Sterrekunde

Hoe lank neem dit vir 'n wit dwerg om 'n tipe Ia-supernova te ondergaan?

Hoe lank neem dit vir 'n wit dwerg om 'n tipe Ia-supernova te ondergaan?


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.

Ek lees oor wit dwerge en hul verband met Type Ia-supernovas, en ek wil weet hoeveel tyd verloop tussen wanneer die wit dwerg die Chandrasekhar-grens oorskry en wanneer die wit dwerg ontplof. Is daar dus 'n presiese waarde van hierdie tyd, of wissel dit tussen hierdie gebeure?


Gedrag [wysig | wysig bron]

Wit dwerge ondergaan nie kernfusie nie. Hulle lig kom van die hitte wat binne-in hulle vasgevang is deur hul vorming, wat stadig vrygestel word. Wit dwerge het 'n lang leeftyd. Namate hulle geleidelik afkoel, ontaard hulle in swart dwerge. Hulle kan ook plante hê. Ongeag watter planete hulle mag wentel, hulle kom uit drie bronne:

  • Aanvanklike planete word uit hul oorspronklike sterstelsels gelaat. Daar word verwag dat hulle ver sal wentel en uitgeput sal wees van water en vlugtige stowwe.
  • Nuut gevormde planete kan ontstaan ​​uit die newel wat hulle vorm wanneer hulle hul buitenste dop verdryf. Daar word verwag dat sulke planete jonk sal wees.
  • Daar kan ook gevange planete bestaan, dit is skelm planete of gevange planete van hul metgeselle (indien hulle dit het). As dit die geval is, kan gevange planete heel verskillende chemiese samestellings hê.

Wit dwerge het gewoonlik 'n deursnee in vergelyking met 'n rotsagtige planeet (daar is bekende dwerge van die grootte van Mars of effens kleiner as die aarde), maar met 'n hoë massa (gewoonlik die helfte van die massa van die son). Materie is ontaard, blootgestel aan groot druk binne. Materie stort nie in duie nie, aangesien elektronedegenerasie druk dit voorkom.

Kernreaksies kan katastrofies wees as dit voorkom. Daar is twee tipes reaksies: kern en dop.


2 antwoorde 2

Gebruik die reël van die fisici "Hoe groot jy ook al is dink supernovas is, hulle is groter as dit. '

Hoekom wag?
Die vernietiging van die aarde hoef nie te wag op die 'fisiese ontploffing' nie. Net die elektromagnetiese straling van die supernova sal die werk maklik doen.

Hoeveel tyd het ons?
Uit die Physics stack-uitruil vind ek:

$ 6.375 keer 10 ^ 6 mathrm m $ dus sy deursnit

30 sekondes vanaf die bestralingsfront wat die aarde bereik totdat die aarde genoeg energie opgeneem het om te verdamp.

Hoeveel tyd, regtig?
In antwoord op 'n paar opmerkings het ek 'n bietjie navorsing uit "What If" gegrawe. Selfs al was u aan die kant van die aarde weg van die ontploffing, sou u nie die ekstra 30 s (of meer) kry wat die supernova nodig gehad het om die aarde te verdamp en te versprei nie. Dit blyk dat die supernova op 1 AU 'n dodelike dosis neutrino's uitsteek en die aarde geen beskerming bied nie.

Aangesien neutrino's teen> 0,999976c reis, kry u dit eintlik net minder as 0,012 sekondes voordat u 'n dodelike dosis ontvang het. Ek skat die dosis op

23 grys straling. Wat in hierdie tabel die volgende aandui:

Onmiddellike desoriëntasie en koma sal tot gevolg hê. Die aanvang is binne sekondes tot minute.

Prognose: Sekere dood

Maar die neutrino-front wel NIE beskik oor genoeg energie om die aarde te vernietig, net genoeg om dit te steriliseer.


Kan wit dwerge ysterkern hê?

Dit was nie wat die OP voorgestel het nie. Sy het gedink dat 'n kern-ineenstorting-supernova genoeg massa kan afwerp om te verhoed dat dit in 'n neutronster stort en eerder 'n wit dwerg vorm. Maar dit is onmoontlik, aangesien die supernova in die eerste plek aangedryf word deur die ineenstorting van die kern.

Joanna, die kernval val binne 'n kwessie van millisekondes. Die skokgolf wat die buitenste lae weggooi, neem baie, baie langer. In werklikheid word die skokgolf voortgebring deur die absorbering van neutrino's wat tydens die ineenstorting geproduseer word, op twee maniere, en die afval van materiaal wat van die oppervlak van die reeds gevormde neutronster afstoot.

Wit dwerge het nie ysterkerne nie.

Hierdie afdeling 4.4 van die artikel sê dat 'n meganisme wat bots, wit dwerge met ysterkern kan veroorsaak.
== kwotasie ==
Daar is voorgestel dat tipe Ia-supernovas, waarby een of twee vorige wit dwerge betrokke is, 'n kanaal vir transformasie van hierdie soort sterreste is. In hierdie scenario is die koolstofontploffing wat in 'n Type Ia-supernova geproduseer word, te swak om die wit dwerg te vernietig, wat net 'n klein deel van sy massa as uitwerping verdryf en 'n asimmetriese ontploffing lewer wat die ster teen 'n hoë snelheid as 'n Hypervelocity-ster skop. Die aangeleentheid wat in die mislukte ontploffing verwerk word, word weer opgevang deur die wit dwerg met die swaarste elemente soos yster wat tot in sy kern val en daar ophoop. [114]

Hierdie ysterkern wit dwerge sou kleiner wees as hul soortgelyke massa koolstof-suurstof en sou vinniger afkoel en kristalliseer as hulle. [115]
== eindaanhaling ==
Ek stem saam met Drakkith dat die meganisme wat Joanna voorgestel het waarskynlik nie 'n ysterkernwit dwerg sal produseer nie. Maar die ander meganisme in afdeling 4.4 kan.

Was nie bewus nie! Ek het geantwoord op vroeëre plasings en is onderbreek terwyl ek geskryf het, het nie Chronos se plasing # 6 gesien nie. My poste was dus oorbodig. Punt was al gemaak. Jammer.

