Astronomiya

Mümkün ulduz yanacaqları hansılardır?

Mümkün ulduz yanacaqları hansılardır?

Həmişə bir ulduz üçün yeganə yanacağın helyuma qovuşan hidrogen olduğunu düşünürdüm.

Ancaq burada ASO-da bəzi sualları və cavabları oxuyarkən "Bu balans ulduz mövcud yanacağı nə qədər tükənənə qədər nisbətən sabit qalır" kimi ifadələr gördüm.

Hidrogendən başqa bir ulduzun özəyindəki mümkün yanacaqlar nələrdir?


Bir ulduz qocalmağa və hidrogen tədarükünü tükəndirdikdə, temperatur helyumu karbona birləşdirməyə başlayacaq qədər yüksələnə qədər içəridə təzyiq artacaq. Ulduz kifayət qədər böyükdürsə, hər dəfə daha ağır elementlərdən istifadə edərək bu proses davam edəcəkdir.

Ulduz füzyonun bu əlaqəsinə toxunaraq kütlələrinə görə ulduzlar 'yanacaq' olaraq hidrogendən silisyona qədər müxtəlif elementlərdən istifadə edirlər. Ulduz ulduz nüvələri nəhəng mərhələlərinin sonuna doğru dəmir nüvələrə sahib olacaq, lakin dəmir ulduz nüvəsində daha ağır bir şeylə birləşmir.


Ulduzlar endotermik olan dəmirə qədər dövri cədvəldə hər şeyi yanacaq kimi istehlak edə bilərlər.

Hidrogendən fərqli digər elementləri istehlak etdikdə radiasiya təzyiqi daha da yüksəlir və ulduz həcmini genişləndirir, hətta bəzən ulduzun cazibə qüvvəsini üstələyir və material itirməyə başlayır.


Ulduzlar Hidrogendən Dəmirə qədər olan hər elementi yanacaq kimi istifadə edirlər. Bunlardan üçü hidrogen, helium və karbondur. Hidrogen yüngül bir elementdir, buna görə deuterium və ya Helium-a birləşdikdə çox enerji istehsal edir. Element nə qədər ağır olsa, o qədər az enerji istehsal edir. Reaksiya sürəti artdıqca ağır element yanacaq tədarükünü qısaldır. Məsələn, Karbonun neonda birləşməsi 600 il, silikonun Dəmirə birləşdirilməsi bir gün çəkir. Dəmirdən sonra ulduzun onu daha ağır elementlərə birləşdirməsi əks təsirli olur, çünki istehsal etdiklərindən daha ağır elemnetslərə birləşdirmək üçün daha çox enerji lazımdır. Deməli, dəmirdən sonra yavaş dayanır, hidrogendən dəmirə qədər yanacaq yanacaq kimi istifadə edilə bilər Referans: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec18.html


Mümkün ulduz yanacaqları hansılardır? - Astronomiya

STS-121 proqram perspektivi
Discovery kosmik gəmisi yaxınlaşacaq STS-121 üçün hərtərəfli mətbuat brifinqləri, NASA-nın servis proqramının meneceri Wayne Hale və Beynəlxalq Kosmik Stansiyanın proqram menecerinin müavini Kirk Shireman-ın bir proqram icmal konfransı ilə başlayır. İki kişi, Discovery-nin missiyalarının müvafiq proqramlarında əhəmiyyətini müzakirə edirlər. Brifinq 8 iyun tarixində Johnson Space Center-də keçirildi.

Kəşfiyyat işləri
NASA rəsmiləri robotik və insan ayı və Mars tədqiqatı üçün Constellation Proqramında iş paylamaq planını açıqladı. 5 iyun tarixində agentlik işçilərinə edilən bu müraciət Administrator Mike Griffin, Kəşfiyyat Sistemləri Missiyası Direktorluğunun Müvafiq İdarəçisi Scott Horowitz və Constellation Proqramının Meneceri Jeff Hanley tərəfindən verilmişdir.

Kəşfiyyat xəbərləri brifinqi
Müxtəlif NASA mərkəzlərinə Kəşfiyyat işləri tapşırığı elanından sonra Mike Griffin, Scott Horowitz və Jeff Hanley müxbirlərin suallarını cavablandırmaq üçün bu mətbuat konfransını keçirirlər.

Servisin vəziyyətinin yoxlanılması
Kosmik gəmi proqramının meneceri Wayne Hale və buraxılış direktoru Mike Leinbach, STS-121 missiyası hazırlıqlarına dair bir vəziyyət hesabatı təqdim etmək üçün bu mətbuat konfransını 31 May Kennedy Space Center-dən keçirəcəklər. Brifinq xarici yanacaq çənini və işə salınma zamanı məkana təsirlərdən gələn təhdidləri araşdıran dağıntıların yoxlanılması araşdırmasının sonunda keçirilib.

STS-29: Göydə izləmə stansiyası
NASA, İzləmə və Məlumat Rölesi Uydu (TDRS) sistemini kosmik gəmilər və digər peyklərlə əlaqə qurmaq üçün dünyanın hər tərəfinə səpələnmiş baha başa gələn yer izləmə stansiyalarını əvəz edəcək orbit gəmisinin bir bürcü kimi xidmət etmək üçün yaratdı. Kosmik gəmi Discovery-nin STS-29 missiyası 1989-cu ilin mart ayında böyük TDRS-D sənətkarlığını başlatdı. Ekipaj tərəfindən nəql edilən bu uçuşdan sonrakı filmdə yerləşdirmə, astronavtların bir sıra tibbi testlər apardığı və tələbə tərəfindən hazırlanmış toyuq embrion təcrübəsinin izlənildiyi göstərilir.

Delta 4 BAŞLAYIR
Boeing Delta 4 roketi, CES K-da kosmik gəmisi ilə Canaveral Hava Qüvvələri Stansiyasındakı 37B sahəsindən havaya qalxaraq Amerika üçün hava şəraitində yeni bir dövr başlatdı.

Astronomlar, yığcam qalaktika qruplarında çox sayda filamentli, soyuq qaz aşkarladılar və qalaktik təkamülün vacib bir gücünün nəyin ola biləcəyini vurğuladılar. Alimlər, Alberta'nın Calgary şəhərində keçirilən Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin iclasında açıqladılar. Tapıntılar, kosmik torun qəfəsində tutulan bu qalaktika qruplarında əvvəllər düşünüləndən daha çox maddənin bağlanma ehtimalı ilə də maraq doğurur.


Yaşıl bir hidrogen qazı dumanı bu Hickson Kompakt Qrupundakı bəzi qalaktikalara nüfuz edərkən, solda spiral qalaktika kimi digərlərində onlarla əlaqəli qaz azdır. Bu saxta rəngli görüntü Çox Böyük Array və Rəqəmsal Göy Tədqiqatı 2 istifadə edərək əldə edilmişdir. Kredit: Min Yun, Massachusetts Universiteti Amherst

Tədqiqat Massachusetts Amherst Universitetindən Min S. Yunun doktorantı Sanchayeeta Borthakur tərəfindən təqdim olunur. Lourdes Verdes-Çernoqoriya, İspaniyadakı Astrofisica de Andalucia İnstitutu da layihədə əməkdaşlıq etdi.

Samanyolu kimi spiral qalaktikaların çoxu, ulduzların yaranmasına səbəb olan soyuq qazla doludur - gənc qalaktikalar mavimsi işıqla parlayır və kainata, ümumiyyətlə kiçik qruplara səpələnirlər. Digər tərəfdən, eliptik qalaktikalar qırmızı rəngdə parlamağa və nəhəng qalaktik qruplarda özləri kimi minlərlə sıxılmış bir varlıq yaşamağa meyllidirlər. Bu nəhəng, köhnə qalaktikalar artıq ulduzlar yaratmırlar - qazlarından təmizlənmişlər - astronomların külək içi mühit adlandırdıqları böyük bir isti şorbaya yığılaraq klasterin mərkəzinə fırlanırlar.

Bu yaxınlarda astronomlar bəzi spiral qalaktikalar qruplarının gözlənilən qədər hidrogen qazı içermədiyini və artıq yeni ulduzlar doğmadıqlarını, ümumiyyətlə yaşlı qalaktikalarda tapılan keyfiyyətləri bir çoxluq içində yaşadıqlarını gördülər.

"Baxdığımız qruplardakı spiral qalaktikalar köhnə və yorğun görünür - sanki vaxtından əvvəl qocalıblar" deyir Yun.

