinin üst hissəsində & # 21443 (sh & # 275n) üç ulduzu təmsil edən üç eyni simvol var. Şimali Amerikada, Lakota, ətrafdakı ulduzlar və yaxınlıqdakı bürclərin qış səmasında böyük bir bizonun qalan hissəsini meydana gətirdiyi üçün, Bizonun Onurğası adlandırdı.

Qış soyuqluğu ilə üzləşmək istəsəniz, açıq bir axşam telefonunuzu və ya planşetinizi və astronomiya tətbiqetməni çöldə gətirin və aşağıda göstərilən ulduzları və əşyaları tapmaq üçün istifadə edin. Bir həyət teleskopu sizə obyektlərin çoxunu göstərəcəkdir. Yoxsa SkySafari 5 kimi bir tətbiq ilə bürcləri içəridə gəzə bilərsiniz. Sadəcə obyektləri adlarına görə axtarın, tətbiqetmə mərkəzinə qoyun və tam rəngli olduqlarını görmək üçün böyüdün. Tarixi və elmi təfərrüatları, habelə həvəskar astronomların və böyük rəsədxanaların çəkdiyi əlavə şəkilləri gündəmə gətirmək üçün Məlumat seçimindən istifadə edin.

Şərqdən qərbə (Şimali Yarımkürədəki göyə baxaraq soldan sağa) Orionun üç kəmər ulduzu Alnitak, Mintaka və Alnilam adlanır. Bir teleskopda Alnitakın (ərəbcə "qurşaq" deməkdir) ikiqat olduğu, daha ulduzunun təxminən 820 işıq ili uzaqlıqda və ultrabənövşəyi şüalarda güclü parıldayan mavi bir nəhəng olduğu ortaya çıxır. Səthinin istiliyi 55.340 Fahrenhayt dərəcəsi olan 31.000 kelvin və mdashdır! (Müqayisə üçün, incə sarı günəşimiz sadəcə 6200 K & mdash 10.700 dərəcə F.) Astrofotoqrafçılar Alnitak ətrafını sevirlər. Məşhur At Başı Dumanlığı və Alov Dumanı adlanan başqa birisi də daxil olmaqla, möhtəşəm qaz buludları və dumanlıqlarla yüklənmişdir. Möhtəşəm obyektləri öz gözlərinizlə görmək üçün çox böyük bir teleskopa ehtiyacınız var, ancaq astronomiya tətbiqiniz onları axtarmağa və tam rəngli şəkillər göstərməyə imkan verəcəkdir. [Pul üçün ən yaxşı teleskoplar - 2017 Rəylər və Bələdçi]

Kəmərin orta ulduzu Alnilam adlanır, yəni "inci ipi" deməkdir. Digər iki kəmər ulduzundan təqribən 1,5 dəfə çox uzaqlıqda olan başqa bir böyük və çox isti, mavi-ağ ulduz. Sürətlə qocalır və hidrogen tədarükünün sonuna yaxınlaşan bu ulduzun qırmızı bir süper nəhəng olacağı və hər an bir supernovanın öncüsü olacağı gözlənilir. Əslində, ulduzun Yerdən 1300 işıq ili uzağında yerləşdiyini nəzərə alsaq (görməyimizə uyğun bir gecikmə ilə), bu artıq baş vermiş ola bilər!

Mintaka ("kəmər") adlanan üçüncü və ən qərbdəki ulduz, teleskopla baxıldığında ikiqat ulduzdur. Əslində Mintaka olaraq gördüyümüzü təşkil edən ən azı dörd ulduz var, digərləri isə yalnız spektroskopiya ilə aydın olur. Ən parlaq birinin ulduzun parlaqlığı ilə fərqlənməsinə səbəb olan tutulan ikili konfiqurasiyada hər 5.73 gündə bir dövrə vuran bir ortağı var. Bu ulduzlar həm də təxminən 900 işıq ili məsafədə oturan isti, mavi nəhənglərdir. Diqqətlə baxsanız, Mintaka, həqiqətən, Alnitak və Alnilamdan bir qədər qaranlıqdır.