BTW dit maak iets baie interessant oop. In sekere elliptiese sterrestelsels (miskien gevorm deur samesmeltings van spiraalstelsels) is die beweging chaotieser en die sterre digter. Daar is meer botsings tussen sterre as in die meer ordelike spiraalvormige sterrestelsels waar almal min of meer in dieselfde vlak draai.

In sommige van hierdie sterrestelsels is daar baie minder X-straalemissie van aanwasskywe as wat 'n mens sou verwag, gegewe die voorkoms van Type! 'N supernovas.
As ons aanvaar dat Type1a supernovas in binêre stelsels voorkom waar die wit dwerg massa van sy rooi reuse-maat versamel.

Die antwoord kan wees dat in hierdie elliptiese sterrestelsels die meeste TypeIa-supernovas voorkom as gevolg van die botsing van twee wit dwergsterre as deur aanwas tot by die 'Chandrasekhar-limiet, soos gewoonlik veronderstel.

Heel moontlik het u of Chronos dit al aangedui en 'n skakel na die vraestel gegee. Berigte kruis gereeld in 'n lewendige bespreking en ek is 'n stadige tipe. Maar in elk geval, dink ek sal dit noem.

Botsingsupernovas is net die soort ding wat kan lei tot ysterryke kerndwerg, soos die onderwerp van Joanna.


Supernovas kan baie help om die volledige lewensverhaal van 'n ster te bestudeer. Hierdie plofbare gebeure stel 'n geweldige hoeveelheid energie vry. Sommige van hierdie energie help om elemente selfs swaarder as yster te smelt! Dit is waar sulke swaar elemente soos goud, silwer, sink, uraan, ens. Vandaan kom. Die materiaal wat as gevolg van die supernova in die ruimte uitgestoot word, word deel van die interstellêre medium.

Nuwe sterre en planete vorm uit hierdie interstellêre medium. Tipe Ia-supernovas word as standaardkerse gebruik om die afstand tot hul gasheerstelsels te meet. Kortom, die bestudering van novas en supernovas is een van die mees bruikbare instrumente om van die grootste geheime van ons heelal te ontrafel. Ek hoop dat hierdie artikel u gehelp het om 'n basiese begrip te hê van hierdie verskriklike nuttige verskynsels.

Beeldkrediete vir die voorblad van hierdie artikel & # 8211 NASA, ESA, N. Smith (Universiteit van Arizona) en J. Morse (BoldlyGo Instituut)


Hoe lank neem dit vir 'n wit dwerg om 'n tipe Ia-supernova te ondergaan? - Sterrekunde

Waarnemend het sterrekundiges oorspronklik supernovas in twee & # 8220tipes & # 8221, I en II ingedeel. Tipe I het geen waterstofemissielyne in hul spektra gehad nie, terwyl tipe II waterstofemissielyne vertoon het. Later is besef dat daar in werklikheid drie baie verskillende tipe I-supernovas bestaan, wat nou Type Ia, Type Ib en Type Ic genoem word.

Daar word vermoed dat tipe Ia-supernovas (SNI a) die gevolg is van die ontploffing van 'n koolstof-suurstofwit dwerg in 'n binêre stelsel, aangesien dit oor die Chandrasehkar-grens gaan, hetsy as gevolg van die aanwas van 'n skenker of samesmelting. Hulle is die helderste van alle supernovas met 'n absolute grootte van MB

-19,5 by maksimum lig, kom in alle sterrestelsels voor en word gekenmerk deur 'n silikonabsorpsie-eienskap (rusgolflengte = 6355 angstrome) in hul maksimum ligspektra. Hulle kan materiaal met 'n snelheid van ongeveer 10 000 km / s uitstoot en 'n hele sterrestelsel uitsteek op hul hoogste helderheid.

Oorspronklik beskou as standaard kerse waar elke SNI a dieselfde helderheid het, is getoon dat dit naby die waarheid is, maar nie heeltemal nie. SNI a vertoon helderhede wat maksimum wissel van ongeveer +1,5 tot -1,5 magnitude rondom a tipies SNI a. Daar is ook aangetoon dat die oor of onder die helderheid van hierdie voorwerpe gekorreleer is met hoe vinnig die tipe Ia-ligkromme in die 15 dae na maksimum lig in die B band. Dit staan ​​bekend as die relatiewe dalingskoersverhouding en is die onderliggende konsep wat SNI a omskep in een van die beste afstandaanwysers wat sterrekundiges beskikbaar het.

Bestudeer sterrekunde aanlyn aan die Swinburne Universiteit
Alle materiaal is © Swinburne Universiteit van Tegnologie, behalwe waar aangedui.


Kernreaksies in termonukleêre supernovas

Die energetika van 'n termonukleêre supernova is maklik om te verstaan ​​koolstof en suurstof binne 'n wit dwerg word in nikkel omgeskakel, wat meer as genoeg energie vrystel om die ster uitmekaar te blaas. Die reaksies self is egter nie eenvoudig nie, wat baie klein stappe insluit wat atoomkerne opbou en uitmekaar skeur. Hierdie kompleksiteit word weerspieël in die rykdom van die chemiese samestelling van ons wêreld.

Die belangrikste kenmerk van die reaksies in 'n termonukleêre supernova is dat dit vinnig gaan en 'n wit dwerg se koolstof (12 C) en suurstof (16 O) in minder as 1 sekonde verbruik. Dit beteken dat beta-vervalle (verval wat 'n elektron of positron saam met 'n neutrino uitstraal), wat van nature stadig is, geen rol speel in die ontploffing nie. Dit verskil baie van die reaksies in die son, waar die tydskaal vir die omskakeling van waterstof in helium gereguleer word deur die emissie van 'n positron en 'n neutrino in die omskakeling van twee waterstofkerne in 'n deuteriumkern. In die termonukleêre reaksies wat in 'n ontploffende wit dwerg voorkom, duur hierdie reaksies te lank en word dit dus omseil omdat atoomkerne saamwerk om swaarder kerne te vorm. As gevolg daarvan verander die aantal protone en die aantal neutrone in 'n wit dwerg nie tydens die ontploffing nie.