Yun deyir: Astronomlar hələ də gənc, mavi qalaktika ilə köhnə, qırmızı qala arasında nə baş verdiyini anlamağa çalışırlar. Bəlkə də yaşayan qrup bu gənc qalaktikalara təsir edir və qrupdaxili mühit kimi, qrupdaxili mühitin cazibə qüvvələri onları ulduz yanacaqlarından məhrum edirdilər. Qrupdaxili qazın olması son zamanlarda aparılan rentgen şüaları ilə aparılan müşahidələr ilə təsdiqlənmişdi, lakin rentgen şüaları ilə aşkar olunan qaz miqdarı qalaktikalardan itkin miqdarı hesaba gətirə bilmədi.

Beləliklə Yun qrupu, bəziləri bu müəmmalı qaz tükənməsini göstərmiş 25 Hickson Kompakt Qrupunu - kompakt, nisbətən təcrid olunmuş qalaktika qruplarını müşahidə etməyə başladı. Alimlər, Qərbi Virciniyada Milli Radio Astronomiya Rəsədxanası (NRAO) tərəfindən idarə olunan Milli Elm Fondunun (NSF) Robert C. Byrd Green Bank Teleskopundan istifadə etdilər. Green Bank Teleskopu radio dalğalarından istifadə edir və 100 metrlik diyafram lensinə malikdir. Bir dərəcənin mindən bir hissəsindən daha dəqiq şəkildə göyə işarə edə bilər və astronomların qalaktikalardakı neytral hidrogen qazını, rentgen müşahidələri ilə görünməyən qazı aşkar etmək üçün istifadə etdikləri ən həssas vasitədir.

Yun, tədqiqatçıların xəyal etdiklərindən daha çox qaz aşkar etdiklərini söylədi. Spiral qalaktikaların üstünlük təşkil etdiyi qruplarda, astronomlar NRAO-nun da idarə etdiyi New Mexico-da NSF-nin Çox Böyük Array istifadə edərək aşkar etdiklərindən təxminən yüzdə 50 daha çox qaz tapdılar. Və eliptik və ya lentikulyar qalaktikaları olan qruplar əvvəllər aşkarlandığından yüzdə 100 daha çox qaza sahib idi. Yun deyir ki, qazın miqdarı onun istiliyi qədər təəccüblüdür. Qaz soyuq və neytraldır, intlasluster mühitinin odlu isti qazı deyil.

İntlasluster mühitlər həm adi maddənin, həm də qaranlıq maddənin böyük miqdarda kütləsinə malikdir və bu səbəbdən son dərəcə güclü cazibə sahələrinə sahibdirlər. Bu, həddindən artıq yüksək temperaturlara - bir milyon dərəcəyə qədər - yol aça bilər, buna görə astronomlar soyuq, neytral qaza çox baxmırdılar.

"Əslində mənası var" deyir Yun, qruplar qruplar qədər kütləvi deyil, bu səbəbdən qaz o qədər isti deyil. Borthakurun hesablamaları bu qazın qrup mühitində 100 milyon il və ya daha çox müddətə soyuq və neytral qala biləcəyini göstərir.

Tapıntılar bu mühitin əvvəllər astronomların düşündüklərindən daha çox qalaktikaların təkamülündə daha əhəmiyyətli bir rol oynadığını göstərir. Yun: "Yerli mühit bir qalaktikanın qaz tərkibinə və onun ulduz meydana gətirmə qabiliyyətinə təsir göstərə bilər" deyir. Bu keyfiyyətlər bir qalaktika yaşının bir ölçüsü olduğundan tapıntılar kosmik saatın yenidən qiymətləndirilməsinə səbəb ola bilər.

Borthakur deyir ki, bu soyuq neytral hidrogen qazının başqa bir maraqlı tərəfi onun paylanmasıdır. Təhlillər qazın bütün qrupu əhatə edən tək bir dağınıq buluddan daha çox təbəqə bənzər və ya filament strukturlar meydana gətirdiyini göstərir. Bu, qarışıq maddə nəzəriyyəsi tərəfindən proqnozlaşdırıldığı kimi, astronomların kainatdakı bütün maddələri bir-birinə bağlaya biləcəyinə inandığı böyük miqyaslı quruluşun kosmik şəbəkədən maddə yığılması yolu ilə bu qrupdaxili mühitin yaranma ehtimalını artırır.

"Qalaktikanın qazından təmizlənməsinin yeganə yolu daha çox qazla toqquşmaqdır" deyir Yun. Qaz, ulduzlardan daha çox bir qalaktikanın kütləsini təşkil edir, belə ki, xarici bir qalaktika bir dəstəyə düşərsə, qazı təmizlənərək mühit içi mühitin təsirinə məruz qalır. Yun, "Kainatın bir çox maddəsi bu kiçik qalaktika qruplarında bağlana bilər" deyir.

Bu qrupdaxili mühitin istiliyini, sıxlığını və ümumi kütləsini təyin etmək üçün hazırlanmış gələcək təcrübələr kəmiyyətcə mənşəyini və bu qazın əksər qalaktikaların təkamülünü formalaşdırmaqdakı əhəmiyyətini təyin edə biləcəkdir.


Elm Xəbərləri

Elm Xəbərləri 1921-ci ildə elm, tibb və texnologiyanın son xəbərləri ilə bağlı müstəqil, qeyri-kommersiya məqsədli bir dəqiq məlumat mənbəyi olaraq quruldu. Bu gün bizim missiyamız eyni olaraq qalır: insanlara xəbərləri və ətrafdakı dünyanı qiymətləndirmək üçün güc vermək. Elmi Cəmiyyət tərəfindən, elmi araşdırma və təhsildə ictimai iştiraka həsr olunmuş 501 (c) (3) qeyri-kommersiya təşkilatı tərəfindən nəşr olunur.

& Science for Society'ı kopyalayın və ictimaiyyəti 2000–2021. Bütün hüquqlar qorunur.


Ulduz yanacağı axtarılır

Qalaktikaların ulduz meydana gətirmə sürəti qismən nə qədər ulduz yaradan maddənin - yəni soyuq molekulyar qazın mövcudluğu ilə idarə olunur. Bəs zaman keçdikcə molekulyar qazın mövcudluğu necə dəyişdi?

ALMA-nın apardığı müşahidələrə əsasən NGC 253 qalaktikasındakı karbonmonoksitin xəritəsi. Bənövşəyi bölgələr parlaq CO emissiyasına, qırmızı bölgələr isə solğun CO emissiyasına cavab verir. [NSF / Erik Rosolowsky / Alberta Universiteti]

Yanacaq tükənir

Əksər qalaktikalar əvvəlki kimi yeni ulduzlar yaratmır. Əslində, kainat boyu ulduz əmələ gəlmə sürəti qırmızı sürüşlərdə zirvəyə çatdız) 1-2 ilə, ya da 8 ilə 10 milyard il əvvəl. Qəzəbli ulduz meydana gəlməsinin bu dövrü hələ tam olaraq başa düşülməmişdir, buna görə də kainatın ömrü boyu ulduz əmələ gətirən yanacağın mövcudluğunu və səmərəliliyini araşdırmaq dəyərlidir.

Ulduz meydana gəlməsi hansı yanacaqdır? Tipik cavab soyuq, sıx molekulyar qazdır ki, bu da müəyyən dalğa boylarında əlaqəli emissiyalarla müəyyən edilə bilər. Karbonmonoksit (CO) tullantıları bu baxımdan xüsusilə faydalıdır.

CO emissiyalarından istifadə edərək molekulyar qaz üçün əvvəlki axtarışlarda qalaktikaların at z

2-də bizim üçün yerli qalaktikalardan daha çox qaz var (at z

0). Bununla birlikdə, bu yüksək qırmızı sürüşmə qalaktikaların əksəriyyəti, digər dalğa uzunluqlarındakı görünüşlərinə görə seçilmişdir ki, bu da molekulyar qazın mövcudluğunu başa düşməyimizə səbəb ola bilər.

PHIBSS2 (yuxarıda) və COSMOS anketində (aşağıda) göründüyü kimi yeni təyin olunmuş CO mənbələrindən biridir. Üst paneldə səs-küyə daha yüksək siqnal verən bölgələr qırmızı rəngdədir. Alt paneldə, qırmızı oval alət ölçüsünün ölçüsüdür və ağ konturlar və qırmızı xaçlar algılamalara cavab verir. [Lenkić və digərlərindən uyarlanmışdır. 2020]

Qaranlıqda axtarış

PHIBSS2 müşahidələri, Fransız Alplarındakı Bure Yaylasında yerləşən çoxsaylı radio yeməkləri olan Northern Extended Millimeter Array-dan istifadə edir. Axtarılan ümumi həcm təxminən 200.000 kub meqaparsek və ya 6 x 10 63 kub kilometr idi. Müşahidələr Lenkić və əməkdaşları tərəfindən aparıldığına bənzər bir iş üçün aparıldı, lakin müşahidə edilən qalaktikalar kütlələrinə görə seçildi. Müşahidələrin məkan dərəcəsi böyük idi və onları hər bir görüntüdə digər CO mənbələrini axtarmağa yaxşı uyğunlaşdırdı.

