Sterrekunde

Wat gebeur met 'n wit dwerg verby die Chandrasekhar-grens?

Wat gebeur met 'n wit dwerg verby die Chandrasekhar-grens?


We are searching data for your request:

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

Dit is 'n meerkeusevraag waarmee ek tydens 'n eksamen probleme gehad het.

Sal daar 'n wit dwerg met te veel massa bo-op gestapel word?

a) 'n termonukleêre flits ondergaan en ontplof in 'n tipe IA-supernova

b) ineenstort om 'n swart gat te vorm

c) ineenstort om 'n neutronster in 'n kernnorm (tipe II) supernova te vorm


Dit is nie heeltemal duidelik wat u vra nie, maar as dit 'n multikeuse-vasvra is, dan is die enigste opsie kon korrek wees is (a).

(b) Is nie korrek nie, want 'n wit dwerg wat pas by die Chandrasekhar-massa verbygaan, is gemaklik onder die maksimum massa wat deur 'n neutronster ondersteun kan word. Neutronisering gevolg deur neutron-ontaardingsdruk en die sterk afstootlike kernkrag tussen neutrone by klein skeidings behoort swart gatvorming te kan voorkom.

(c) Is nie korrek nie, want tipe II-supernovas is per definisie die gevolg van die ineenstorting van massiewe sterre. Waarnemend word hulle onderskei deur waterstofabsorpsie in hul spektra, maar aangesien 'n wit dwerg min of geen waterstof bevat nie, is dit nie moontlik nie.

(a) Miskien gebeur. Soos massa by die wit dwerg gevoeg word, sal dit word kleiner en digter. Dit is moontlik dat kernreaksies (koolstoffusie) kan begin. Omdat die wit dwerg ondersteun word deur temperatuuronafhanklike elektronen-degenerasie-druk, neem die kernreaksies op met konstante digtheid, maar die toenemende temperatuur lei tot weglopende kernreaksies wat die ster as 'n tipe Ia-supernova laat ontplof.


Paradoks op die Chandrasekhar-limiet

Die Chandrasekhar-limiet word gedefinieer as die maksimum massa van 'n wit dwerg wat na bewering 1,44 sonmassas is.
My twyfel hier is dat as dit die massa van 1,44 sonne is, dan moet die son nie eers brandstof verbrand nie. Eers dan sal die massa daarvan dieselfde bly.

Die son brand steeds baie brandstof. Die ongeveer 5 miljoen ton materiaal word elke sekonde in energie omgeskakel.
Moet die definisie van die Chandrasekhar Limiet dan nie meer presies wees nie, of is ek heeltemal verkeerd?


Antieke witdwergontploffings verontagsaam blykbaar lang gevestigde & quotrules & quot

Daar word meestal gedink dat witdwergsterre baie spesifieke 'reëls' volg - as hulle oor 'n sekere massa limiet is, sal hulle in 'n supernova ontplof met 'n baie voorspelbare helderheid en tyd. Maar nou vind Caltech-sterrekundiges 'n vreemde draai aan die patroon wat hulle nie kan verklaar nie. Volgens 'n nuwe studie het wit dwerge vroeër by laer massas ontplof as vandag.

Wit dwerge is een van die laaste lewensfases vir sterre soos ons Son. Nadat hierdie sterre hul brandstofvoorraad uitgeput het, gooi hulle hul buitenste lae in 'n planetêre newel en laat hulle 'n klein, dowwe kern agter - 'n wit dwerg. In sommige gevalle kan hierdie oorblyfsels ook later ontplof, en daar word al lank gedink dat daar 'n duidelike massalimiet was waarbinne wit dwerge sou ontplof. In 1930 het die Indiese astrofisikus Subrahmanyan Chandrasekhar bepaal dat die limiet 1,4 sonmassas is. Die idee het oor die algemeen oor die jare heen volgehou, maar daar is enkele uitsonderings.

Nou het 'n span Caltech-sterrekundiges die limiet van Chandrasekhar ondersoek en 'n onverwagte patroon gevind - antieke wit dwerge het gereeld by kleiner massas ontplof. Na verloop van tyd het ontploffings by hoër massas begin plaasvind.

Die span het hierdie ontdekking gemaak met behulp van die Keck II-teleskoop op Hawaii. Hulle het begin deur na antieke sterrestelsels te kyk - dié wat blykbaar ongeveer 'n miljard jaar na die begin van die heelal opgehou het om sterre te produseer. Dit lyk asof die sterre in hierdie sterrestelsels veel minder nikkel bevat as gewoonlik.

Wat het dit met enigiets te doen? Wanneer wit dwerge ontplof, word swaar elemente soos nikkel en yster in die ontploffing gesmee en gaan met hierdie elemente voort om toekomstige sterre te saai. Laer konsentrasies nikkel dui daarop dat die wit dwerge wat hierdie sterre voorafgegaan het, teen laer massas - rondom dié van die Son - so 'n bietjie laer as die Chandrasekhar-grens ontplof het.

"Ons het gevind dat wit dwerge in die vroeë heelal teen laer massas ontplof het as later in die heelal se leeftyd," sê Evan Kirby, hoofnavorser van die studie. "Dit is nog onduidelik wat hierdie verandering aangedryf het."