Kəmərinin yuxarı sol tərəfində, çox parlaq, narıncı ulduz Betelgeuse, Orionun şərq çiynini işarələyir. Bütün gecə səmasında doqquzuncu ən parlaq ulduz olan Betelgeuse, təqribən 500 işıq ili məsafədə yerləşən qırmızı bir fövqəladədir. Müqayisə üçün bu ulduz Günəş sistemimizdə olsaydı, Merkuri'dan Marsa qədər olan bütün daxili planetlər ulduzun içində olardı! Betelgeuse günəşimizdən xeyli cavan olmasına baxmayaraq, dramatik şəkildə daha tez yetişən bir ulduz növüdür və beləliklə də astronomlar ömrünün sonuna yaxınlaşdığını və Tip II supernova kimi partlayacaq qədər böyük olduğunu düşünürlər. İndi gördüyümüz işığın 500 il əvvəl ulduzu tərk etdiyini nəzərə alsaq, artıq partlamış ola bilər!

Orion kəmərinin sağ alt hissəsində isti, mavi ulduz Rigel oturur. Dünyadakı perspektivimizə görə, Betelgeuse qədər parlaq görünür, lakin daha uzaqdır və mdash deməkdir ki, daha çox işıq saçır. Rigel də səth istiliyi 12.000 kelvin (21.140 dərəcə F və ya 11.727 dərəcə C) ilə yanan süper bir ulduzdur! Yaxşı bir teleskopda Rigelə çox yaxın bir kiçik yol yoldaşı ulduzu görülə bilər. Ərəb dilində Rigel "böyükün ayağı" deməkdir. Çində Rigel & # 21442 & # 23487 & # 19971 (S & # 257ns & ugrave Q & # 299, "The Three Stars of Seventh") kimi tanınır.

Orionun qərb çiynində əfsanə döyüşçü qadınlarının adını daşıyan "Amazon Star" olaraq tərcümə olunan parlaq ulduz Bellatrix qeyd olunur. Bellatrix təqribən 240 işıq ili uzaqlıqdadır və çox isti 21.500 kelvində (38.240 dərəcə F və ya 37.967 dərəcə C) yanır. Onun da həyat dövrü yaxşı gedir və tezliklə növbəti təkamül mərhələsinə girəcəyi və narıncı bir nəhəng olacağı gözlənilir. (Həyatlarının son mərhələləri başladıqca, ulduzlar əvvəlcə şişir və narıncı nəhəng olur. Sonrakı müddətdə daha da qızarır və daha da şişir.) Orionun çiyinlərinin üstündə və arasında 1305 işıq ili uzaqlıqdakı açıq bir ulduz dəstəsi var. başını işarələyir. Ən parlaq ulduz Meissa ("Parlayan biri") adlanır. Onlardan daha yaxşı istifadə etmək üçün durbin və ya teleskop istifadə edə bilərsiniz və nə qədər saya biləcəyinizi görün. [Mobil Tətbiqlərin köməyi ilə Zəhmli Dürbün Astronomiyası]

Vücudumuzun, qərb ayağının və ya dizinin Orionun dövrəsini tamamlamaq, adsız qalan ulduz Saiphdir ("Nəhəng Qılınc"). 26.500 kelvində (47.240 dərəcə Fahrenheit və ya 26.227 Selsi) yanan başqa bir isti, mavi-ağ ulduz, eyni zamanda qəhvəyi köhnə qırmızı supergigana keçməyə yaxınlaşır.

Orionun paltosu, aslan dərisi və ya qalxan, bürcün qərb tərəfinə yuxarı və aşağı uzanan təxminən doqquz ulduzdan ibarət əyri bir xəttdən ibarətdir. Telin ortasındakı ən parlaq ulduz Tabit ("Dözən") adlanır. Bürcün əks tərəfində ucalan klub Samanyolu'na dalır. Daha yüksək göründükcə ulduz cütlərinin klubu genişləndirdiyini görəcəksən. Dürbünü istifadə edərək, orada zəngin ulduz sahələrini görə biləcəksiniz.