Mümkün molekulyar qaz rezervuarlarını müəyyənləşdirmək üçün Lenkić və əməkdaşları PHIBSS2 məlumatlarında CO ilə əlaqəli üç fərqli emissiya axtardılar. Potensial CO emissiya mənbələrini tapdıqdan sonra Hubble Space Teleskopu tərəfindən çəkilmiş müvafiq şəkilləri axtardılar və bu mənbələrin optik (daha qısa dalğa uzunluğu) tullantılarının da olub olmadığını gördülər.

PHIBSS2 (mavi) içindəki hədəf mənbələri ilə etibarlılıq səviyyələrinə görə rəng kodlu namizəd mənbələri və ya R ilə müqayisə etmək R nə qədər yüksək olsa, mənbəyə olan etibar o qədər yüksəkdir. [Lenkić və digərlərindən uyarlanmışdır. 2020]

Zaman boyu yayılmış mənbələr

Lenkić və işbirliyi içərisində 67 namizəd CO qazı mənbəyi tapdılar z

0.6–3.6, kainatın 2 ilə 8 milyard yaşında olduğu zaman. Namizədlərin yarısından çoxu Hubble məlumatlarında ən azı bir optik aşkarlamaya sahibdir. Bu mənbələr sərbəst şəkildə tapılan digər CO emissiya mənbələrinə bənzəyir və orijinal PHIBSS2 hədəflərini də yaxından izləyirlər.

Bu yeni, təmkinli nümunə uzaq kainatdakı ulduz əmələ gələn yanacağın qalaktikalarda necə paylandığını daha yaxşı anlamağımıza kömək edəcək və səmanın geniş bir sahəsini əhatə edən əlavə müşahidələrlə genişləndirilə bilər. Lenkić və həmkarları qeyd edirlər ki, bu cür axtarışlar, belə bir axtarışın açıq məqsədi üçün götürülməmiş köhnə müşahidələrlə də edilə bilər. Bu bir iş olacaq, lakin bu, əlbəttə ki, həyata keçirilə bilər!

İstinad

“Bure Yaylası yüksəkdir.z Mavi Sıra Sorğusu 2 (PHIBSS2): İkincili Mənbələri, Sahədəki CO Parlaqlıq Fonksiyonlarını və Kosmik Zamanla Molekulyar Qaz Sıxlığının Təkamülünü Axtarın ”Laura Lenkić və s 2020 AJ 159 190. doi: 10.3847 / 1538-3881 / ab7458


Mündəricat

Protostar Düzəliş et

Ulduz təkamülü nəhəng bir molekulyar buludun cazibə qüvvəsinin dağılması ilə başlayır. Tipik nəhəng molekulyar buludlar təxminən 100 işıq ili (9,5 × 10 14 km) arasındadır və 6.000.000 günəş kütləsinə (1.2 × 10 37 kq) qədərdir. Çökdükcə nəhəng bir molekulyar bulud kiçik və kiçik parçalara ayrılır. Bu parçaların hər birində çökən qaz cazibə potensial enerjisini istilik kimi buraxır. İstilik və təzyiq artdıqca, bir parça protostar kimi tanınan dönər bir superhot qazına çevrilir. [3] Filamentar strukturlar həqiqətən molekulyar buludda hər yerdə olur. Sıx molekulyar liflər ulduzların sələfləri olan cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli nüvələrə parçalanacaqdır. Qaz, həndəsi əyilmə və maqnit sahələrinin davamlı yığılması filamentlərin detallı parçalanma qaydalarına nəzarət edə bilər. Superkritik filamentlərdə aparılan müşahidələr, filamentin daxili eni ilə müqayisə oluna bilən sıx məsafəli sıx nüvələrin yarı-dövri zəncirlərini aşkar etdi və qaz axınları ilə iki protostar yerləşdirdi. [4]

Bir protostar molekulyar buluddan qaz və toz yığaraq böyüməyə davam edir və son kütləsinə çatdıqda əsas ardıcıllıq ulduzu olur. Əlavə inkişaf kütləsi ilə müəyyən edilir. Kütlə adətən Günəş kütləsi ilə müqayisə olunur: 1.0 M (2,0 × 10 30 kq) 1 günəş kütləsi deməkdir.

Protostarlar tozla əhatə olunmuşdur və beləliklə infraqırmızı dalğa boylarında daha asan görünür. Geniş sahəli İnfraqırmızı Tədqiqat Kəşfiyyatçısından (WISE) müşahidələr çoxsaylı qalaktik protostarların və onların ana ulduz qruplarının açılması üçün xüsusilə vacibdir. [5] [6]

Qəhvəyi cırtdanlar və ulduz cisimləri Düzəliş edin

Kütlələri təxminən 0,08-dən az olan protostarlar M (1,6 × 10 29 kq) hidrogenin nüvə birləşməsinin başlaması üçün əsla yüksək temperaturlara çatmaz. Bunlar qəhvəyi cırtdanlar kimi tanınır. Beynəlxalq Astronomiya Birliyi, qəhvəyi cırtdanları, həyatlarının bir nöqtəsində deyeriumu birləşdirəcək qədər böyük ulduzlar olaraq təyin edir (13 Yupiter kütləsi (M J), 2,5 × 10 28 kq və ya 0,0125 M ). 13 M-dən kiçik obyektlər J alt qəhvəyi cırtdanlar kimi təsnif edilir (lakin başqa bir ulduz obyektinin ətrafında dövrə vururlarsa, planet kimi təsnif edilirlər). [7] Döteryum yandıran və yanmayan hər iki növ də zəif parlayır və yavaş-yavaş solur, yüz milyonlarla il ərzində tədricən soyuyur.

Ulduz kütlə obyektləri Redaktə edin

Daha kütləvi bir protostar üçün nüvə temperaturu, nəticədə proton-proton zəncirvari reaksiya verərək 10 milyon kelvinə çatacaq və hidrogenin əvvəlcə deuterium'a, sonra da helyuma birləşməsini təmin edəcəkdir. 1-dən bir az yuxarı olan ulduzlarda M (2,0 × 10 30 kq), karbon-azot-oksigen birləşmə reaksiyası (CNO dövrü) enerji istehsalının böyük bir hissəsini təşkil edir. Nüvə birləşməsinin başlanğıcı nisbətən sürətlə nüvədən çıxarılan enerjinin yüksək qaz təzyiqini saxladığı, ulduz maddəsinin ağırlığını tarazlaşdıran və daha çox cazibə qüvvəsinin dağılmasının qarşısını alan bir hidrostatik tarazlığa gətirib çıxarır. Ulduz beləliklə təkamülünün əsas ardıcıllıq mərhələsindən başlayaraq sabit bir vəziyyətə sürətlə inkişaf edir.

Yeni bir ulduz, Hertzsprung-Russell diaqramının əsas ardıcıllığının müəyyən bir nöqtəsində, ulduzun kütləsindən asılı olaraq əsas ardıcıllıq spektral növü ilə oturacaqdır. Kiçik, nisbətən soyuq, az kütləli qırmızı cırtdanlar hidrogeni yavaş-yavaş birləşdirir və yüz milyardlarla il və ya daha uzun müddət əsas ardıcıllıqla qalacaq, kütləvi, isti O tip ulduzlar əsas ardıcıllığı yalnız bir neçə milyon ildən sonra tərk edəcəkdir. Günəş kimi orta ölçülü sarı cırtdan bir ulduz, təxminən 10 milyard il əsas ardıcıllıqla qalacaq. Günəşin əsas ardıcıllıq ömrünün ortasında olduğu düşünülür.

Nəhayət ulduzun nüvəsi hidrogen tədarükünü tükəndirir və ulduz əsas ardıcıllıqla inkişaf etməyə başlayır. Cazibə gücünə qarşı hidrogen birləşməsindən yaranan xarici radiasiya təzyiqi olmadan nüvə ya elektron dejenerasiya təzyiqi cazibə qüvvəsinə qarşı çıxmaq üçün kifayət qədər və ya helyum füzyonunun başlanğıcı üçün kifayət qədər isti (100 MK civarında) qədər müqavilə bağlayır. Bunlardan hansının baş verəcəyi ulduzun kütləsindən asılıdır.