Dit is belangrik om goed te verstaan ​​waarom dit kan wees, aangesien wit dwerge wat ontplof, die sleutel is tot ons begrip van die kosmos. Hoe dit ook al sy, wit dwerg-supernovas is opvallend konstant, hulle bereik altyd dieselfde maksimum helderheid en duur dieselfde tyd voordat dit vervaag. Hierdie gebeurtenisse, bekend as Type Ia-supernovas, is so eenvormig dat hulle dikwels Standaardkerse genoem word en kan gebruik word om afstande te meet.

"Ons noem Type Ia-supernovas 'standaardiese kerse'," sê Kirby. "As jy op 'n afstand na 'n kers kyk, sal dit dowwer lyk as wanneer dit van naby is. As jy weet hoe helder dit veronderstel is om van naby te wees, en jy meet hoe helder dit op 'n afstand is, kan jy die afstand bereken , ”sê Kirby. "Tipe Ia-supernovas was baie nuttig om dinge soos die uitbreidingstempo van die heelal te bereken. Ons gebruik dit heeltyd in die kosmologie. Dit is dus belangrik om te verstaan ​​waar hulle vandaan kom en die wit dwerge wat hierdie ontploffings genereer, kenmerk."

Vervolgens beplan die span om die konsentrasies van ander elemente, soos mangaan, te bestudeer om die bevindings te ondersteun.


Wat gebeur met 'n wit dwerg verby die Chandrasekhar-grens? - Sterrekunde

Nota:Tipe I-supernovas het niks te doen met die normale volgorde van stervorming nie. Met ander woorde, die normale evolusie van 'n ster sal nooit 'n tipe I-supernova voortbring nie. Hulle is NIE 'n stap in die ry nie, maar word veroorsaak deur 'n ander, heeltemal ander proses (hieronder beskryf). Ons sluit hierdie bladsy hier slegs in vir volledigheid.

Tipe I-supernovas word minder goed verstaan ​​as tipe II-supernovas. Tipe I-supernovas kom voor wanneer die massa van 'n wit dwerg (wat deel uitmaak van 'n binêre stelsel) die Chandrasekhar-limiet oorskry en koolstof ontaardbaar begin verbrand, wat 'n ontploffing veroorsaak wat die wit dwergster kan vernietig. Wetenskaplikes glo dat die massa van die wit dwerg verby die Chandrasekhar-limiet styg omdat dit materie van sy metgesel toeneem (met ander woorde, materie van die metgesel ster vloei na die wit dwerg, wat veroorsaak dat die massa van die wit dwerg toeneem) .

Alle tipe I-supernovas het 'n paar kenmerke gemeen. Dit word geklassifiseer deur die feit dat daar geen waterstoflyne in hul spektrum is nie. Daarbenewens is die ligkrommes van tipe I-supernovas almal baie dieselfde. Hulle het almal 'n maksimum absolute grootte van -19 (of ongeveer 4 miljard keer helderder as die son) en 'n soortgelyke dalende ligpatroon na die ontploffing. Vanweë die ooreenkoms met hul ligkrommes kan tipe I-supernovas gebruik word as standaard kerse. 'N Standaard kers is 'n voorwerp van bekende absolute grootte (M). Omdat M bekend is en m (die skynbare grootte van die sterre) waargeneem kan word, is dit eenvoudig om die afstand tot die voorwerp te bepaal met behulp van die formule vir afstandsmodule (m - M = 5 log (d) - 5).

Departement Sterrekunde, Universiteit van Maryland
College Park, MD 20742-2421
Telefoon: 301.405.3001 FAKS: 301.314.9067

Kommentaar en vrae kan aan Webmeester gerig word
Webtoeganklikheid


Wat gebeur met 'n wit dwerg verby die Chandrasekhar-grens? - Sterrekunde




Wit dwerge beteken dubbele probleme vir supernovas
DEUR KEITH COOPER
ASTRONOMIE NOU
Geplaas: 13 Mei 2012

'N Kunswerk wat die binêre sterstelsel RS Ophiuchi voorstel, wat 'n wit dwerg in die buitenste atmosfeer van 'n rooi reus bevat. Sal die wit dwerg ontplof deur die aanwas van die rooi reus? Of sal dit wag tot 'n tweede wit dwerg uit die rooi reus verskyn voordat dit daarmee saamsmelt? Beeld: STFC / David Hardy.

Daar is meer as een manier om 'n kat te vel, en dit lyk asof daar meer as een manier is om 'n supernova te skep waarby 'n wit dwergster betrokke is, volgens 'n nuwe studie deur 'n multikontinentale span sterrekundiges. Hulle resultate betwis nie net die tradisionele teorie nie, maar het ook gevolge vir sommige van ons diepste astronomiese ondersoeke - die aard van donker energie en die uitbreiding van die heelal.