Orionun ulduzları digər səma işarələrinə işarə edir. Kəmər ulduzlarının qərbə doğru uzanması Torosdakı parlaq-narıncı ulduz Aldebaran-a aparır. Qolunuzu uzadıb yumruğunuzun iki diametrini əks istiqamətdə ölçün, Canis Major bürcündə bütün gecə səmasında ən parlaq ulduz olan Siriusa rast gəlin. Bellatrix-dən Betelgeuse-a çəkilmiş bir xətt çəkdiyinizi xəyal edirsinizsə, bu Siriusun parlaq köpəyi, ulduzu Procyonu göstərəcəkdir. Rigeldən Betelgeuse-dən yuxarı bir xətt əkiz olan Əkizlər bürcünün başları Castor və Pollux-a uyğun gələn iki ulduza aparır.


Betelgeuse-də nə baş verir?

Astronomlar göydəki ən parlaq ulduzlardan biri olan Oriondakı Betelgeuse-un qaralması ilə təəccüblənirlər.

Hertzsprung-Russell (H-R) Diaqram parlaqlığı və temperaturu təsvir edir.

Həvəskar astronomlar, Orion bürcündə sağ çiyin olan Betelgeuse-i tanımağı tez bir zamanda öyrənirlər. Bir ulduza böcək suyu adı verilə biləcəyi ilk qəhqəhədən keçdikdən sonra (daha doğrusu, betel-jooz, an Arabic name also amusing, meaning ‘armpit of Orion’), the new astronomer learns it is a red giant star 650 light-years away. Astrophysics students learn that red giants are fated to blow up as supernovas, according to stellar evolution theory. They learn the Hertzsprung-Russell diagram that astronomers use to connect the dots between star types, showing how one type evolves into another over billions of years. The diagram was not made for stellar evolution theory, though it was merely a diagram to conveniently graph luminosity to temperature. Stellar evolution theory followed later.

However, astronomers are not quite sure about the recent observations of the famous red giant. Evan Gough at Universe Today has been following the news about unexpected dimming out there:

Betelgeuse is Continuing to Dim! It’s Down to 1.506 Magnitude (Universe Today, Jan 22).

Betelgeuse keeps getting dimmer and everyone is wondering what exactly that means. The star will go supernova at the end of its life, but that’s not projected to happen for tens of thousands of years or so. So what’s causing the dimming?

Betelgeuse Just Keeps Getting Dimmer, And We Have No Idea Why (Universe Today , Jan 23). Theory tells us that red giants will swell outward, then collapse.

Or could it be something else? We know a lot about stars, but we don’t know everything. We’ve also never been able to observe any other red super-giants the way we can with Betelgeuse.

Scientists enjoy a good surprise, because it usually means more discoveries are coming. It also relieves boredom of thinking everything has already been figured out. Some are wondering if we are about to see a close-by supernova explosion that could rival the moon in brightness. Others are considering more mundane explanations, that maybe interstellar clouds are interfering and causing the dimming. Some stars are known to undergo cycles of brightening and dimming, but usually not red giants like Betelgeuse unless they are near the end of their lives.

Our sun is a speck compared to the red supergiants.

Betelgeuse: star’s weird dimming sparks rumours that its death is imminent (Daniel Brown, astronomer, at Söhbət). It could explode now or any time in the next 100,000 years, Brown says.

But this current substantial dimming edir not necessarily a sign of its imminent death. That’s because, at this stage, we do not know enough about how a star’s brightness develops before such an event. That said, this makes Betelgeuse rather interesting for astronomers.

If it did occur, it would become the brightest supernova ever observed. In a matter of days, it would become as bright as the full moon, be visible during day time and be bright enough at night to cast shadows on Earth.

Nobody knows what will happen, if anything. If Betelgeuse were to explode, it would raise questions about why we are around at this time to witness such a rare phenomenon. But it would also be an opportunity to learn more about supernovas, and compare the observations with models.