Die omskakeling van koolstof en suurstof in nikkel (56 Ni) volg die weg 12 C? 16 O? 20 Ne? 24 mg? 28 Si? 32 S? 36 Ar? 40 Ca? 44 Ti? 48 Cr? 52 Fe? 56 Ni. Elke kern in hierdie ketting het 'n samestelling wat 'n veelvoud van die heliumkern is, en met elke stap in die ketting neem die aantal nukleone toe met twee protone en twee neutrone. Die vloei van atoomkerne langs hierdie weg is egter baie kompleks en behels reaksies wat pare koolstof- of suurstofkerne kombineer, asook reaksies wat atoomkerne kombineer met protone, neutrone en helium-4-kerne (4 He). [1] Anders as in die termonukleêre samesmelting van 'n hoofreeksster, waar die reaksies slegs vloei in die rigting wat energie genereer as kerne saamkom om hoër massa kerne met 'n laer massa per kern te skep, kan die reaksies in 'n supernova-ontploffing energie absorbeer en breek kerne in heliumkerne uitmekaar. Dit is alles die gevolg van die hoë temperatuur wat gegenereer word deurdat koolstof en suurstof hul samesmeltingsreaksies ondergaan? Etlike miljarde grade Kelvin, wat gelykstaande is aan ongeveer 0,5 MeV. Hierdie hoë temperatuur beteken dat baie atoomkerne kinetiese energieë van verskeie MeV het, wat hulle in staat stel om termonukleêre reaksies te ondergaan wat energie van die ontploffende ster verwyder, veral deur reaksies wat heliumkerne van koolstof of suurstof skep. Sommige reaksies wat tydens die hoofreeksfase van die ster plaasgevind het, word in werklikheid omgekeer tydens 'n supernova-ontploffing.

Die eerste reaksies wat tydens die ontploffing plaasvind, is tussen koolstofkerne. Hulle volg nie direk die mees energieke pad nie, en vorm magnesium-24 (24 Mg) in 'n enkele reaksie wat in plaas daarvan 14,0 MeV energie vrystel, hulle skep kleiner kerne wat elk 'n groter massa per kern het as 24 Mg. Die voorkeurreaksies is die volgende:

12 C + 12 C? 20 Ne + 4 He + 4.6 MeV (66%)

12 C + 12 C? 23 Na + p + 2.2 MeV (32%)

12 C + 12 C? 23 mg + n? 2,6 MeV (2%)

Die voorkeurprodukte is dus neon-20 (20 Ne), natrium-23 (23 Na) en magnesium-23 (23 Mg). In hierdie reaksies is p 'n proton en n 'n neutron. Die hoeveelheid energie wat vrygestel word (positiewe teken) of geabsorbeer (negatiewe teken) in die reaksie word in eenhede van MeV gegee. Die persentasies tussen hakies gee die persentasie kere wat die gegewe produkte lewer.

Die produkte van hierdie reaksie oorleef nie lank nie. Gewoonlik kombineer 23 Mg met 'n vrye neutron om 23 Na en 'n proton te skep, en 23 Na kombineer met 'n vrye proton om 20 Ne en 'n 4 He-kern te skep. Die 20 Ne kan dan met 4 He kombineer om 24 Mg te vorm. Koolstof ontwikkel dus uiteindelik in magnesium, maar dit behels baie klein druppels energie eerder as een groot druppel.

Twee addisionele reaksies werk saam met die skepping van koolstof-koolstof van neon om altesaam drie heliumkerne vry te stel in 'n siklus wat koolstof na neon, neon in suurstof en suurstof in koolstof omskakel. Hierdie twee reaksies behels die absorpsie van 'n gammastraal (), dus word elkeen 'n fotodisintegrasie genoem.

Die gammastrale vorm deel van die warmtebestraling in die warm materiaal van die wit dwerg, en hulle dra genoeg energie om heliumkerne van neon- en suurstofkerne weg te breek. Hierdie lus skep 'n groot deel van die helium wat kerne in staat stel om massa in vier-nukleon-inkremente te kry.

Reaksies waarby suurstof betrokke is, word net so geweeg as reaksies wat protone, neutrone en heliumkerne weggooi, eerder as om swael-32 (32 S) direk te skep.

16 O + 16 O? 31 P + p + 7,7 MeV (56%)

16 O + 16 O? 28 Si + 4 He + 9,6 MeV (34%)

16 O + 16 O? 31 S + n + 1,5 MeV (5%)

16 O + 16 O? 30 P + 2 H - 2,4 MeV (5%)

Die belangrikste produkte as suurstof saam met suurstof is, is dus fosfor-31 (31 P), silikon-28 (28 Si), swael-31 (31 S) en fosfor-30 (30 P). In hierdie reaksies is 2H deuterium, 'n waterstofisotoop. Die kerne wat in hierdie reaksies ontstaan, is geneig om te kombineer met die deeltjie wat tydens die skepping uitgegooi word om 32 S te vorm, dus word 32 S uiteindelik gevorm uit die suurstoftermkernreaksie.

Die bevryding van protone, neutrone en heliumkerne van koolstof- en suurstofkerne is 'n kenmerk wat voortduur in die reaksies wat swaarder kerne opbou en afbreek. Hierdie reaksies vorm 'n netwerk wat veroorsaak dat 'n atoomkern die massa daarvan met klein hoeveelhede verander, terwyl dit met protone, neutrone, heliumkerne en gammastrale in wisselwerking tree. Hierdie reaksies bevolk die wit dwerg met kerne wat nie veelvoude van 4 He in samestelling is nie. 'N Voorbeeld van hoe die netwerk dit doen, is die reaksie van 24 Mg met 4 He, wat deur die vrystelling van 'n proton 27 Al kan genereer, die enigste stabiele aluminium-isotoop. 'N Tweede voorbeeld word verskaf deur 32 S, dit kan kombineer met 'n vrye neutron om 33 S te skep, wat dan met 'n neutron kan kombineer en 'n 4 He-kern vrystel om 30 Si te skep, die skaarsste van die stabiele silikonisotope wat op die Aarde gevind word. Op hierdie manier kan elke stabiele isotoop en baie onstabiele isotope ligter as nikkel-56 geskep word, aangesien 'n wit dwerg homself in nikkel-56 verander. Alhoewel die wit dwerg hoofsaaklik bestaan ​​uit kerne wat veelvoude van 4 He is, is daar ook baie ander elemente en isotope aanwesig.