Supernovas - ontploffende sterre - kom in verskillende rasse voor, onderskei deur die fyn besonderhede van hul spektrale lyne, maar in die breë is hulle in twee kampe verdeel: massiewe sterre wat in duie stort en bloei, en wit dwerge wat te veel stof versamel. van 'n metgesel-ster en beland uiteindelik in 'n termonukleêre ontploffing. Tot nou toe was die aard van die metgeselle onduidelik, maar nuwe ontledings om vas te stel of daar gas rondom hierdie supernovas voorkom, dui daarop dat ten minste 'n kwart veroorsaak word deur 'n sonagtige of rooi reuse-metgeselster wat op die wit dwerg uitloop. Intussen kan die oorblywende driekwart veroorsaak word deur twee wit dwerge wat saamsmelt.

Witdwerg-supernovas word in die astronomiese benaming beskryf as tipe Ia-supernovas, wat geen waterstof in hul spektra afwesig is nie. Dit is sinvol dat wit dwerge die oorblyfsels is van sterre wat eens soos ons son was, maar wat tot ouderdom ontwikkel het, tot 'n rooi reus uitgebrei en gesterf het, en 'n koel karkas agtergelaat het in die vorm van hul warm wit dwergkern. Al die sterre is reuse-natuurlike samesmeltingsreaktors, wat waterstof voortdurend in helium en dan in swaarder elemente soos koolstof en suurstof toedien. Teen die tyd van die ster se rooi reusfase word die kern sterk verwerk deur die vure van sterre nukleosintese, terwyl die buitenste lae, wat geleidelik opgepof word, steeds oorheers word deur waterstof. Dit laat kerne agter wat waterstofarm is, maar ryk aan helium, koolstof en suurstof.

Tipe Ia supernova 2011fe, wat verlede jaar in M101, die Pinwheel Galaxy, ontplof het. Dit is vinnig uitgesluit as enkele ontaard. Beeld: Palomar Transient Factory / B J Fulton / Las Cumbres Observatory Global Telescope Network.

Wit dwerge is gewoonlik minder massief as die son (nadat dit uit die kokon van hul sterwende ster verskyn) (hoewel dit afhang van die massa van hul stamvaderster). In hierdie stadium, met hul tekort aan waterstof, is hulle redelik inert, aangesien hul digtheid heeltemal te laag is vir verdere kernfusie. In plaas daarvan kan hulle daarna uitsien om af te koel van gemiddelde temperature van 100 000 grade Celsius tot byna absolute nul, 'n proses wat 15 miljard jaar langer kan duur as die huidige ouderdom van die heelal.

Massa is alles wat sterre en supernovas betref, en so ook met wit dwerge. Voer 'n wit dwerg rou gas, vul dit meer as 1,44 keer die massa van die son in, en dan produseer u 'n supernova. Buiten hierdie massa, bekend as die Chandrasekhar-limiet, is die digtheid binne die wit dwerg hoog genoeg om 'n kettingreaksie aan te wakker, 'n wegholproses van kernfusie wat die wit dwerg heeltemal vernietig in 'n geweldige ontploffing - 'n tipe Ia-supernova. Omdat hierdie massalimiet alomteenwoordig is, moet tipe Ia-supernovas almal dieselfde intrinsieke helderheid hê, wat perfekte afstandsmerke of 'standaard-kerse' is waarmee kosmoloë die uitbreidingstempo van die heelal in verskillende tydperke kan meet. Inderdaad, so 'n prosedure het die misterieuse donker energie ontdek wat 'n versnelling in die groei van die heelal veroorsaak.

Die probleem is dat ons nog altyd 'n bietjie onseker was oor die proses waardeur 'n wit dwerg die Chandrasekhar-limiet oortree, en in die verband is dit verbasend dat ons soveel vertroue in hul rol as standaardkerse geplaas het. In onlangse jare is vrae gevra oor die waarheid van die idee dat tipe Ia-supernovas almal met dieselfde helderheid ontplof. 'N Nuwe analise van 23 tipe Ia-supernovas deur 'n span onder leiding van Ryan Foley van die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika en sterrekundiges uit so 'n wye veld soos Israel, Duitsland en Chili, het hierdie onsekerheid nou versterk deur die teenwoordigheid van gasuitvloeiings rondom die soort te verbind. Dit is 'n supernova vir die eienskappe van twee verskillende soorte witdwergontploffings.

Die eerste tipe, noem hulle enkel degenereer. Met ander woorde, 'n enkele wit dwerg wat materie van 'n sonagtige metgesel aanbring - die tradisionele siening van tipe Ia-supernovas. In hierdie gevalle moet gasvloei uit die sterrewinde van die metgeselle rondom die supernova teenwoordig wees en sigbaar wees as lyne in die spektrum van die supernova.

Die tweede tipe is die dubbele ontaardings, wat geen sirkelvormige gas het nie. Hierdie, beweer Foley se groep, word vervaardig deur twee wit dwergsterre wat saamsmelt.

Hulle het bevind dat die fraksie van tipe Ia-supernovas met gas minstens 25 persent was, wat dit moontlik maak om breë beperkings in plek te stel. 'Wat ons nou met vertroue kan sê, is dat nie meer as 75 persent van tipe Ia-supernovas van dubbele ontaardinge kan kom nie,' sê Josh Simon, 'n lid van Foley se span van die Carnegie Observatories in Pasadena, Kalifornië.