Aşağı kütləli ulduzları düzəldin

Kiçik kütləli bir ulduzun qaynaşma yolu ilə enerji istehsalını dayandırmasından sonra baş verənlər kainatın birbaşa müşahidə edilmədiyi təqdirdə 13,8 milyard yaşındadır ki, bu da qaynaşmanın dayandırılması üçün lazım olan vaxtdan azdır (bəzi hallarda bəzi miqyasda). belə ulduzlarda.

Son astrofizik modellər 0,1 M qırmızı cırtdanların olduğunu göstərir həm temperaturda, həm də parlaqlıqda tədricən artaraq təxminən altı ilə on iki trilyon il ərzində əsas ardıcıllıqla qala bilər və yavaş-yavaş ağ bir cırtdana çevrilmək üçün bir neçə yüz milyard il daha davam edə bilər. [9] [10] Bu cür ulduzlar qırmızı nəhəng olmayacaq, çünki bütün ulduz konveksiya zonasıdır və hidrogen ilə qabıq yanan bir dejenere helium nüvəsi inkişaf etdirməz. Bunun əvəzinə hidrogen birləşməsi demək olar ki, bütün ulduz helyum oluncaya qədər davam edəcəkdir.

Biraz daha kütləvi ulduzlar qırmızı nəhənglərə çevrilir, lakin helium nüvələri helium füzyonu üçün lazım olan temperatura çatacaq qədər kütləvi deyillər, beləliklə qırmızı nəhəng dalın ucuna heç çatmazlar. Hidrogen qabığı yanması bitdikdə, bu ulduzlar birbaşa asimptotik-nəhəng budaq (AGB) ulduz kimi qırmızı nəhəng budaqdan hərəkət edir, lakin daha aşağı parlaqlıqda ağ cırtdana çevrilir. [2] Başlanğıc kütləsi təxminən 0,6 M olan bir ulduz helyumu birləşdirəcək qədər yüksək temperatura çatacaq və bu "orta ölçülü" ulduzlar qırmızı nəhəng budaqdan kənar təkamül mərhələlərinə davam edəcəklər. [11]

Orta ölçülü ulduzları düzəldin

Təxminən 0,6–10 M ulduzları Ulduz təsnifatının əsas və ardıcıl olmayan böyük ulduzları olan qırmızı nəhənglərə çevrilirlər. Qırmızı nəhənglər qırmızı rənginə və böyük parlaqlığına görə Hertzsprung-Russell diaqramının sağ kənarında uzanırlar. Buna misal olaraq Toros bürcündəki Aldebaran və Boötes bürcündəki Arcturusları göstərmək olar.

Orta ölçülü ulduzlar əsas ardıcıllıq sonrası təkamülünün iki fərqli mərhələsində qırmızı nəhənglərdir: helium və hidrogen yanan qabıqlardan yaranan təsirsiz nüvəli qırmızı nəhəng budaqlı ulduzlar və asimptotik-nəhəng budaqlı, təsirsiz nüvəli hidrogen yanan qabıqların içərisində karbon və helyum yanan qabıqlardan hazırlanır. [12] Bu iki mərhələ arasında ulduzlar helium qaynayan nüvəsi ilə üfüqi budaqda bir müddət keçirlər. Bu helium qaynayan ulduzların çoxu üfüqi budağın sərin ucuna doğru K tipli nəhənglər kimi toplanır və qırmızı yığın nəhəngləri adlandırılır.

Subgiant mərhələsi Düzəliş et

Bir ulduz nüvədəki hidrogeni tükəndikdə, əsas ardıcıllığı tərk edir və nüvənin xaricindəki bir qabıqda hidrogen birləşməsinə başlayır. Qabıq daha çox helium istehsal etdikcə nüvə kütlədə artır. Helium nüvəsinin kütləsindən asılı olaraq, bu, ulduzun əsas ardıcıllıq vəziyyətinə bənzər və ya bir qədər aşağı işıqda genişlənməsi və soyuması ilə bir neçə milyondan iki milyard ilədək davam edir. Nəhayət ya günəş kütləsi ətrafında olan ulduzlarda nüvə degenerasiya olur, ya da xarici təbəqələr daha kütləvi ulduzlarda qeyri-şəffaf olmaq üçün kifayət qədər soyuyur. Bu dəyişikliklərdən hər hansı biri hidrogen qabığının temperatur artmasına və ulduzun parlaqlığının artmasına səbəb olur və bu zaman ulduz qırmızı nəhəng budağa doğru genişlənir. [13]

Qırmızı nəhəng budaq mərhələsi Düzəliş edin

Ulduzun genişlənən xarici təbəqələri konvektivdir, material qaynaşma bölgələrindən ulduzun səthinə qədər qarışıqlıqla qarışdırılır. Ən aşağı kütləli ulduzlardan başqa hamısı üçün əridilmiş material bu nöqtədən əvvəl ulduzların içərisində dərin qalmışdı, buna görə də konveksiya edən zərf füzyon məhsullarını ilk dəfə ulduzun səthində göründürür. Təkamülün bu mərhələsində nəticələr incədir, ən böyük təsirləri ilə hidrogen və helyum izotoplarında dəyişikliklər müşahidə olunmur. CNO tsiklinin təsirləri ilk dartma zamanı səthdə, daha aşağı 12 C / 13 C nisbətlərində və dəyişən karbon və azot nisbətlərində görünür. Bunlar spektroskopiya ilə aşkar olunur və bir çox inkişaf etmiş ulduz üçün ölçülmüşdür.

Helium nüvəsi qırmızı nəhəng budaqda böyüməyə davam edir. Artıq degenerasiya edilmiş və ya Schönberg-Chandrasekhar həddinin üstündəki istilik tarazlığında deyil, buna görə də temperatur artdıqda hidrogen qabığındakı birləşmə sürətinin artmasına səbəb olur. Ulduz qırmızı nəhəng budağın ucuna doğru parlaqlıqda artır. Degenerasiya olunmuş helium nüvəsi olan qırmızı nəhəng budaqlı ulduzların hamısı çox oxşar nüvə kütlələri və çox oxşar parlaqlıqları ilə uca çatır, lakin qırmızı nəhənglərin daha kütləsi o nöqtədən əvvəl helium füzyonunu alovlandıracaq qədər isti olur.

Üfüqi filial redaktə edin

0,6 ilə 2,0 günəş kütləsi aralığında olan, böyük ölçüdə elektron dejenerasiya təzyiqi ilə dəstəklənən ulduzların helium nüvələrində, helium füzyonu bir helium flaşında günlərin zaman ölçüsündə alovlanacaqdır. Daha kütləvi ulduzların qeyri-cəsarətli nüvələrində helium birləşməsinin alovlanması nisbətən yavaş-yavaş baş verir. [14] Helium parlaması zamanı çıxan nüvə gücü çox böyükdür, bir neçə gün ərzində Günəşin parlaqlığının 10 8 qat [13] və Günəşin parlaqlığının 10 11 qat (təxminən Südün parlaqlığı) əmri ilə. Way Galaxy) bir neçə saniyə. [15] Bununla birlikdə, enerji başlanğıcda degenerasiya edilmiş nüvənin istilik genişlənməsi ilə istehlak olunur və beləliklə ulduzun xaricindən görünə bilməz. [13] [15] [16] Nüvənin genişlənməsi səbəbindən üst qatdakı hidrogen birləşməsi ləngiyir və ümumi enerji istehsalı azalır. Ulduz ana ardıcıllığa qədər olmasa da, büzülür və Hertzsprung-Russell diaqramında yatay budağa köçür, tədricən radiusda azalır və səth temperaturunu artırır.