Die materiaal in die wit dwerg bestaan ​​slegs uit 56 Ni en 4 He as termonukleêre samesmelting regdeur die ster kan voltooi. Oor die algemeen brand egter net 'n gedeelte van 'n wit dwerg tot nikkel-56. Die energie wat vrygestel word deur die termonukleêre verbranding laat die ster uitbrei, wat die temperatuur laat daal, wat die termonukleêre samesmelting in die buitenste dele van die ster stop, voordat die verbranding voltooi is. Dit kan die samestelling van die ster vroeg in die brandproses vries, sodat die ster uit baie elemente en isotope bestaan. Hierdie elemente word versprei in die interstellêre medium, en saam met elemente wat in kern-ineenstortingsupernovas en in rooi reuse-sterre geskep word, vorm dit die uiteenlopende mengsel van chemikalieë wat in die heelal voorkom. Die relatiewe oorvloed van elemente soos silikon, swael en kalsium, en elemente soos fosfor, kalium en chloor is 'n direkte gevolg van die algemene isotope van silikon, swael en kalsium wat veelvoude van 4 He is, terwyl geen isotoop van fosfor is nie. , kalium en chloor is 'n veelvoud van 4 He. Die kompleksiteit van die termo-kernverbranding van koolstof en suurstof is dus direk verantwoordelik vir die uiteenlopende chemiese samestelling wat hier op aarde voorkom.


Hoe lank neem 'n supernova chronologies om & # x27 gebeur & # x27?

Van die laaste oomblik af waar u die ster kon waarneem en sê dat dit 'n normale ster is, tot die volgende punt waar u daarna sal kyk en sê, ja, dit is beslis supernova. Hoe lank sou dit wees? Ek & # x27m is net nuuskierig.

Van die begin van die supernova tot die einde is

100 sekondes. Soos 'n ster dit gebruik, begin dit swaarder elemente smelt. 'N Ster is eintlik soos 'n ui met lae van verskillende elemente wat saamsmelt. Die moordenaar is yster. As die ster yster begin smelt, het dit 100 sekondes om te lewe. Smeltyster haal energie uit die ster (in teenstelling met waterstof wat in helium versmelt en daar word energie vrygestel), is daar geen vrystelling van energie nie.

Edit: Ek was nie duidelik genoeg nie en het mense verwarring veroorsaak. Baie sterre vorm yster, en as die ster groot genoeg is om die yster in swaarder elemente te probeer smelt, word dit supernova. Yster is reeds daar, dit is elemente wat swaarder is as yster wat in die supernova gevorm word.

Moet ons nie 'n PSA saamstel om sterre hieroor te leer nie?

Goed okay jammer. Net 'n kort opmerking: ek wysig u stelling om te sê dat dit gebeur wanneer die kern van die ster 'n stadium bereik waar dit hoofsaaklik yster versmelt, af en toe 'n versmelting van ysteratome, wat altyd en dwars deur die lewenssiklus van die ster plaasvind. .

Maar let op dat hoewel die supernova baie vinnig gebeur, dit tyd neem om sigbaar op te helder. U sal nie sien dat die ster binne 'n paar minute van normale helderheid na 'n hoogtepunt gaan nie, dit kan 'n week of twee duur. Hier is die ligkromme van 'n tipe Ia-supernova:

Tyd op die horisontale as word in dae gemeet.

Hong-Yee Chiu, 'n Chinees-Amerikaanse fisikus, het gepostuleer dat die ysterversnelde binnekern na lank genoeg (?) Ongeveer 5 miljard kelvin is, waar die neutrino-produksie kranksinnig hoog gaan. Genoeg so dat die sterkern na miljarde jare van gebalanseerde ewewig op so min as 'n DAG massief lek. Die gevolglike massa-vloed (neutrino's het 'n bietjie) van die sterrekern laat weinig om die swaartekragte af te weer, en die ster val op homself in. DAN kry jy 'n ernstige hoeveelheid samesmelting wat die ster afwerk. Die meeste supernovas blaas tot 90% van hul massa af in die vorm van energie. Baie energie.

Is dit 100 sekondes ongeag die massa van die ster?

Beteken dit dus dat al die yster in die heelal & quot; gebore & quot was in een of ander ster & # x27s finaal?

Inkrement van 100 sekondes van die lewe?

Opvolg - hoeveel yster word in die

100 sekondes wat 'n ster sal hê voordat hy sterf (sê dit is 'n ster met genoeg massa om supernova te word, maar is daar 'n & kwotasie & quot een in daardie groep)?

Weet u toevallig wat van Iron maak dat die versmelting endotermies is?

Ongeveer hoeveel energie sal vrygestel word van 'n ster van die grootte van die son in terme van byvoorbeeld Hiroshima-bomme of megatons?

Die son moes 'n massiewe hoeveelheid yster uit meteore en ander dinge ingeneem het. Met watter persentasie laat dit die ster sterf?

Ek was onder die indruk dat dit 100 sekondes was sodra die ysterkern die Chandrasekhar-limiet bereik het, of is dit die tyd dat 100 sekondes die eerste ysteratoom gesintetiseer het, tot die tyd wanneer die limiet bereik is?

Sal ons binnekort 'n Supernova kan sien?

Daar is verskillende soorte supernovas; die twee min of meer & quotkanoniese & quot-soorte is Type Ia en Type II.

In 'n Type Ia-supernova het jy 'n ineengestorte wit dwerg wat die kern is van 'n voormalige ster, meestal meestal van koolstof en suurstof. Hierdie oudsterre is bisarre wesens wat onder ongewone omstandighede verkeer, en hulle saak word so styf saamgepers dat die enigste ding wat dit behou, & quotelectron degeneracy & quot druk is. Onder die regte toestande, wat sover ons weet die verkryging van ekstra massa van 'n metgeselle behels, kan hierdie sterre weer begin versmelt namate hul binnekant opwarm. As dit gebeur, kom 'n weghol kettingreaksie buitengewoon vinnig voor, aangesien die ster onder soveel druk is as wat dit reeds kan wees en dit eenvoudig nie kan uitbrei om af te koel nie, en al die hitte wat deur fusiereaksies vrygestel word, word net opgebou, wat meer veroorsaak samesmeltingsreaksies. Dit neem 'n kwessie van sekondes voordat 'n beduidende fraksie van die ster se massa versmelt is en voldoende energie vrygestel word om die ster heeltemal uitmekaar te skeur. Na 'n tipe Ia-supernova is daar nog geen doppe oor nie, die ster is ongegrond en ontplof in 'n puinster.