Dit is nie onrealisties om te verwag dat twee wit dwerge in elk geval om mekaar sal wentel nie; daar is die statistiek dat die aantal meervoudige sterrestelsels in die sterrestelsel die hoeveelheid eenmalige sterre oorskry. Marten van Kerkwijk, 'n professor aan die Universiteit van Toronto, beywer hom al 'n geruime tyd vir samesmelting van wit dwerge vir tipe Ia-supernovas en gee die resep vir die maak van binêre wit dwerge.

Dit begin met twee sonsterre van dieselfde, maar nie noodwendig identiese hefboom nie, geskei deur 'n goeie afstand - miskien een astronomiese eenheid, die afstand tussen die aarde en die son. Die meer massiewe ster sal eers sy waterstofbrandstof uitput en in 'n rooi reus uitbrei en uiteindelik 'n wit dwerg agterlaat. Dan, 'n ruk daarna, loop die tweede ster dieselfde evolusionêre pad en swel in 'n rooi reus wat die baan van die wit dwerg omvat. Dit lei tot 'n proses van massa-oordrag tussen die twee, verminder die hoekmoment van die wit dwerg en laat dit in die rigting van die middelpunt van die rooi reus begin draai. Teen die tyd dat die buitenste lae van die rooi reus afgegooi word en 'n tweede wit dwerg agterlaat, is die twee op 'n botsing. Afhangend van die vergelykende massas van die wit dwerge, kan die een deur die swaartekrag van die ander uitmekaar geskeur word om 'n akkresie-skyf te vorm waaruit die materie op die oorblywende wit dwerg val, of die twee kan bots en heeltemal saamsmelt. Hoe dit ook al sy, die resultaat is dieselfde, sê van Kerkwijk - 'n katastrofiese ontploffing.

'N Reeks illustrasies wat wys hoe twee wit dwerge in mekaar spiraal, saamsmelt en dan ontplof. Terwyl hulle om mekaar draai, straal hulle swaartekraggolwe uit, wat dui op 'n moontlike toekomstige opsporingsmetode voordat hulle ontplof. Beeld: GSFC / Dana Berry.

'N Wit dwerg-samesmelting lei tot 'n ander stel omstandighede as die aanwas van 'n normale ster. Om mee te begin pak dubbele ontaarde supernovas 'n effens minder slag, maar niemand weet seker waarom nie. Miskien hou dit verband met die samestelling van die materiaal van die normale ster in die enkele ontaarde model, of produseer samesmeltende wit dwerge supernovas wat selfs meer asimmetries is as normaal, so ons sien nie al hul krag nie.

Die fisiese prosesse waardeur dit ontplof, verskil ook in die beeld van van Kerkwijk, dit is waar sy model regtig afwyk van die tradisionele teorie. Nadat hulle saamgesmelt het, ongeag hul massa, ontplof 'n supernova, stel hy voor. "Die argument is dat die binneland in die fase na die samesmelting warm genoeg word om kernfusie te veroorsaak, en daarom is die Chandrasekhar-massa irrelevant," sê hy. Van Kerkwijk meen inderdaad dat byna alle tipe Ia-supernovas soos hierdie geproduseer word, omdat die statistieke net nie anders is nie. Hy voer aan dat die aantal wit dwerge wat naby genoeg aan die Chandrasekhar-limiet gebore is vir die aanwas van 'n normale ster om hulle oor die grens te laat kantel, te min is om die waargenome tempo van tipe Ia-supernovas te weerspieël. Daar blyk ook 'n groot verskeidenheid energieë te wees wat die tipe Ia se standaard kersstatus weerspieël, terwyl bewyse vir supernova-skokgolwe wat metgeselle sterre vergaan, skaars is.

"Die samesmeltingsidee los hierdie probleme op: daar is genoeg stamvaders en 'n mens het nou 'n natuurlike rede vir die reeks supernova-eiendomme, aangesien samesmelting van massiewer wit dwerge tot helderder ontploffings sal lei," sê van Kerkwijk.

Alhoewel die resultate van Foley en Simon daarop dui dat enkel degenereer 'n beduidende deel van tipe Ia's uitmaak, bly dubbele degenereer ook 'n belangrike bydraer. Beskou van Kerkwijk die nuwe resultate dus as 'n seën vir sy teorieë, of as 'n hindernis?

"In my prentjie is die ontdekking van 'n sirkelvormige medium in 'n redelike breuk van tipe Ia-supernovas verbasend," sê hy. "Ek dink dat hulle bewyse vir die omliggende materiaal sterk is, maar dit is nog steeds slegs geloofwaardige indirekte bewyse vir 'n normale metgesel. Uiteindelik kan dit my beeld egter weerlê."

Dit is hoe die wetenskap werk - bewyse oor veronderstelling - maar as niks anders nie, lyk dit al hoe meer asof daar meer as een manier is om 'n tipe Ia-supernova te maak. Kan dit gevolglik moeilik wees vir die maniere waarop ons hierdie verskynsels gebruik?