Çekirdek helium flaş ulduzları üfüqi qolun qırmızı ucuna qədər inkişaf edir, lakin degenerasiya olunmuş karbon-oksigen nüvəsi qazanmadan və helium qabığının yanmasına başlamazdan əvvəl daha yüksək temperaturlara köç etmirlər. Bu ulduzlar çox vaxt qırmızı nəhənglərə nisbətən daha isti və daha az parıldayan bir dəstənin rəng böyüklüyü diaqramında qırmızı bir yığın kimi görünür. Daha böyük helium nüvələri olan daha yüksək kütləli ulduzlar üfüqi budaq boyunca yüksək temperaturlara doğru irəliləyir, bəziləri sarı qeyri-sabitlik zolağında (RR Lyrae dəyişənləri) qeyri-sabit pulsasiya edən ulduzlara çevrilir, bəziləri isə daha da qızır və üfüqi istiqamətdə mavi quyruq və ya mavi çəngəl yarada bilər. filial. Yatay qolun morfologiyası metallik, yaş və helium tərkibi kimi parametrlərdən asılıdır, lakin dəqiq detallar hələ də modelləşdirilir. [17]

Asimptotik-nəhəng budaq mərhələsi

Bir ulduz helyumu nüvədə istehlak etdikdən sonra hidrogen və helyum birləşməsi isti bir karbon və oksigen nüvəsi ətrafındakı qabıqlarda davam edir. Ulduz, Hertzsprung-Russell diaqramındakı asimptotik nəhəng budağı izləyir, orijinal qırmızı nəhəng təkamülə paraleldir, lakin daha sürətli enerji istehsalı ilə (daha qısa müddətə davam edir). [18] Helium bir qabıqda yandırılsa da, enerjinin böyük bir hissəsi ulduzun nüvəsindən bir qabıqda hidrogen yandıraraq istehsal olunur. Bu hidrogen yanan qabıqlardan helium ulduzun mərkəzinə doğru düşür və periyodik olaraq helyum qabığından çıxan enerji kəskin şəkildə artır. Bu, termal nəbz olaraq bilinir və asimptotik-nəhəng budaq mərhələsinin sonlarına doğru, bəzən hətta asimptotik-nəhəng budaq mərhələsinə qədər baş verirlər. Kütlə və tərkibə görə bir neçə yüzlərlə istilik impulsu ola bilər.

Asimptotik-nəhəng budağın yüksəlişində dərin konvektiv zonanın əmələ gəldiyi və nüvədən səthə karbon gətirə biləcəyi bir mərhələ var. Bu ikinci qazma kimi tanınır və bəzi ulduzlarda üçüncü qazma da ola bilər. Bu şəkildə bir karbon ulduzu meydana gəlir, spektrlərində güclü karbon xətləri göstərən çox sərin və qırmızı rəngdə olan ulduzlar meydana gəlir. İsti dib yanması kimi tanınan bir proses, səthə çəkilmədən əvvəl karbonu oksigenə və azota çevirə bilər və bu proseslər arasındakı qarşılıqlı təsir, xüsusilə qruplardakı karbon ulduzlarının müşahidə olunan parlaqlıqlarını və spektrlərini təyin edir. [19]

Asimptotik-nəhəng budaqlı ulduzlardan biri də ondan yüzlərlə günə qədər müəyyən edilmiş dövrlərlə və təxminən 10 böyüklüyə qədər böyük amplitüdlərlə pulsasiya edən Mira dəyişkənləridir (vizual olaraq ümumi parlaqlıq daha kiçik bir miqdarda dəyişir ). Daha kütləvi ulduzlarda ulduzlar daha parlaq olur və pulsasiya müddəti uzanır, bu da kütləvi itkiyə səbəb olur və ulduzlar görmə dalğa uzunluğunda çox gizli qalırlar. Bu ulduzlar OH / IR ulduzları kimi müşahidə edilə bilər, infraqırmızıda pulsasiya olunur və OH maser aktivliyini göstərir. Bu ulduzlar, karbon ulduzlarından fərqli olaraq, açıq şəkildə oksigenlə zəngindir, lakin hər ikisi də dərinləşmə ilə istehsal olunmalıdır.

AGB-dən sonrakı redaktə

Bu orta mənzilli ulduzlar nəticədə asimptotik-nəhəng budağın ucuna çatır və qabıq yandırmaq üçün yanacaqları tükənir. Tam miqyaslı karbon füzyonuna başlamaq üçün kifayət qədər kütləvi deyillər, buna görə də son dərəcə isti bir mərkəzi ulduza sahib bir planetar bulutsu istehsal etmək üçün asimptotik-nəhəng budaqlı bir külək dövrü keçərək yenidən müqavilə bağlayırlar. Daha sonra mərkəzi ulduz ağ cırtdana qədər soyuyur. Atılan qaz, ulduzda yaranan ağır elementlərlə nisbətən zəngindir və ulduzun tipinə görə xüsusilə oksigen və ya karbonla zəngin ola bilər. Qaz, dairəvi zərf adlanan genişlənən bir qabığa yığılır və ulduzdan uzaqlaşdıqca soyuyur, toz hissəcikləri və molekulların əmələ gəlməsinə imkan verir. Mərkəzi ulduzdan gələn yüksək infraqırmızı enerji girişi ilə, bu ətrafdakı zərflərdə maser həyəcanı üçün ideal şərait yaranır.

Yenidən doğulmuş asimptotik-nəhəng budaqlı ulduzlar kimi tanınan qeyri-adi və az anlaşılan ulduzlar meydana gətirən, post-asimptotik-nəhəng budaqlı təkamül başladıqdan sonra istilik impulslarının meydana gəlməsi mümkündür. [20] Bunlar həddindən artıq üfüqi budaqlı ulduzlar (cırtdan B ulduzları), hidrogen çatışmazlığı olan asimptotik-nəhəng budaqlı ulduzlar, dəyişkən planetar dumanlıq mərkəzi ulduzlar və R Coronae Borealis dəyişənləri ilə nəticələnə bilər.

Kütləvi ulduzları düzəldin

Kütləvi ulduzlarda, nüvə, hidrogen yanan qabığın başlanğıcında onsuz da kifayət qədər böyükdür ki, helium alovlanması, elektronların degenerasiya təzyiqinin yayılma şansına sahib olmamasından əvvəl meydana gələcək. Beləliklə, bu ulduzlar böyüdükdə və soyuduqda, daha kiçik kütləli ulduzlar qədər dramatik bir şəkildə parlamazlar, əsas ardıcıllıqla daha parlaq idilər və yüksək dərəcədə işığa çıxan supergigantlara çevrilirlər. Nüvələri kifayət qədər kütləvi hala gəlirlər ki, elektronların degenerasiyası ilə özlərini saxlaya bilmirlər və nəticədə neytron ulduzu və ya qara dəlik istehsal etmək üçün çökəcəklər. [ alıntıya ehtiyac var ]

Supergiant təkamülü Redaktə edin

Son dərəcə böyük ulduzlar (təxminən 40 M-dən çox) ), çox parlaq və buna görə də çox sürətli ulduz küləklərinə sahib olanlar, radiasiya təzyiqi səbəbindən kütlələri o qədər sürətlə itirirlər ki, qırmızı supergigens halına gəlmədən genişlənmədən əvvəl öz zərflərini soymağa meylli olurlar və beləliklə də olduqca yüksək səth temperaturlarını qoruyurlar (və mavi -ağ rəng) əsas ardıcıllıq müddətindən başlayaraq. Mövcud nəslin ən böyük ulduzları təxminən 100-150 M-dir çünki xarici təbəqələr həddindən artıq radiasiya ilə xaric olardı. Normalda daha kiçik kütləli ulduzlar xarici təbəqələrini bu qədər sürətlə yandırmasalar da, yoldaş ulduzu zərf böyüdükcə qoparacaq qədər ikili sistemlərdə olduqları təqdirdə, qırmızı nəhəng və ya qırmızı supergian olmaqdan çəkinirlər. konveksiyanın nüvədən səthə qədər uzanması üçün kifayət qədər sürətlə fırlanın, nəticədə hərtərəfli qarışdırıldığından ayrı bir nüvənin və zərfin olmaması ilə nəticələnin. [21]

Hidrogen tükənmiş bölgə olaraq təyin olunan kütləvi bir ulduzun nüvəsi, nüvənin xaricindəki hidrogen birləşməsindən material yığdıqca daha isti və daha sıx olur. Kifayət qədər kütləvi ulduzlarda nüvə alfa prosesi vasitəsilə karbon və daha ağır elementləri birləşdirmək üçün kifayət qədər yüksək temperatur və sıxlığa çatır. Helyum birləşməsinin sonunda bir ulduzun nüvəsi əsasən karbon və oksigendən ibarətdir. Təxminən 8 M-dən ağır olan ulduzlarda , karbon alovlanır və birləşdirilərək neon, sodyum və maqnezium əmələ gəlir. Biraz daha az kütləli olan ulduzlar qismən karbon alovlandıra bilər, lakin elektronların degenerasiyası başlamazdan əvvəl karbonu tam birləşdirə bilmirlər və bu ulduzlar nəticədə oksigen-neon-maqnezium ağ cırtdanı tərk edəcəklər. [22] [23]