In 'n klassieke super II-tipe II begin 'n baie massiewe ster silisium in 'n nikkel (wat tot yster verval) in 'n paar dae versmelt totdat die binneste kern die Chandrasekhar-limiet oorskry en so massief word dat nie eens die druk van elektronedegenerasie dit kan behou nie. van ineenstort. Die kern begin dan in duie stort as elektrone en protone in neutrone saamgesmelt word en 'n neutronkern gevorm word. Die buitenste dele van die ster stort ook in totdat hulle op die nuutgevormde oppervlak van die neutronster loop, wat veroorsaak dat hulle weer terugspring. Intussen stel die vorming van soveel neutrone 'n groot aantal neutrino's vry wat 'n geweldige hoeveelheid energie wegneem (soveel as wat in 'n tipe Ia-supernova vrygestel word). Die neutrino-wind is so sterk en so intens dat dit die terugskietende / ineenstortende dop van die ster opwarm en laat ontplof in die ruimte.

In albei gevalle bestaan ​​die meeste materiaal van die supernova-puin uit Nickel-56, wat die produk is om alfa-deeltjies geleidelik in fusiestadia aan Silicon toe te voeg totdat samesmelting nie meer moontlik is nie. Nickel-56 is egter nie stabiel nie en met 'n halfleeftyd van 6 dae verval dit tot Cobalt-56 (wat dan tot Iron-56 verval met 'n 77-dae-halfleeftyd). Die radioaktiewe verval van Ni-56 stel 'n geweldige hoeveelheid energie vry wat supernovas hul helderheid gee na die aanvanklike ontploffing.

Daar is baie ander soorte supernovas, sommige net so algemeen soos hierdie, maar hulle is oor die algemeen effens ingewikkelder om te verduidelik.

Wysig: het ek geantwoord op iemand wat twyfel oor die rol van neutrino's om die supernova-aangeleentheid aan te wakker, dan sal ek my antwoord hier stel, want dit bevat inligting en syfers wat mense interessant kan vind:

Hoeveel neutrino's dink u praat ons hier oor? 99% van die energie van 'n tipe II-supernova is in die vorm van neutrino's, en dit is ongeveer 1e46 Joule. Dit is ongeveer 100 keer die massa van Jupiter, heeltemal in die vorm van neutrino's. Tydens die piek neutrino-vloed is daar honderde triljoene neutrino's per vierkant femtometer (omtrent die dwarsdeursnee van 'n proton) per sekonde in die omgewing van die supernova-skokgolf. Selfs wanneer slegs 'n klein, klein fraksie van neutrino's met materie in wisselwerking tree, is daar net soveel van hulle dat dit 'n groot uitwerking het. En die neutrino's wat vrygestel word van die vorming van 'n neutronster, is uiters hoë energie (tien sekondes MeV). As hulle interaksie het, kan dit 'n diepgaande uitwerking hê op waarmee hulle interaksie het.

Beskou byvoorbeeld fluoor. Daar is baie fluoor op aarde, ons gebruik dit in tandepasta. Maar dit is 'n vreemde element, want dit is nie 'n produk van sterre samesmelting nie. Waar kom dit dan vandaan? Dit blyk dat dit kom van supernova-ontploffings, toe die ongelooflike sterk neutrino-wind waaroor ek gepraat het, letterlik neutrone en protone van ander elemente verwyder en fluorine agterlaat. Hierdie proses word neutrino-spallasie genoem en is die aanvaarde vormingsmetode vir fluoor, maar dit is slegs een van die vele maniere waarop neutrino-interaksies energie kan verleen aan die sterre materiaal wat die sigbare deel van die supernova word.


'N Helium-aangedrewe Supernova

Vandag gaan ons praat oor 'n ongewone supernova, MUSSES1604D, wat blyk die eerste sterk bewys te wees vir een van die voorgestelde modelle van Type Ia Supernovae. Eerstens moet ons praat oor wat die model is.

Tik Ia Supernovae en waar hulle vandaan kom

Figuur 1: Kunstenaar se indruk van die ontsteking van 'n aanwas wit dwerg. Krediet: David A. Hardy, STFC.

Almal hou van 'n goeie ontploffing, en supernovas is van die grootste. Hulle is ook ingewikkeld, en daar bestaan ​​'n hele menasie van verskillende klasse. Vandag gaan ons praat oor een spesifieke subklas, & # 8216Tipe Ia Supernovae & # 8216 (SNe Ia). Hierdie supernovas kry baie druk. Behalwe dat dit interessant is vir hul eie onthalwe, is dit ook nuttige voorwerpe vir die sterrekunde as geheel, omdat dit ons toelaat om die afstande van verafgeleë sterrestelsels te meet. Dit kom uit die feit dat die helderheid van 'n SN Ia maklik is om uit ander eienskappe van die supernova te bereken. As ons weet hoe helder 'n supernova is, en ons kan meet hoeveel van die lig ons ontvang, is dit relatief eenvoudig om uit te vind hoe ver die supernova is. Baie interessante wetenskaplikhede rakende die verste sterrestelsels is gebaseer op afstandmetings wat SNe Ia benodig.

Ten spyte hiervan is daar 'n knaende probleem met SNe Ia: ons verstaan ​​nog steeds nie heeltemal hoe SNe Ia presies gebeur nie. Ons weet wel dat SNe Ia voortspruit uit ontploffende wit dwerge. 'N Wit dwerg het 'n maksimum massa (genoem die Chandrasekhar-massa na die teoretikus wat dit eers voorgestel het) waarbinne hy hom nie teen sy eie swaartekrag kan ondersteun nie. As 'n wit dwerg swaarder word as die Chandrasekhar-massa, val dit op homself in. Ineenstorting veroorsaak dat die saak waaruit die wit dwerg bestaan, ongelooflik warm en dig word. Verby 'n sekere punt kan atome van koolstof en suurstof kernfusie ondergaan in 'n weglopende kernreaksie, wat 'n ontploffing veroorsaak wat die wit dwerg uitmekaar ruk. Dit is die standaardbeeld van wat SNe Ia veroorsaak.