Betelgeuse, the “armpit of Orion” is a familiar sight in the winter sky. Photo by David Coppedge

Update 2/26/2020: Təbiət says that Betelgeuse has started to brighten up again. Many stars are cyclical. Perhaps Betelgeuse has several modes of oscillation.

Stellar Evolution Theory Evolves

Astronomers divide supernovas into various types and subtypes (e.g., Type 1a, thought to represent material from a binary system falling onto a white dwarf). Type 1a supernovas have been important “standard candles” for measuring vast distances in space, but occasionally corrections need to be made to fit observations with theory. These articles show that theories are never finished:

Modeling a superluminous supernova (Elm Magazine). Keith Smith says, “Superluminous supernovae can be up to 100 times brighter than normal supernovae, but there is no consensus on how such bright transients are produced.” He presents a recent model correction to explain this type.
Mysteriously bright supernova may have smashed up a huge gas cloud (New Scientist). Leah Crane shows how theories need to evolve to fit “weird” situations and “strange variants” of supernova types that astronomers thought they understood.

The sort of supernova that creates enough iron to match this one is called a type Ia, but those are adətən 100 times dimmer than SN 2006gy. The best way the researchers found to make a type Ia supernova 100 times brighter is for it to slam into a cloud of material as it explodes, converting the kinetic energy of the blast into light.

The scenario that Jerkstrand and his team found that best matches SN 2006gy starts with a pair of stars orbiting one another in a shared cloud of gas. As the two spiralled towards one another, the gas was blown off, creating a cloud around the stars. When they collided, they blew up and the blast crashed through that cloud in an explosion of light.

“Scenarios” are stories trying to compare theory to observations, but if the observations cannot be made, the scenario is little more than an idle tale. As one astronomer quipped, ‘No observation should be considered valid until it has been confirmed by theory.” (That’s backward, folks.)

Theories of stars can be very sophisticated, with detailed mathematical equations describing their structure and expected behavior. Still, a model is only a simulation of reality – not reality itself. In astrophysics, unlike in biological evolution “scenarios,” scientists can apply known physical laws to the observations. They can try to refine their models, but never reach absolute certainty. “Strange variants” continue to arise. When enough anomalies arise within a paradigm, a scientific revolution may follow.

Nobody knows what will happen to Betelgeuse, but it’s intriguing to observe it and try to understand it. That’s a legitimate human enterprise. Invoking unseen occult forces is not.


The Stars

What are Stars?

A star is a massive, luminous sphere of plasma held together by gravity. The nearest star to Earth is the Sun, which is the source of most of the energy on the planet. Some other stars are visible from Earth during the night when they are not obscured by clouds or other atmospheric phenomena, appearing as a multitude of fixed luminous points because of their immense distance. Historically, the most prominent stars on the celestial sphere were grouped together into constellations and asterisms, and the brightest stars gained proper names. Extensive catalogues of stars have been assembled by astronomers, which provide standardized star designations.

Billions of Stars in the Universe!

The observable universe consists of the billions of galaxies (and hence billions of stars) and other matter that can, in principle, be observed from Earth in the present day—because light (or other signals) from those objects has had time to reach the Earth since the beginning of the cosmological expansion. Assuming the universe is isotropic, the distance to the edge of the observable universe is roughly the same in every direction. That is, the observable universe is a spherical volume (a ball) centered on the observer, regardless of the shape of the universe as a whole. Every location in the universe has its own observable universe, which may or may not overlap with the one centered on Earth.

Based on current estimates, there are between 200 – 400 billion stars in our galaxy (The Milky Way). There are possibly 100 billion galaxies in the Universe. So taking the average of our galaxy, gives approximately 3 x 1024 stars. So about 3 septillion. This has been equated to the same number of grains of sand that are on Earth!

The newest estimates gained by the Hubble space telescope places the estimate of 500 billion Galaxies each with about 300 billion stars for each galaxy.