In 1997 het twee mededingende spanne - die High-z Supernova-soekspan onder leiding van Brian Schmidt en Adam Riess, en die Supernova Cosmology Project wat deur Saul Perlmutter voorgestaan ​​is - ontdek dat die lig van tipe Ia-supernovas in verre sterrestelsels in 'n groter mate herverskuif is as hulle moes vir hul afstand gewees het. Dit impliseer dat die sterrestelsels wat hierdie supernovas gehuisves het, nie net van ons af wegtrek namate die heelal uitgebrei het soos voorspel deur die oerknal-kosmologie nie, maar dat hulle ook al hoe vinniger wegtrek. Met ander woorde, die uitbreiding van die heelal versnel en die geheimsinnige dryfveer hiervoor is as donker energie bestempel. Niemand weet wat donker energie is nie, maar die gebruik van tipe Ia-supernovas as standaardkerse om die uitbreiding in verskillende tydperke oor die geskiedenis van die heelal te meet, stel sterrekundiges in staat om meer van die eienskappe van die donker energie te peil en hopelik uiteindelik 'n bevredigende verklaring daarvoor te konvergeer. As daar egter meer Ia-supernovas is as wat die oog sien, waar laat dit dan donkerstudies?

Kunswerke wat die asimmetriese ontploffing van 'n tipe Ia-supernova uitbeeld. Kan dubbele ontaard groter asimmetrie hê? Beeld: ESO.

Voordat ons begin om donker energie te bedrieg, kan u seker wees dat onsekerhede in wit dwerg-supernovas die kosmologie op geen enkele manier bedreig nie. "Omdat ons weet dat enkele ontaarde en dubbele ontaarde ontploffings soortgelyk moet wees, beïnvloed hierdie soort verandering beslis nie die bestaan ​​van donker energie of die hedendaagse energiedigtheid nie," sê Simon.

Mark Sullivan, 'n kosmoloog van die Universiteit van Oxford, stem saam. "Ons weet al 20 jaar dat flouer tipe Ia-supernovas in ouer, of massiewer gasheerstelsels ontplof," sê hy. "Dit is nie duidelik waarom dit is nie, maar ons korrigeer dit tydens die kosmologiese analise. Nadat ons korrigeer vir effekte soos hierdie, sien ons geen werklike bewyse dat die helderheid van die supernovas enige verdere afhanklikheid het van enige ander veranderlike wat ons kan meet nie. , as die verskeidenheid van die stamvader wel 'n invloed het op die helderheid van supernovas, dan moet ons dit al regstel. '

Van Kerkwijk se model het selfs 'n antwoord op die ou sterrestelsel / flou supernova-raaisel. "In my prentjie is die rede dat ouer sterre minder massiewe wit dwerge produseer, en dat die samesmeltings wat voorkom, gemiddeld ook minder massiewe wit dwerge sal behels en sodoende minder energieke ontploffings sal oplewer."

Hoe dit ook al sy, donker energie lyk veilig. Inderdaad, die teenwoordigheid daarvan was in elk geval nooit te betwyfel nie, aangesien 'n onafhanklike maatstaf van sy bestaan ​​in die vorm van standaardheersers bestaan, soos sterrestelsels, waarvan die groei onderhewig aan die uitbreiding van die heelal in 'n periode van tydvak tot tydvak kan word, en dateer aan die flou gloed van die kosmiese mikrogolfagtergrond na die hedendaagse ontsaglike sterrestelsels. Wees egter versigtig wanneer ons na 'n toekoms beweeg waar ons hoop dat ons die donker energie-raaisel kan oplos. Soos Sullivan opgemerk het, sal donker energie-opnames gedurende die komende dekades al hoe sensitiewer word en subtiele effekte wat tot dusver ongemerk in die data is, kan hulself duidelik maak. Veronderstel Simon, veronderstel die fraksie van tipe Ia-supernovas wat enkel of dubbel ontaard, verander mettertyd. "As die mengsel tien miljard jaar gelede 50:50 was in teenstelling met 25:75, sou ons appels nie met appels vergelyk nie, wat subtiele foute kan meebring in die meting van die evolusie van donker energie gedurende die ouderdom van die heelal. ," hy sê.

'N Gesonde navorsingsgebied is baie waar idees volop is, en dit kan beslis gesê word vir die evolusie van wit dwerge en tipe Ia-supernovas. Een of twee ontaard, die tipe Ia-supernova-verhaal is nog nie verby nie, hoewel daar tog groot vordering gemaak word. "Ons het die afgelope jaar meer geleer oor die stamvaders van tipe Ia-supernova as wat ons die afgelope paar dekades geleer het," sê Sullivan. Dit is 'n baie opwindende tyd en ek is persoonlik daarvan oortuig dat daar meer as een stamvaderstelsel bestaan ​​om 'n tipe Ia-supernova te maak. '


Beelde van die heelal

Leerdoelstellings: Studente sal leer oor die verskille tussen planetêre newels en supernova-oorblyfsels.

Pre-Lab-vasvra: newels

Deel 1: Supernovas

Deel 2: Planetêre newels

Deel 3: Bespreking

Die term & # 8220nebula & # 8221 word in sterrekunde gebruik om baie voorwerpe wat inherent van mekaar verskil, te beskryf. Twee spesifieke soorte newels wat in hierdie laboratorium ondersoek word, is planetêre newels en supernova-oorblyfsels, wat albei die finale stadiums van sterre-evolusie is.