Hierdie basiese idee het egter steeds 'n aantal onopgeloste probleme. Die belangrikste probleem vir vandag is: daar lyk nie genoeg witdwerge met 'n groot massa om by die koers van supernovas te pas wat ons sien nie. As gevolg hiervan is die afgelope paar jaar 'n alternatiewe model ontwikkel, wat wit dwerge in staat stel om te ontplof sonder om die Chandrasekhar-limiet te bereik: die sogenaamde & # 8216 dubbele ontploffing & # 8217 -model. Hierdie model het 'n wit dwerg nodig wat meestal bestaan ​​uit koolstof en suurstof, omring deur 'n dun atmosfeer van helium. As die helium warm en dig genoeg is om kernverbranding te veroorsaak, kan dit 'n ontploffing laat opvlam wat deur die hele heliumatmosfeer spoel. Dan kan 'n gevolglike skokgolf deur die liggaam van die wit dwerg 'n tweede ontploffing in die kern veroorsaak, wat die wit dwerg uitmekaar skeur en 'n supernova skep, selfs al is die wit dwerg onder die massagrens van Chandrasekhar.

MUSSES1604D: Die eerste helium-geaktiveerde supernova?

Figuur 2: Helderheid van die supernova oor tyd, soos waargeneem deur blou (links) en groen (regs) filters. Die gemete helderheid van die supernova word deur die gekleurde vierkante getoon, terwyl verskillende modelpassings deur verskillende lyne getoon word. Dit is nie duidelik uit die gegewens dat die span versamel het of die supernova in helderheid daal soos die modelle voorspel nie, en of dit net 'n paar dae plato’s is nie. Hoe dit ook al sy, daar is duidelik twee afsonderlike tydperke waarin die bron verhelder. Dit is Figuur 3 in die hedendaagse referaat.

Vandag se artikel gaan oor 'n supernova genaamd MUSSES1604D, wat die eerste keer in April 2016 opgespoor is. Dit is ontdek deur 'n opname met die indrukwekkende Hyper Suprime-Cam-instrument ('n kamera wat groter is as 'n persoon en swaarder as die gemiddelde motor) . Hierdie opname is geoptimaliseer om supernovas te vind in die eerste paar dae nadat hulle begin het, terwyl hul helderheid steeds besig is om op te skiet. Terwyl die span na MUSSES1604D gekyk het, het dit verskeie interessante dinge gedoen. Eerstens het dit tekens getoon van wat hulle noem 'n & # 8216 vroeë flits & # 8217: 'n aanvanklike periode waarin die supernova helderder geword het, waarna dit gelyk het of dit 'n paar dae in helderheid vervaag het voordat dit aangehou het om te verhelder. Tweedens het die supernova tydens hierdie vroeë flits baie rooi geword voordat dit weer blou geword het tydens die hoofontploffing.

Figuur 3: Spectra van MUSSES1604D, in vergelyking met modelle van verskillende heliumskulpontstekingsmodelle. Swaarmetale in die supernova produseer die kenmerke aan die linkerkant van die spektrum, terwyl die dompels aan die regterkant (verder as ongeveer 6000 angstrome) deur silikon vervaardig word. Let daarop dat die modelle nie heeltemal by die gegewens pas nie, en dat dit moontlik nodig is om verdere modelle te ontwikkel. Dit is figuur 4 in die hedendaagse papier.

'N Spektrum van die supernova het getoon dat die samestelling daarvan ook vreemd is. Die elemente wat u in 'n SN Ia sien, hang gewoonlik af van die ontploffingstemperatuur. Die meeste funksies in die spektrum MUSSES1604D is van silikon en dui op 'n redelike gemiddelde temperatuur & # 8212 wat ooreenstem met die helderheid wat hulle meet. Die spektrum toon egter ook die teenwoordigheid van swaar metale, soos yster en titaan. Dit kom gewoonlik voor in koeler SNe Ia. Die teenwoordigheid van hierdie swaar metale hou waarskynlik verband met die rooi kleur van die ontploffing en die vroeë flits, aangesien hierdie elemente geneig is om baie blou lig op te neem.

Hierdie ongewone eienskappe en die vroeë flits, die rooi kleur en die vreemde mengsel van elemente, is moeilik om te verklaar met enige van die klassieke modelle van SNe Ia. Hierdie eienskappe pas egter redelik goed by die dubbele ontploffingsmodel. In hierdie model sou die vroeë flits afkomstig wees van die ontsteking van die wit dwerg en helium-atmosfeer, voor die belangrikste piek in helderheid wat voortspruit uit die ontploffing van die wit dwergkern. Die eerste ontploffing sou deur kernfusie 'n uitbarsting van swaar elemente veroorsaak wat veroorsaak dat dit rooi lyk. Hierdie swaar elemente sou dan rondhang tydens die hoofontploffing, wat die ongewone mengsel van elemente veroorsaak in MUSSES1604D.

Dit is die eerste sterk bewys van 'n SN Ia met 'n vroeë heliumontploffing. Dit is 'n belowende teken dat die dubbele ontploffingsmodel ten minste sommige supernovas kan verklaar, en gee teoretici 'n bekende voorbeeld om hul modelle te beperk. Dit is 'n opwindende resultaat vir die veld, en bring ons nader aan die oplossing van die dekades lange vraag oor hoe SNe Ia voorkom.


Wit dwerg

wit dwerg
Voer u soekterme in:
wit dwerg, in die sterrekunde, 'n soort ster wat abnormaal flou is vir sy witwarm temperatuur (sien massa-helderheidsverhouding).

Wit dwergs
Wit dwergs is die uitgebrande kerne van ineengestorte sterre wat, soos sterwende kole, stadig afkoel en verdof. Dit is die oorblyfsels van sterre met 'n lae massa, onder die donkerste voorwerpe wat in die heelal waargeneem kan word.