Tam karbon yanması üçün dəqiq kütlə həddi metaliklik və asimptotik nəhəng budaqda itən detallı kütlə kimi bir neçə amilə bağlıdır, lakin təxminən 8-9 M-dir. . [22] After carbon burning is complete, the core of these stars reaches about 2.5 M and becomes hot enough for heavier elements to fuse. Before oxygen starts to fuse, neon begins to capture electrons which triggers neon burning. For a range of stars of approximately 8-12 M , this process is unstable and creates runaway fusion resulting in an electron capture supernova. [24] [23]

In more massive stars, the fusion of neon proceeds without a runaway deflagration. This is followed in turn by complete oxygen burning and silicon burning, producing a core consisting largely of iron-peak elements. Surrounding the core are shells of lighter elements still undergoing fusion. The timescale for complete fusion of a carbon core to an iron core is so short, just a few hundred years, that the outer layers of the star are unable to react and the appearance of the star is largely unchanged. The iron core grows until it reaches an effective Chandrasekhar mass, higher than the formal Chandrasekhar mass due to various corrections for the relativistic effects, entropy, charge, and the surrounding envelope. The effective Chandrasekhar mass for an iron core varies from about 1.34 M in the least massive red supergiants to more than 1.8 M in more massive stars. Once this mass is reached, electrons begin to be captured into the iron-peak nuclei and the core becomes unable to support itself. The core collapses and the star is destroyed, either in a supernova or direct collapse to a black hole. [23]

Supernova Edit

When the core of a massive star collapses, it will form a neutron star, or in the case of cores that exceed the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, a black hole. Through a process that is not completely understood, some of the gravitational potential energy released by this core collapse is converted into a Type Ib, Type Ic, or Type II supernova. It is known that the core collapse produces a massive surge of neutrinos, as observed with supernova SN 1987A. The extremely energetic neutrinos fragment some nuclei some of their energy is consumed in releasing nucleons, including neutrons, and some of their energy is transformed into heat and kinetic energy, thus augmenting the shock wave started by rebound of some of the infalling material from the collapse of the core. Electron capture in very dense parts of the infalling matter may produce additional neutrons. Because some of the rebounding matter is bombarded by the neutrons, some of its nuclei capture them, creating a spectrum of heavier-than-iron material including the radioactive elements up to (and likely beyond) uranium. [25] Although non-exploding red giants can produce significant quantities of elements heavier than iron using neutrons released in side reactions of earlier nuclear reactions, the abundance of elements heavier than iron (and in particular, of certain isotopes of elements that have multiple stable or long-lived isotopes) produced in such reactions is quite different from that produced in a supernova. Neither abundance alone matches that found in the Solar System, so both supernovae and ejection of elements from red giants are required to explain the observed abundance of heavy elements and isotopes thereof.

The energy transferred from collapse of the core to rebounding material not only generates heavy elements, but provides for their acceleration well beyond escape velocity, thus causing a Type Ib, Type Ic, or Type II supernova. Current understanding of this energy transfer is still not satisfactory although current computer models of Type Ib, Type Ic, and Type II supernovae account for part of the energy transfer, they are not able to account for enough energy transfer to produce the observed ejection of material. [26] However, neutrino oscillations may play an important role in the energy transfer problem as they not only affect the energy available in a particular flavour of neutrinos but also through other general-relativistic effects on neutrinos. [27] [28]

Some evidence gained from analysis of the mass and orbital parameters of binary neutron stars (which require two such supernovae) hints that the collapse of an oxygen-neon-magnesium core may produce a supernova that differs observably (in ways other than size) from a supernova produced by the collapse of an iron core. [29]

The most massive stars that exist today may be completely destroyed by a supernova with an energy greatly exceeding its gravitational binding energy. This rare event, caused by pair-instability, leaves behind no black hole remnant. [30] In the past history of the universe, some stars were even larger than the largest that exists today, and they would immediately collapse into a black hole at the end of their lives, due to photodisintegration.

After a star has burned out its fuel supply, its remnants can take one of three forms, depending on the mass during its lifetime.

White and black dwarfs Edit

For a star of 1 M , the resulting white dwarf is of about 0.6 M , compressed into approximately the volume of the Earth. White dwarfs are stable because the inward pull of gravity is balanced by the degeneracy pressure of the star's electrons, a consequence of the Pauli exclusion principle. Electron degeneracy pressure provides a rather soft limit against further compression therefore, for a given chemical composition, white dwarfs of higher mass have a smaller volume. With no fuel left to burn, the star radiates its remaining heat into space for billions of years.

A white dwarf is very hot when it first forms, more than 100,000 K at the surface and even hotter in its interior. It is so hot that a lot of its energy is lost in the form of neutrinos for the first 10 million years of its existence, but will have lost most of its energy after a billion years. [31]

The chemical composition of the white dwarf depends upon its mass. A star of a few solar masses will ignite carbon fusion to form magnesium, neon, and smaller amounts of other elements, resulting in a white dwarf composed chiefly of oxygen, neon, and magnesium, provided that it can lose enough mass to get below the Chandrasekhar limit (see below), and provided that the ignition of carbon is not so violent as to blow the star apart in a supernova. [32] A star of mass on the order of magnitude of the Sun will be unable to ignite carbon fusion, and will produce a white dwarf composed chiefly of carbon and oxygen, and of mass too low to collapse unless matter is added to it later (see below). A star of less than about half the mass of the Sun will be unable to ignite helium fusion (as noted earlier), and will produce a white dwarf composed chiefly of helium.

In the end, all that remains is a cold dark mass sometimes called a black dwarf. However, the universe is not old enough for any black dwarfs to exist yet.

If the white dwarf's mass increases above the Chandrasekhar limit, which is 1.4 M for a white dwarf composed chiefly of carbon, oxygen, neon, and/or magnesium, then electron degeneracy pressure fails due to electron capture and the star collapses. Depending upon the chemical composition and pre-collapse temperature in the center, this will lead either to collapse into a neutron star or runaway ignition of carbon and oxygen. Heavier elements favor continued core collapse, because they require a higher temperature to ignite, because electron capture onto these elements and their fusion products is easier higher core temperatures favor runaway nuclear reaction, which halts core collapse and leads to a Type Ia supernova. [33] These supernovae may be many times brighter than the Type II supernova marking the death of a massive star, even though the latter has the greater total energy release. This instability to collapse means that no white dwarf more massive than approximately 1.4 M can exist (with a possible minor exception for very rapidly spinning white dwarfs, whose centrifugal force due to rotation partially counteracts the weight of their matter). Mass transfer in a binary system may cause an initially stable white dwarf to surpass the Chandrasekhar limit.

If a white dwarf forms a close binary system with another star, hydrogen from the larger companion may accrete around and onto a white dwarf until it gets hot enough to fuse in a runaway reaction at its surface, although the white dwarf remains below the Chandrasekhar limit. Such an explosion is termed a nova.

Neutron stars Edit

Ordinarily, atoms are mostly electron clouds by volume, with very compact nuclei at the center (proportionally, if atoms were the size of a football stadium, their nuclei would be the size of dust mites). When a stellar core collapses, the pressure causes electrons and protons to fuse by electron capture. Without electrons, which keep nuclei apart, the neutrons collapse into a dense ball (in some ways like a giant atomic nucleus), with a thin overlying layer of degenerate matter (chiefly iron unless matter of different composition is added later). The neutrons resist further compression by the Pauli exclusion principle, in a way analogous to electron degeneracy pressure, but stronger.

These stars, known as neutron stars, are extremely small—on the order of radius 10 km, no bigger than the size of a large city—and are phenomenally dense. Their period of rotation shortens dramatically as the stars shrink (due to conservation of angular momentum) observed rotational periods of neutron stars range from about 1.5 milliseconds (over 600 revolutions per second) to several seconds. [34] When these rapidly rotating stars' magnetic poles are aligned with the Earth, we detect a pulse of radiation each revolution. Such neutron stars are called pulsars, and were the first neutron stars to be discovered. Though electromagnetic radiation detected from pulsars is most often in the form of radio waves, pulsars have also been detected at visible, X-ray, and gamma ray wavelengths. [35]

Black holes Edit

If the mass of the stellar remnant is high enough, the neutron degeneracy pressure will be insufficient to prevent collapse below the Schwarzschild radius. The stellar remnant thus becomes a black hole. The mass at which this occurs is not known with certainty, but is currently estimated at between 2 and 3 M .