Met die uitsondering van sterre met massas wat baie minder is as die son, kan lae sterre met koolstof saamsmelt. Sodra die kern koolstof is en die samesmelting stop, sal die ster 'n asimptotiese reuse-tak (AGB) ster word, en sy oppervlaklae begin van die ster af uitbrei. Die helderheid van die ster sal die oppervlaklae wegstoot totdat hulle nie meer swaartekrag aan die kern gebind is nie. Die lae sal voortgaan om uit te brei en te skep wat die planetêre nevel genoem word. Die kern van die ster is 'n ontaarde koolstofkern wat 'n wit dwerg genoem word.

Supernova-ontploffings is die kragtigste gebeure in die heelal en dit laat 'n blywende oorskot agter. In minder as 'n sekonde word soveel energie vrygestel (ongeveer 10 44 Joule) as wat die son gedurende sy hele leeftyd vrygestel het!

Daar is twee soorte supernovas: tipe 1a en kern-ineenstorting. Binne die kategorie kern-ineenstorting is daar baie subklassifikasies wat afhang van watter emissielyne in die spektrum voorkom en hoe die ligkromme optree.

Die stamvaderster van 'n Type Ia-supernova is 'n wit dwerg. 'N Type Ia supernova kom voor wanneer 'n koolstof- of suurstofwit dwerg massiewer word as 1.1.39 sonmassas, wat die limiet van Chandrasekhar is. Dit kan voorkom deur samesmelting van twee wit dwerge of as die wit dwerg in 'n tweetal is met 'n rooi reuse-ster wat groter is as sy Roche-lob. In laasgenoemde geval val die massa van die rooi reus op die wit dwerg totdat die wit dwerg die grens van Chandrasekhar bereik.

Die stamvaderster vir 'n kern-ineenstorting-supernova is 'n ster met 'n groot massa (& gt 8 sonmassas). Nadat die ster die termonukleêre samesmelting staak en die kern yster is, neem die swaartekrag oor en begin die buitenste lae van die ster saamdruk. Dit is 'n inploffing en as die buitenste lae van die ster in aanraking kom met die onkompressiewe kern, word 'n skokgolf geproduseer. Dit word 'n kernwip genoem. Die skokgolf vermeerder na buite en veroorsaak die ontploffing wat ons as 'n supernova sien

Die energie in die skokgolf is groter genoeg dat samesmelting buite die kern kan plaasvind. Dit is tydens 'n supernova dat die swaarder elemente verby yster geskep word, wat dan in die interstellêre medium versprei word om toekomstige stervorming te saai. Hierdie proses word supernova nukleosintese genoem en is ook in tipe Ia supernovae aanwesig.


Wat gebeur met 'n wit dwerg verby die Chandrasekhar-grens? - Sterrekunde

Koop my goed

Hou slegte sterrekunde na aan u hart, en help my om vuil te word. Haai, dit is of een van die regtig irriterende PayPal-donasie-knoppies hier.

Maak 'n wit dwerg

Is iemand wat hierdie bladsye oud genoeg is om die groep 'The Alan Parson's Project' te onthou? In een van hul liedjies het hulle die reël 'Selfs die helderste ster sal nie vir ewig hou nie'. As dit gebeur, duur helder sterre (dit wil sê sterre wat die meeste energie afgee) eintlik die kortste tyd. Alhoewel hulle gewoonlik massiewer as die son is, verbrand hulle hul brandstof soveel vinniger dat hul lewens baie korter is.

Vir 'n lang tyd was niemand seker presies wat in die kern van 'n massiewe ster gebeur het as hy sy brandstof opgebruik nie. Die situasie is ingewikkeld, en die besonderhede van presies wat in die kern voorkom, is nie belangrik vir hierdie spesifieke Snack nie. Wat is belangrik is dat die kern in 'n normale ster wil ineenstort vanweë sy eie geweldige swaartekrag. Wat dit hou, is twee dinge: hitte, en die feit dat sulke ladings mekaar afstoot. Die hitte hou dit in stand, want die kern van 'n ster is ten spyte van al sy massa nog steeds net 'n spog soort, en 'n warm gas wil uitbrei. Dit help om swaartekrag teë te werk. Die kern is ook so warm dat die elektrone in die gas van hul atome afgestroop word, en daardie elektrone stoot mekaar af. Dit ondersteun ook die kern teen ineenstorting.

Namate die brandstof in 'n ster soos die son opgebruik word, word die buitenste lae van die ster afgewaai. Die kern word blootgestel aan die ruimte (waar ons dit vanaf die aarde kan sien), maar hy het nie meer genoeg brandstof om hitte op te wek nie. Die kern begin afkoel, en die enigste ding wat dit uithou, is elektrondruk. Ons noem hierdie soort sterre wit dwerge omdat hulle klein en warm is. By daardie digthede werk normale fisika nie baie goed nie, en u moet u oor kwantummeganika bekommer. Dit blyk dat die kern van 'n ster 'n maksimum grootte het, en dat dit steeds 'n wit dwerg kan wees, en die fisika agter die berekening van die grootte is fel. Die eerste persoon wat dit uitgewerk het, was die buitengewoon briljante Indiese astrofisikus Subramanyan Chandrasekhar, wat bevind het dat die kern van 'n ster onder die 1,4 keer die massa van die son moet wees om 'n wit dwerg te wees (wat gebeur as dit hoër is as dit? Ah, dit is nog 'n versnapering). Vandag nog, baie dekades later, is geen wit dwerg bekend met 'n massa hoër as wat bekend staan ​​as die Chandrasekhar Limiet nie.