A star-forming region in the Large Magellanic Cloud. NASA/ESA image

Basic Facts about Stars

For at least a portion of its life, a star shines due to thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core, releasing energy that traverses the star’s interior and then radiates into outer space. Once a star’s hydrogen is nearly exhausted, almost all naturally occurring elements heavier than helium are created, either via stellar nucleosynthesis during their lifetimes or by supernova nucleosynthesis when very massive stars explode. Near the end of its life, a star can also contain a proportion of degenerate matter. Astronomers can determine the mass, age, metallicity (chemical composition), and many other properties of a star by observing its motion through space, luminosity, and spectrum respectively. Ulduzun ümumi kütləsi onun təkamülünün və son taleyinin əsas müəyyənedicisidir. Other characteristics of a star are determined by its evolutionary history, including diameter, rotation, movement and temperature. A plot of the temperature of many stars against their luminosities, known as a Hertzsprung–Russell diagram (H–R diagram), allows the age and evolutionary state of a star to be determined.

Betelgeuse is a red supergiant star approaching the end of its life cycle. Image courtesy of NASA

How Stars are Born

A star begins as a collapsing cloud of material composed primarily of hydrogen, along with helium and trace amounts of heavier elements. Ulduz nüvə kifayət qədər sıx olduqda, hidrogen nüvə birləşməsi yolu ilə helyuma çevrilir və bu müddətdə enerjini sərbəst buraxır. The remainder of the star’s interior carries energy away from the core through a combination of radiative and convective processes. The star’s internal pressure prevents it from collapsing further under its own gravity.

Star Birth: Carina Nebula, a sprawling and complex Escher-like region of gas and dust about 7500 light years away. It’s the scene of chaotic star birth and death, slammed and reslammed by winds from stars being born and others busy blowing up. Image courtesy of NASA

Death of Stars

Once the hydrogen fuel at the core is exhausted, a star with at least 0.4 times the mass of the Sun expands to become a red giant, in some cases fusing heavier elements at the core or in shells around the core. The star then evolves into a degenerate form, recycling a portion of its matter into the interstellar environment, where it will form a new generation of stars with a higher proportion of heavy elements. Meanwhile, the core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or (if it is sufficiently massive) a black hole.

The Star Explodes!

A supernova is a stellar explosion. Supernova are extremely luminous and cause a burst of radiation that often briefly outshines an entire galaxy, before fading from view over several weeks or months. During this short interval a supernova can radiate as much energy as the Sun is expected to emit over its entire life span. The explosion expels much or all of a star’s material at a velocity of up to 30,000 km/s (10% of the speed of light), driving a shock wave into the surrounding interstellar medium. This shock wave sweeps up an expanding shell of gas and dust called a supernova remnant.

The Star Explodes! The Crab Nebula, remnants of a supernova that was first observed around 1050 AD. Image courtesy of NASA

The Star becomes a White Dwarf!

A white dwarf, also called a degenerate dwarf, is a stellar remnant composed mostly of electron-degenerate matter. They are very dense a white dwarf’s mass is comparable to that of the Sun, and its volume is comparable to that of the Earth. Its faint luminosity comes from the emission of stored thermal energy.

A white dwarf star in orbit around Sirius (artist’s impression). Image courtesy of NASA

The Star becomes a Neutron Star

A neutron star is a type of stellar remnant that can result from the gravitational collapse of a massive star during a Type II, Type Ib or Type Ic supernova event. Such stars are composed almost entirely of neutrons, which are subatomic particles without net electrical charge and with slightly larger mass than protons. Neutron stars are very hot and are supported against further collapse by quantum degeneracy pressure due to the phenomenon described by the Pauli exclusion principle. This principle states that no two neutrons (or any other fermionic particles) can occupy the same place and quantum state simultaneously.