Wit dwerg Ster
At the end of a star's life, when the outer shells have been been ejected, all that is left is the core. A wit dwerg is a hot, dense core of a dead star. Due to its heat, it will glow white for millions or billions of years before becoming a black dwarf.

s are known to be located within 10 parsecs (pc) of Sol.

discovered in 1862. The bright source in this Chandra image is Sirius B shining in low-energy X-rays at

25,000 Kelvin. Sirius A (a normal star twice as massive as the Sun) is the faint source to the upper right.

s. As a star like our sun is running out of fuel in its core it begins to bloat into a red giant. This will happen to our sun in 5 Billion years.

planet not so Snow White
GEMMA LAVENDER
ASTRONOMIE NOU
Posted: 24 August 2011 .

is a star formed when a red giant runs out of helium fuel after losing most of its mass into space.

Sterre
The brightest naked‐eye star is Sirius. Sirius is actually a binary star system with the two components designated Sirius A and Sirius B.

s are very common, burnt-out cinders of normal stars like the Sun that are typically about one solar mass but are contained in a volume no bigger than the Earth.

s, the Night's Stellar Peewees
Get Articles like this sent to your inbox
Constant Contact Use.

s are the hot, dense remnants of long-dead stars. They are the stellar cores left behind after a star has exhausted its fuel supply and blown its bulk of gas and dust into space.

is illuminating the material that used to be the outer layers of the star.

's carbon fraction as a secondary parameter of Type Ia supernovae
A&A 572, A57 (2014)
Three-dimensional simulations of gravitationally confined detonations compared to observations of SN 1991T
A&A 592, A57 (2016) .

star, is difficult to observe in the glare from the A-type star Sirius A
Spectral type D (often followed by an optional letter defining secondary spectral features) .

In order to explode as a supernova, the

must increase its mass to close to 1.4 times the mass of the Sun, known as the Chandrasekhar limit.

s
Star System Discovery Name Distance (light-year) Spectral Type Location: RA1 Location: Dec2 Luminosity (Sun = 1)
Sun .

radiates energy derived form gravitational contraction.

stars are found.
white light Visible light that contains approximately equal proportions of all colors.

, and eventually can no longer be seen and is then called a black dwarf.

s
Chapter index in this window " " Chapter index in separate window
This material (including images) is copyrighted!. See my copyright notice for fair use practices. Select the photographs to display the original source in another window.

stars have a tightly packed core of hydrogen and helium. They are .4 times the mass of our sun, about the size of the Earth. These stars are both dim and hot. They are very hot, but dim because they are so small. They look bluish-white.

matter is about a million to 10 million times that of water.

s
The exposed, remnant core that ionised the planetary nebula material is basically an extremely hot, dense sphere of carbon and oxygen. Any hydrogen not ejected quickly fuses via shell-burning.

the remains of an old star after it uses its energy. It is a small, faint, whitish star that is very dense
Click on a Topic:
Ages Past .

s upon their death. These stellar remnants typically retain somewhat less mass than that of our Sun, but they are much smaller in radius and are one million times denser. .

the dense, collapsed, Earth-sized remnant of an intermediate-mass star like the sun.
x rays electromagnetic radiation more energetic than ultraviolet light but less energetic than gamma rays.
zenith the point on the celestial sphere directly over the head of an observer.

s
These stars have a prevalence of around 0.4%, spectral type D. They have temperatures of around 8.000 to 40.000 K, and luminosities around 0.0001 to 100 times that of the Sun. They have a mass of about 0.1 to 1.4 that of our sun and live around 100.000 to 10 billion years.

:
Wolf-Rayet Nebula:
Nebula ejected by a hot (35,000-100,000 K) massive star, called Wolf-Rayet star (after the discoverers of this type), at its later evolutionary stages. Wolf-Rayet stars are recognized from broad, bright emission lines in their spectra.
X .

star at its centre.
Return to top of page .

s have a density about one million times that of water!
X .

A spent star, reduced to a very dense, small, non-luminous state. The eventual fate of the Sun.
Widefield EyepieceAn ocular of more than 50u ApArrent field. Usually composed of 5 or more elements.

: A dying star that has collapsed to approximately the size of the Earth and is slowly cooling.
X .

Sterre
Dying stars that have collapsed to the size of the earth and are slowly cooling off at the lower left of the H-R diagram.
Winter Solstice .

- Dense remains of an intermediate mass star like the sun that has collapsed and is the same size as earth.
Winter - Season in the Northern Hemisphere that begins December 21.
Wolf-Rayet star - Luminous and hot star having temperatures reaching 90,000 kelvins.

s represent the end points of the lives of solar type stars.

- A small, dense star that is supported against gravity by the degenerate pressure of its electrons
Wide Pair - A binary star system in which the components are so distant from one another that they evolve independently .

a density about one million times that of water! .

a density about 1 million times that of water.

is a small, very dense, hot star near the end of its life. It is made mostly of carbon. These faint stars are what remains after a red giant star loses its outer layers. Their nuclear cores are depleted. They are about the size of the Earth (but are heavier).

s are typically composed primarily of carbon, have about the radius of the earth, and do not significantly evolve further.

a whitish star of high surface temperature and low intrinsic brightness with a mass approximately equal to that of a Sun but with a density many times larger. X
Y .

- a collapsed core of a normal star such as the sun after it has lost its outer layers
White hole- the exact opposite of a black hole an object that spews out matter and energy .

s
The hot, dense core of a once-normal star like the Sun. At the end of such a star's life, it can no longer produce the nuclear-fusion reactions that power it. Its outer layers drift away into space, while its core collapses into a ball that is as about as massive as the Sun but no bigger than Earth.

's mass is comparable to that of the Sun and its volume is comparable to that of the Earth, it is very density.
s.

The small and hot, but intrinsically faint, remnant left when a red giant star loses its outer layers as a planetary nebula.
★ "Wolf-Rayet" Stars In spectroscopy these are very hot and very bright stars.

A star that has exhausted most or all of its nuclear fuel and has collapsed to a very small size such a star is near its final stage of life. [More Info: Field Guide]
white light Visible light that contains approximately equal proportions of all colors.