Chandrasekhar was 'n ongelooflike persoon, en sy bydrae tot die fisika van sterrekunde is geweldig. Hy is in 1995 oorlede en om hom te vereer, het NASA hul nuwe satelliet - voorheen Advanced X-ray Astrophysics Facility of AXAF - die Chandra X-Ray Observatory hernoem. 'Chandra' was wat sy vriende hom genoem het as die naam bekend klink, dit was ook die naam van die man wat HAL uitgevind het in die film / boek '2001: A Space Odyssey'. Die CXRO-satelliet is ontwerp om te kyk na sterrekundige voorwerpe wat X-strale uitstraal. Hierdie tipe emissie word gewoonlik deur baie warm of energieke gebeure gegenereer, en wit dwerge kwalifiseer beslis daarvoor (die warmste wat bekend is, is ongeveer 200 000 grade Celsius). Dit is 'n gepaste huldeblyk aan die man wat die astronomie help oopmaak het vir die bisarre heelal van die kwantummeganika.


Die fassinerende geskiedenis van die Chandrasekhar-limiet

As 'n ster se brandstof begin opraak, koel dit gewoonlik af en stort dit in een van drie kompakte vorms, afhangende van die totale massa, 'n wit dwerg, 'n neutronster of 'n swart gat. Die Chandrasekhar-limiet is die maksimum massa van 'n stabiele wit dwergster. Dit is vernoem na Subrahmanyan Chandrasekhar, die Indiese astrofisikus wat dit in 1930 op twintigjarige ouderdom voorspel het.

Na die vroeëre werk van RH Fowler en EC Stoner oor die verband tussen die digtheid, energie en temperatuur van wit dwerge, wat die Fermi-gasmodel genoem word, word 'n reeks artikels tussen 1931 en 1935 gepubliseer, en daar begin 'n reis van Indië na Engeland in 1930, waar die Indiese fisikus Subrahmanyan Chandrasekhar gewerk het aan die berekening van die statistieke van 'n ontaarde Fermi-gas. In hierdie artikels het Chandrasekhar die hidrostatiese vergelyking saam met die nie-relatiewe Fermi-gasvergelyking van die staat opgelos, en ook die geval van 'n relativistiese Fermi-gas behandel, wat aanleiding gegee het tot die waarde van die limiet hierbo. Maar die werk van Chandrasekhar & # 8217; s op die limiet het groot kontroversie gewek.

Dit was hoofsaaklik te wyte aan die opposisie van die Britse astrofisikus Arthur Stanley Eddington. Eddington was daarvan bewus dat die bestaan ​​van swart gate teoreties moontlik was, en het ook besef dat die bestaan ​​van die limiet hul vorming moontlik gemaak het. Hy was egter nie bereid om te aanvaar dat dit kan gebeur nie. Na 'n toespraak van Chandrasekhar in 1935, het hy geantwoord:

Die ster moet voortgaan om uit te straal en uit te straal en saamtrek en saamtrek totdat ek, veronderstel, 'n radius van 'n paar km word, wanneer die swaartekrag sterk genoeg word om die straling vas te hou, en die ster uiteindelik vrede kan vind. ... Ek dink daar moet 'n natuurwet wees om te voorkom dat 'n ster op hierdie absurde manier optree!

Eddington en sy voorgestelde oplossing vir die waargenome probleem was om die relativistiese meganika te wysig sodat die wet P = K1ρ5 / 3 universeel van toepassing is, selfs vir groot ρ. Alhoewel Bohr, Fowler, Pauli en ander natuurkundiges saamgestem het met Chandrasekhar se ontleding, was hulle destyds weens Eddington se status nie bereid om Chandrasekhar in die openbaar te steun nie. Deur die res van sy lewe het Eddington sy posisie in sy geskrifte beklee, insluitend sy werk oor sy fundamentele teorie. Die drama wat verband hou met hierdie meningsverskil is een van die hooftemas van Empire of the Stars, Arthur I. Miller en sy biografie oor Chandrasekhar. Volgens Miller & # 8217: s sien:

Die ontdekking van Chandra sou moontlik die ontwikkelinge in beide fisika en astrofisika in die dertigerjare kon transformeer en versnel. In plaas daarvan het Eddington en swaarhande ingryping gewigtige steun verleen aan die konserwatiewe gemeenskap astrofisici, wat onwrikbaar selfs geweier het om die idee dat sterre tot niks kan ineenstort te oorweeg. As gevolg hiervan was die werk van Chandra amper vergete.


Wat is die Chandrasekhar-limiet?

Dit is vernoem na die astrofisikus Subrahmanyan Chandrasekhar.