A very small dense star that is composed mostly of tightly-packed neutrons (neutronium). Image courtesy of NASA

The Star becomes a Black Hole

A black hole is a region of spacetime from which gravity prevents anything, including light, from escaping. Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi kifayət qədər yığcam bir kütlənin bir qara dəlik meydana gətirmək üçün boşluq zamanını deformasiya edəcəyini proqnozlaşdırır. Around a black hole, there is a mathematically defined surface called an event horizon that marks the point of no return. The hole is called “black” because it absorbs all the light that hits the horizon, reflecting nothing, just like a perfect black body in thermodynamics. Quantum field theory in curved spacetime predicts that event horizons emit radiation like a black body with a finite temperature. Bu temperatur qara dəliyin kütləsi ilə tərs mütənasibdir və bu ulduz kütləsindəki qara dəliklər üçün bu radiasiyanın müşahidə olunmasını çətinləşdirir.

Gravitational collapse occurs when an star’s internal pressure is insufficient to resist the object’s own gravity. For stars this usually occurs either because a star has too little “fuel” left to maintain its temperature through stellar nucleosynthesis, or because a star that would have been stable receives extra matter in a way that does not raise its core temperature. In either case the star’s temperature is no longer high enough to prevent it from collapsing under its own weight. The collapse may be stopped by the degeneracy pressure of the star’s constituents, condensing the matter in an exotic denser state. The result is one of the various types of compact star. The type of compact star formed depends on the mass of the remnant—the matter left over after the outer layers have been blown away, such from a supernova explosion or by pulsations leading to a planetary nebula. Note that this mass can be substantially less than the original star—remnants exceeding 5 solar masses are produced by stars that were over 20 solar masses before the collapse.

If the mass of the remnant exceeds about 3–4 solar masses — either because the original star was very heavy or because the remnant collected additional mass through accretion of matter—even the degeneracy pressure of neutrons is insufficient to stop the collapse. No known mechanism (except possibly quark degeneracy pressure, see quark star) is powerful enough to stop the implosion and the object will inevitably collapse to form a black hole.

The gravitational collapse of heavy stars is assumed to be responsible for the formation of stellar mass black holes. Star formation in the early universe may have resulted in very massive stars, which upon their collapse would have produced black holes of up to 103 solar masses. These black holes could be the seeds of the supermassive black holes found in the centers of most galaxies.

While most of the energy released during gravitational collapse is emitted very quickly, an outside observer does not actually see the end of this process. Even though the collapse takes a finite amount of time from the reference frame of infalling matter, a distant observer sees the infalling material slow and halt just above the event horizon, due to gravitational time dilation. Light from the collapsing material takes longer and longer to reach the observer, with the light emitted just before the event horizon forms delayed an infinite amount of time. Thus the external observer never sees the formation of the event horizon instead, the collapsing material seems to become dimmer and increasingly red-shifted, eventually fading away.

Simulated view of a black hole (center) in front of the Large Magellanic Cloud. Note the gravitational lensing effect, which produces two enlarged but highly distorted views of the Cloud. Across the top, the Milky Way disk appears distorted into an arc. Image courtesy of Wikipedia

Stars of all Sizes!

A size comparison between known planets, our sun, and other stars. Image courtesy of Wikipedia

Stellar Evolution: The Life Cycle of Stars

The cycle of a star – from birth to death to rebirth. Image courtesy of Wikipedia.


Əsas anlayışlar və xülasə

A supernova occurs on average once every 25 to 100 years in the Milky Way Galaxy. Despite the odds, no supernova in our Galaxy has been observed from Earth since the invention of the telescope. However, one nearby supernova (SN 1987A) has been observed in a neighboring galaxy, the Large Magellanic Cloud. The star that evolved to become SN 1987A began its life as a blue supergiant, evolved to become a red supergiant, and returned to being a blue supergiant at the time it exploded. Studies of SN 1987A have detected neutrinos from the core collapse and confirmed theoretical calculations of what happens during such explosions, including the formation of elements beyond iron. Supernovae are a main source of high-energy cosmic rays and can be dangerous for any living organisms in nearby star systems.


Videoya baxın: Bütün Kainatın Ən SEHİRLİ və MARAQLI 7 Planeti (Sentyabr 2021).