Black holes are predicted by the theory of general relativity. According to classical general relativity, no matter or information can flow from the interior of a black hole to an outside observer, although quantum effects may allow deviations from this strict rule. The existence of black holes in the universe is well supported, both theoretically and by astronomical observation.

Because the core-collapse mechanism of a supernova is, at present, only partially understood, it is still not known whether it is possible for a star to collapse directly to a black hole without producing a visible supernova, or whether some supernovae initially form unstable neutron stars which then collapse into black holes the exact relation between the initial mass of the star and the final remnant is also not completely certain. Resolution of these uncertainties requires the analysis of more supernovae and supernova remnants.

A stellar evolutionary model is a mathematical model that can be used to compute the evolutionary phases of a star from its formation until it becomes a remnant. The mass and chemical composition of the star are used as the inputs, and the luminosity and surface temperature are the only constraints. The model formulae are based upon the physical understanding of the star, usually under the assumption of hydrostatic equilibrium. Extensive computer calculations are then run to determine the changing state of the star over time, yielding a table of data that can be used to determine the evolutionary track of the star across the Hertzsprung–Russell diagram, along with other evolving properties. [36] Accurate models can be used to estimate the current age of a star by comparing its physical properties with those of stars along a matching evolutionary track. [37]


When a player fails a Star Voyage, the player must give Star Fuel in order to start a new mission immediately, the amount required depending on the sector that the player is in:

  • Alpha Sector: 25 Star Fuel
  • Beta Sector: 40 Star Fuel
  • Delta Sector: 60 Star Fuel
  • Epsilon Sector: 80 Star Fuel
  • Galactic Nexus: 100 Star Fuel

In order to use Star Fuel, the Star Fuel must be loaded in any Starship Reactor. Starship Reactors will also automatically generate Star Fuel inside the reactor at one per ten minutes until it reaches the maximum capacity of the reactor. The possible reactors that can be used are:

  • Imperial Starship Reactor - Mk.I
  • Imperial Starship Reactor - Mk.II
  • Imperial Starship Reactor - Mk.III
  • Stellarix Union Starship Reactor - Mk.I
  • Stellarix Union Starship Reactor - Mk.II
  • Stellarix Union Starship Reactor - Mk.III
  • Greezak Horde Starship Reactor - Mk.I
  • Greezak Horde Starship Reactor - Mk.II
  • Greezak Horde Starship Reactor - Mk.III
  • HyperTech Starship Reactor - Mk.I
  • HyperTech Starship Reactor - Mk.II
  • HyperTech Starship Reactor - Mk.III

Astronomers spot a 'blinking giant' near the center of the Galaxy

Astronomlar, 25.000 işıq ili uzaqlıqdakı Süd Yolunun mərkəzinə doğru nəhəng bir 'yanıb sönən' ulduzu gördülər.

Beynəlxalq bir astronomlar qrupu, VVV-WIT-08 ulduzunu parlaqlığını 30 qat azaldığını, beləliklə göydən yoxa çıxdığını müşahidə etdi. Bir çox ulduz ikili sistemdəki başqa bir ulduzun vurduğu və ya tutulduğu üçün parlaqlığında dəyişsə də, bir ulduzun bir neçə ay ərzində zəifləməsi və daha sonra yenidən parlaması son dərəcə nadirdir.

The researchers believe that VVV-WIT-08 may belong to a new class of 'blinking giant' binary star system, where a giant star -- 100 times larger than the Sun -- is eclipsed once every few decades by an as-yet unseen orbital companion. Başqa bir ulduz və ya bir planet ola bilən yoldaş, qeyri-şəffaf bir disklə əhatə olunmuş, nəhəng ulduzu örtən, yox olmasına və göydə yenidən görünməsinə səbəb olur. Tədqiqat nəşr olunur Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri.

The discovery was led by Dr Leigh Smith from Cambridge's Institute of Astronomy, working with scientists at the University of Edinburgh, the University of Hertfordshire, the University of Warsaw in Poland and Universidad Andres Bello in Chile.

"It's amazing that we just observed a dark, large and elongated object pass between us and the distant star and we can only speculate what its origin is," said co-author Dr Sergey Koposov from the University of Edinburgh.

Ulduz Samanyolu'nun sıx bir bölgəsində yerləşdiyindən tədqiqatçılar bəzi bilinməyən qaranlıq cisimlərin təsadüfən nəhəng ulduzun qarşısında sürüşüb gedə biləcəyini düşündülər. However, simulations showed that there would have to be an implausibly large number of dark bodies floating around the Galaxy for this scenario to be likely.

Bu cür başqa bir ulduz sistemi uzun müddətdir bilinir. Nəhəng ulduz Epsilon Aurigae hər 27 ildən bir nəhəng toz diskindən tutulur, ancaq yalnız təxminən 50% azalır. A second example, TYC 2505-672-1, was found a few years ago, and holds the current record for the eclipsing binary star system with the longest orbital period -- 69 years -- a record for which VVV-WIT-08 is currently a contender.

The UK-based team has also found two more of these peculiar giant stars in addition to VVV-WIT-08, suggesting that these may be a new class of 'blinking giant' stars for astronomers to investigate.

VVV-WIT-08, Çilidə İngilislərin inşa etdiyi VISTA teleskopunu istifadə edən və Avropa Cənubi Rəsədxanası tərəfindən idarə olunan, təxminən bir milyard ulduzu müşahidə edən Via Lactea anketində (VVV) VISTA Dəyişənləri tərəfindən tapıldı. spektrin infraqırmızı hissəsində fərqli parlaqlığı olan nümunələr axtarmaq üçün on il.

Layihənin həmsədri Hertfordshire Universitetindən professor Philip Lucas, "Bəzən" bu nədir? "Və ya" WIT "obyektləri adlandırdığımız, müəyyən bir kateqoriyaya sığmayan dəyişkən ulduzlar tapırıq. bu yanıb-sönən nəhənglərin necə meydana gəldiyini bilmirəm. Bu illər ərzində məlumatları planlaşdırıb topladıqdan sonra VVV-dən bu cür kəşfləri görmək həyəcan verici. "

VVV-WIT-08, VVV məlumatları istifadə edilərək kəşf edilərkən, ulduzun qaralması, Varşava Universitetinin uzun müddət davam edən bir müşahidə kampaniyası olan Optik Qravitasiya Lensasiya Təcrübəsi (OGLE) tərəfindən də müşahidə edildi. OGLE daha tez-tez müşahidələr aparır, lakin spektrin görünən hissəsinə daha yaxındır. These frequent observations were key for modelling VVV-WIT-08, and they showed that the giant star dimmed by the same amount in both the visible and infrared light.

İndi nəhəng ulduzları və böyük qeyri-şəffaf diskləri ehtiva edən bu tip yarım düzənlik bilinən ulduz sistemi var. "Şübhəsiz ki, tapılacaq daha çox şey var, lakin indi çətinlik gizli yoldaşların nə olduğunu və nəhəng ulduzdan bu qədər orbitə çıxmasına baxmayaraq disklərlə necə əhatə olunduğunu tapmaqdır" dedi Smith. "Bunu edərkən bu tip sistemlərin necə inkişaf etdiyi barədə yeni bir şey öyrənə bilərik."


Mass required to be totally converted into energy per second = E/c 2

The sun converts about 600 million tons of hydrogen to 596 million tons of helium every second [the e/c^2 equivalent of 4 million tons of mass to energy every second]:

The basic way of computing this is to measure the average energy of sunlight striking the surface of the earth and factoring in the distance of earth to the sun. That allows you to estimate the energy output per square unit at the surface of the sun.

The reason we know how much hydrogen is being burned at the center is that we believe the sun to be in approximate equilibrium. To put it another way, we expect that the amount of energy lost per unit time (by radiation --> the luminosity) should equal the amount of energy generated per unit time (by nuclear fusion). If this weren't the case, the temperature and physical size of the sun would be changing rapidly (by cosmic standards) with time.

In reality, the sun can't be in exact equilibrium because its chemical composition is changing that is, hydrogen is being converted to helium. As a result, there is a slight change in its size and temperature with time, but it's very slow, having changed its size by only about 20% in its lifetime.

Putting the mass consumption in perspective - it is in quasi-equilibrium, almost but not quite -

as compared to a consumption rate of hydrogen - 6x10 8 tons (English or metric? - I don't have time to do the math at the moment)

Putting the mass consumption in perspective - it is in quasi-equilibrium, almost but not quite -

as compared to a consumption rate of hydrogen - 6x10 8 tons (English or metric? - I don't have time to do the math at the moment

3x10 18 secs = 10 11 years .
Actually the Sun will go Red Giant in about a tenth of this time, as only the core is available for fuel, so the total lifetime of the solar system as we know it will be 10 10 years and the present age is 5x10 9 years, so we are half way through and have a little way to go!!