In eenvoudige terme: as die oorblywende kern van 'n sterwende ster 'n massa laer het as die Chandrasekhar-limiet, sal dit 'n wit dwergster word. Bo hierdie limiet sal dit ontplof as 'n tipe II-supernova.

Meer gedetailleerd: sterre produseer energie deur kernfusie. Die hitte wat deur hierdie reaksies gegenereer word, voorkom die swaartekrag van die ster.

Met verloop van tyd bou die ster 'n sentrale kern van elemente op waarvoor die temperatuur in die middel van die ster nie voldoende is om te versmelt nie. Vir sterre met 'n massa van minder as 8 sonne, sal die kernmassa onder die Chandrasekhar-grens bly, en hulle sal uiteindelik die massa as planetêre newels verloor, totdat slegs die kern oorbly - as 'n wit dwergster.

Stars with a higher mass will eventually develop a core of iron. Iron cannot be used as fuel in fusion reactions and the star collapses onto the core. The mass of the core will soon exceed the Chandrasekhar mass.

At this point the star will explode in a "core collapse" Type II supernova, leaving either a neutron star or, if the core is massive enough, a black hole.

A Different Viewpoint : The answer above is a bit misleading.

The "Chandrasekhar Limit" is normally associated with the supernovae

called Type Ia supernovae.

The "Chandrasekhar limit" was originally worked out, by Chandrasekhar, as the limiting mass for a white dwarf star.

It's about 1.4 times the mass of our Sun.

If a white dwarf star becomes more massive than that limit, it

should explode as a supernova (called a Type 1a supernova).

This happens when a white dwarf is in a binary star system.

The white dwarf pulls material from its larger, less dense companion. When this material is enough to take the white dwarf's mass beyond the Chandrasekhar limit, the supernova explosion occurs.

There is also the "Chandrasekhar mass", which is more or less the same thing.

The Chandrasekhar mass is important in the theory of Type II supernovae.

The answer above is about only the Type II supernovae.

See the Link below: "Supernovae and the Chandrasekhar limit". There may be a bit too much detail. Just take from it what you need.


Super supernova: White dwarf star system exceeds mass limit

An international team led by Yale University has, for the first time, measured the mass of a type of supernova thought to belong to a unique subclass and confirmed that it surpasses what was believed to be an upper mass limit. Their findings, which appear online and will be published in an upcoming issue of the Astrofisiese joernaal, could affect the way cosmologists measure the expansion of the universe.

Cosmologists use Type Ia supernovae -- the violent explosions of dead cores of stars called white dwarfs -- as a kind of cosmic ruler to measure distances to the supernovae's host galaxies and, as such, to understand the past and future expansion of the universe and explore the nature of dark energy. Until recently, it was thought that white dwarfs could not exceed what is known as the Chandrasekhar limit, a critical mass equaling about 1.4 times that of the Sun, before exploding in a supernova. This uniform limit is a key tool in measuring distances to supernovae.

Since 2003, four supernovae have been discovered that were so bright, cosmologists wondered whether their white dwarfs had surpassed the Chandrasekhar limit. These supernovae have been dubbed the "super-Chandrasekhar" supernovae.

Now Richard Scalzo of Yale, as part of a collaboration of American and French physicists called the Nearby Supernova Factory, has measured the mass of the white dwarf star that resulted in one of these rare supernovae, called SN 2007if, and confirmed that it exceeded the Chandrasekhar limit. They also discovered that the unusually bright supernova had not only a central mass, but a shell of material that was ejected during the explosion as well as a surrounding envelope of pre-existing material. The team hopes this discovery will provide a structural model with which to understand the other supermassive supernovae.

Using observations from telescopes in Chile, Hawaii and California, the team was able to measure the mass of the central star, the shell and the envelope individually, providing the first conclusive evidence that the star system itself did indeed surpass the Chandrasekhar limit. They found that the star itself appears to have had a mass of 2.1 times the mass of the Sun (plus or minus 10 percent), putting it well above the limit.

Being able to measure masses for all parts of the star system tells the physicists about how the system may have evolved -- a process that is currently poorly understood. "We don't really know much about the stars that lead to these supernovae," Scalzo said. "We want to know more about what kind of stars they were, and how they formed and evolved over time."

Scalzo believes there's a good chance that SN 2007if resulted from the merging of two white dwarfs, rather than the explosion of a single white dwarf and hopes to study the other super-Chandrasekhar supernovae to determine whether they, too, could have involved a merger of two white dwarfs.

Theorists continue to explore how stars with masses above the Chandrasekhar limit, which is based on a simplified star model, could exist without collapsing under their own weight. Either way, a subclass of supernovae governed by different physics could have a dramatic effect on the way cosmologists use them to measure the expansion of the universe.

"Supernovae are being used to make statements about the fate of the universe and our theory of gravity," Scalzo said. "If our understanding of supernovae changes, it could significantly impact of our theories and predictions."

Other Yale authors of the paper include Charles Baltay and David Rabinowitz.

Verhaalbron:

Materiaal verskaf deur Yale University. Opmerking: inhoud kan volgens styl en lengte geredigeer word.


Kyk die video: Kako sam izlečio išijas - vežba koja čini čudaSaša Nikolić (November 2022).