Inside core of a medium size star after it dies
End prouduct after a medium sized star has had a supernova
top .

s - Goddard Space Flight Center
Optical Gravitational Lensing Project (OGLE) - Internet Encyclopedia of Science
Massive Compact Halo Object (MACHO) - Internet Encyclopedia of Science
Paper: MACHOs Viewed from a Cosmological Perspective
Gravitational Lensing -- Goddard .

s will eventually cool to the point to where they will no longer be visible. They will become Black Dwarfs.
(Image credit: Brooks/Cole Thomson Learning)
There are no known black dwarfs indicating this cool-off period can take millions of years.

A white, small, very dense star. The Sun will be in this state in about 6,00 million years.
X .

s are composed of DEGENERATE MATTER and are supported by electron degeneracy pressure.

s are found to the lower left of the main sequence of the H-R diagram.
Wien's law - (n.) .

s, 36, 37, 65
Wide-Field/Planetary Camera (WF/PC), 63, 64
WIYN telescope, 56 .

ster
A planet-sized star of roughly solar mass and very high density (108 to 1011 kg/m3) produced as a terminal state after nuclear fuels have been consumed.
Wien's law .

stars, namely the massive stars with masses greater than 10 Mo. These correspond to spectral classes O, B, and some A stars.

stars form in the centers of red giant stars, but are not visible until the envelope of the red giant is ejected into space.

4 pc distant density 4 105 g cm-3. [H76]
Vanadium
A silvery transition element used in alloy steels.
Symbol: V m.p. 1890 C b.p. 3380 C r.d. 6.1 (20 C) p.n. 23 r.a.m. 50.94. [DC99]
Vapor Pressure .

in a double star system has re-ignited
terial on it. (It is this second kind of supernova, which
that has allowed astronomers to measure that the ex- .

is a relatively small star that is about the size of a planet that is very dense. It is essentially a star that has exhausted all of its nuclear fuel from within. It expels most of its outer material, leaving a white-hot core that cools over the next billion years.

is orbiting very close to the primary star and may even have been engulfed by the other's expanding stellar atmosphere with the resulting interaction creating the nebula.

approaches a critical value, the Chandrasekhar limit -- about 1.

will be, not much else will happen with it. If it is a binary system, especially a close binary system where things are really tight, it can get very interesting indeed.

system, discovered by N. Sanduleak and P. Pesche in 1982
Sanduleak's Star
2MASS J05451956-7116067 .

of the spectral type DC7, approximately 65 light years distant. It has a visual magnitude of 15.06 and cannot be seen without a telescope. Its estimated age is 2.1 billion years.

about 0.98 solar masses and 10,000 times fainter in visible light than Sirius A, but outshines it in x-rays.
The distance between them varies between 8 and 32 AU, and they lie 8.6 light years from Earth. The pair have a controversial colour history.
Historically Red .

star, only one ten-thousandth as bright as Sirius A. Later calculations have shown that A has just over twice the mass of our sun, but B amounts to slightly more than one solar mass.

is the final stage in the evolution of a star with less than about eight times the mass of the Sun. These stars lose much of their mass by blowing away a strong wind of gas.

To the lower right is a group of white stars of low luminosity that we call

s yet because they are so dim and difficult to see, but they make up a sizeable population of stars.

Low-mass stars crush their atoms and become

s, about as big as Earth. High mass stars collapse into black holes whose gravity prevents any light from escaping.

It belongs to a special class of stars called

s. The two stars revolve each other about every 50 years.
Beta CMa, common name Mirzam (greek: the announcer (of Sirius)), is a blue giant of 2.0 mag.
Another double is epsilon CMa: Adhara (meaning: the virgins). The blue giant of 1.

- A very dense stellar core remnant with a mass comparable to that of the Sun and a volume comparable to that of the Earth.
Wobble Method - A method for detecting extrasolar planets.

The surface temperature drops and the star becomes redder, this lasts several million years before the star throws off its outer layers and becomes a

Planetary nebula A thick shell of gas ejected from and moving out from an extremely hot star thought to be the outer layers of a red giant star thrown out into space, the core of which eventually becomes a

star in a binary system that brightens suddenly by several magnitudes as gas pulled away from its companion star explodes in a thermonuclear reaction.

After a relatively short time (in the region of two hundred million years), the red giant puffs out its outer layers in a gas cloud called a nebula and collapses in on itself to form a

, and Wolf-Rayet star.
Sun spot: a relatively dark and cool region on the Sun's surface caused by the Sun's magnetic field.

A Type I supernova occurs in a binary star system containing a

One of three possible compact object end points of stellar evolution.

A Type 1a supernova results from the cataclysmic explosion of a

s are limited to masses less than 1.38 solar masses.

4 solar masses usually evolves from a red giant to a

star, and the expanding gaseous shell that temporarily surrounds it is known as a planetary nebula.

Stellar astronomers turn their sight to the stars, including the black holes, nebulae,

s, and supernova that survive stellar deaths. Galactic astronomers study our galaxy, the Milky Way, while extragalactic astronomers peer outside of it to determine how these collections of stars form, change and die.

Artist's impression shows how an asteroid is torn apart by the strong gravity of a

When some stars begin to die, they become

s to see if they can detect planets that might be in orbit around them.

Chandra proved that there was an upper limit to the mass of a

. This limit, known as the Chandra limit, showed that stars more massive than the Sun would explode or form black holes as they died.

A simpler cosmic clock is a class of star called

s, which are the burned-out remnants of Sun-like stars. Like dying cinders, it takes a long time for dwarfs to cool to absolute zero—longer than the present age of the universe itself.

Cataclysmic variables (CVs) are binary star systems in which one component of the system, a red dwarf, is transferring matter onto the second, a degenerate

Black Dwarf: A theoretical endpoint of the stellar evolution, especially that of a

cools to the extent that it can no longer shine.

Type Ia - a binary star system in which a carbon-oxygen

eventually reaches critical density and trigers uncontrolled fusion in a cataslysmic explosion.

Cataclysmic variables are close binary systems which include a

is often seen to have an accretion disc.

star to completely cool and become a "black dwarf."
If a person mapping the earth is a cartographer, is there a specific name for a person who draws constellations?