For other stars you simply exchange the Sun's mass and luminosity for that of the star in question. Note: large stars that convect deep down onto the core will use a greater percentage of their overall mass as fuel and therefore last somewhat longer than otherwise. As it is, larger stars are much more luminous, and therefore have shorter lifetimes, than our Sun. (Thank goodness our Sun isn't larger!)

One more question, how is it, in star birth (or when once a star is "born") that it has so much hydrogen to burn? I do know that the Helium once it has been converted from hydrogen (because it is done in such high numbers) that this helps fight the inward pull of gravity from the core of the star? why does the core have such a gravitational force? Forgive me, im just trying to figure out how stars work. I'm currently reading Joseph Silk's book on the big bang theory and i'm at the part of star formation. but posting here helps as well.

ok that was more than one more question.

3/4 hydrogen, 1/4 helium and 2% everything else. You can play with the numbers a little but that is basically it. Of the 2% (the Earth & us!) the most common elements are Oxygen, Carbon and Nitrogen (about 1% of total) then Neon and then Iron and Silicon, (the Earth) and then the rest. That is where the Hydrogen came from - it was there is the first place and was the major constituent out of which the Sun was formed. Where did it all come from? When you do the nucleo-synthesis equations for the Big Bang you find it creates 3/4 hydrogen 1/4 helium and very little of anything else, it came from the BB!


Elements in Globular Clusters and Open Clusters Are Not the Same

The fact that the elements are made in stars over time explains an important difference between globular and open clusters. Hydrogen and helium, which are the most abundant elements in stars in the solar neighborhood, are also the most abundant constituents of stars in both kinds of clusters. However, the abundances of the elements heavier than helium are very different.

In the Sun and most of its neighboring stars, the combined abundance (by mass) of the elements heavier than hydrogen and helium is 1&ndash4% of the star&rsquos mass. Spectra show that most open-cluster stars also have 1&ndash4% of their matter in the form of heavy elements. Globular clusters, however, are a different story. The heavy-element abundance of stars in typical globular clusters is found to be only 1/10 to 1/100 that of the Sun. A few very old stars not in clusters have been discovered with even lower abundances of heavy elements.

The differences in chemical composition are a direct consequence of the formation of a cluster of stars. The very first generation of stars initially contained only hydrogen and helium. We have seen that these stars, in order to generate energy, created heavier elements in their interiors. In the last stages of their lives, they ejected matter, now enriched in heavy elements, into the reservoirs of raw material between the stars. Such matter was then incorporated into a new generation of stars.

This means that the relative abundance of the heavy elements must be less and less as we look further into the past. We saw that the globular clusters are much older than the open clusters. Since globular-cluster stars formed much earlier (that is, they are an earlier generation of stars) than those in open clusters, they have only a relatively small abundance of elements heavier than hydrogen and helium.

As time passes, the proportion of heavier elements in the &ldquoraw material&rdquo that makes new stars and planets increases. This means that the first generation of stars that formed in our Galaxy would not have been accompanied by a planet like Earth, full of silicon, iron, and many other heavy elements. Earth (and the astronomy students who live on it) was possible only after generations of stars had a chance to make and recycle their heavier elements.

Now the search is on for true əvvəlcə-generation stars, made only of hydrogen and helium. Theories predict that such stars should be very massive, live fast, and die quickly. They should have lived and died long ago. The place to look for them is in very distant galaxies that formed when the universe was only a few hundred million years old, but whose light is only arriving at Earth now.


Young Galaxy is Surrounded by Star Fuel

Astronomers using the National Science Foundation’s Very Large Array (VLA) radio telescope have discovered a massive reservoir of cold gas from which a primeval galaxy formed its first stars. Looking more than 12 billion years into the past, the scientists found that the young galaxy experiencing a “burst” of star formation was surrounded by enough cold molecular gas to make 100 billion suns.

“This is the first time anyone has seen the massive reservoir of cold gas required for these incredible ‘starbursts’ to produce a galaxy,” said Chris Carilli, an astronomer at the NSF’s National Radio Astronomy Observatory (NRAO) in Socorro, NM. “There is much more gas here than we anticipated,” Carilli added.

The research team was led by Padeli Papadoupoulos of Leiden Observatory in the Netherlands and also included Rob Ivison of University College London and Geraint Lewis of the Anglo-Australian Observatory in Australia. The scientists reported their findings in the January 4 edition of the journal Təbiət.

The astronomers found the gas when studying a quasar called APM 08279+5255, discovered in 1998. Observations with optical and infrared telescopes revealed that the quasar, a young galaxy with a voracious black hole at its center, was forming new stars rapidly in a starburst. At a distance of more than 12 billion light-years, the quasar is seen as it was more than 12 billion years ago, just a billion or so years after the Big Bang.

“This thing is at the edge of the dark ages,” before the first stars in the universe were born, said Carilli.

The year after its discovery, APM 08279+5255 was found to have warm carbon monoxide (CO) gas near its center, heated by the energy released as the galaxy’s black hole devours material. The VLA observations revealed cold CO gas much more widely distributed than its warmer counterpart. Based on observations of closer objects, the astronomers presume the CO gas is accompanied by large amounts of molecular hydrogen gas (H2). Cold CO gas never has been detected before in such a distant object.

Though APM 08279+5255 is a young galaxy undergoing its first massive burst of star formation, the CO gas indicates that very massive stars formed quickly, lived through their short lifetimes, and exploded as supernovae. Carbon and Oxygen, the component elements of CO, are formed in the cores of stars, so their presence in the cold gas tells the astronomers that massive, short-lived stars had to have exploded already, spreading these elements throughout the galaxy’s interstellar gas.

“The original discovery of this quasar was quite a surprise, as observations revealed it is among the most luminous objects known in the universe. The discovery of this massive reservoir of cold gas is equally surprising. It provides vital clues to the birth of galaxies, such as our own Milky Way,” Lewis said.

Discovery of the gas was made possible by the galaxy’s great distance. The expansion of the universe “stretches” light and radio waves to longer wavelengths — the more distant the object, the more stretching is seen. Radio waves emitted by the cold CO gas originally had wavelengths of about 1.3 and 2.6 millimeters, but were “redshifted” to wavelengths of 7 and 13 millimeters — wavelengths the VLA can receive.

“It took eight years to refine this technique, but the effort has been worthwhile. This is the golden age of cosmology. We are learning more and more about our universe, from the smallest planets to the largest galaxy clusters. This new result is a crucial piece in the jigsaw and may help resolve many misconceptions about how galaxies form and evolve” Ivison said.

“Because of its sensitivity and its ability to make detailed images, the VLA is the only telescope able to unveil these large reservoirs of cold molecular gas in the distant universe,” Carilli said. “In addition, as we expand the technical capabilities of the VLA in the coming years, making it even more sensitive and able to show more detail, it will become the world’s premier tool for studying this vital aspect of the young universe.”


Crab Nebula

Our editors will review what you’ve submitted and determine whether to revise the article.

Crab Nebula, (catalog numbers NGC 1952 and M1), probably the most intensely studied bright nebula, in the constellation Taurus, about 6,500 light-years from Earth. Roughly 10 light-years in diameter, it is assumed to be the remnant of a supernova (violently exploding star) observed by Chinese and other astronomers first on July 4, 1054. The supernova was visible in daylight for 23 days and at night for almost 2 years. There are no records of its observation at the time by Europeans.

The discovery of the object as a nebula is attributed to the English physician and amateur astronomer John Bevis in about 1731. In 1758 it was the first object listed (M1) in Charles Messier’s catalog of nebulous objects. It acquired its name, suggested by its form, in the mid-19th century. In 1921 it was discovered to be still expanding the present rate is about 1,100 km (700 miles) per second.

The Crab is one of the few astronomical objects from which radiation has been detected over the entire measurable spectrum, from radio waves through infrared and visible wavelengths to ultraviolet, X-rays, and gamma rays. In the late 1960s the Crab pulsar (NP 0532), thought to be the collapsed remnant of the supernova, was discovered near the centre of the nebula. The pulsar, which flashes in radio, visible, X-ray, and gamma-ray wavelengths at 30 times per second, provides the energy that allows the nebula to glow.


Videoya baxın: ФРУКТОВЫЙ ЧАЙ С САУСАН. ТУНЗАЛЯ АГАЕВА: о детстве, начале карьеры и взглядах на жизнь (Sentyabr 2021).