Sterrekunde

Is daar genoeg waterstof oor nadat 'n ster sterf, sodat 'n ander ster genoeg sal wees om aan te steek?

Is daar genoeg waterstof oor nadat 'n ster sterf, sodat 'n ander ster genoeg sal wees om aan te steek?


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.

'N Ster verbruik baie waterstof in sy lewe en is besig om alles in sy omgewing te stofsuig. Nadat dit dood is (uiteindelik deur supernova wat al sy samestelling oor ligjare sal versprei), is daar genoeg waterstof in die gebied oor om 'n nuwe ster aan te steek? En sal die ster kortstondiger wees as sy voorganger?


Ons son is 'n ster van die derde of vierde generasie, so ja, daar is genoeg waterstof oor om meer sterre te skep.

Ons weet dit omdat ons sonnestelsel redelik ryk is aan swaar elemente, wat beteken dat daar ten minste 1 en waarskynlik 2 of 3 supernovas moes wees wat hierdie swaarder elemente geskep het wat al die rotsagtige planete, asteroïdes, komete, ens.

Dit is te betwyfel dat ons son genoeg waterstof sal werp om nog 'n ster te skep. Dis nou te klein.

As u ook kyk na die pilare van die skepping, dit is 'n newel wat deur 'n supernova geskep word, kan u die vroeë stadiums van stervorming op die oomblik sien gebeur.


Eerstens, dankie aan @ LCD3 dat u my hier op die regte pad gelei het. My oorspronklike antwoord was onakkuraat, en daarom het ek daarvan ontslae geraak.

'N Supernova kom voor wanneer 'n baie massiewe ster nie meer genoeg kernfusie kan onderhou om die krag van sy eie swaartekrag wat dit binnedring, te bestry nie. Dit gebeur nadat die ster verskillende fusie-fases deurgemaak het. Dit begin gewoonlik met die versmelting van waterstof in helium. Dit is die tipe samesmelting waarvan u waarskynlik die meeste gehoor het omdat sterre grotendeels waterstof en helium is. Daar is egter ander samesmeltingsprosesse wat ewe belangrik is as dit gaan om die verlenging van 'n ster se lewe, wat swaarder elemente saamsmelt.

'N Ster begin deur waterstofkerne in heliumkerne diep in sy kern te smelt. Dit is hoe die ster energie produseer en indirek verantwoordelik is vir die ster wat skyn. Daar is egter net soveel van hierdie samesmelting wat 'n ster in sy kern kan ondergaan. Wanneer die kernwaterstof uitgeput is, smelt die sterwesens helium daar. Dit gaan voort met die versmelting van waterstof in sy buitenste lae, waar daar nog waterstof is. Uiteindelik raak die ster helium in sy kern op, en begin hy selfs swaarder elemente smelt. Waterstoffusie gaan voort in die buitenste lae, met heliumfusie in onderste lae.

Ongelukkig kan die proses net so lank aanhou, en uiteindelik kan die ster nie langer swaartekrag beveg nie. In baie massiewe sterre lei dit tot 'n supernova wat 'n groot deel van 'n ster se massa in die ruimte afstoot. Is daar genoeg waterstof oor om 'n nuwe ster te vorm? Daar is nie naastenby soveel waterstof as by die ster se geboorte nie. By supernova-voorvaders met 'n lae massa is daar miskien nie genoeg waterstof om 'n nuwe ster te vorm nie. In sterre met 'n baie groot massa sal daar egter nog 'n aansienlike hoeveelheid oorbly. Kon hierdie 'n nuwe ster vorm? Waarskynlik nie lank nie, want die waterstof sal deur die supernova in die ruimte gegooi word, en dit sal nie baie dig wees nie. Dit sou nie maklik wees om in 'n gaswolk in te stort om 'n protostêr te vorm nie. Ek sou dit nie uitsluit vir sterre met baie massa nie, maar in die oorblyfsels van baie sterre sou daar waarskynlik nie genoeg waterstof wees om 'n nuwe ster te vorm nie.

Ek hoop hierdie help.

Bron vir die laagverklaring: http://www.astronomynotes.com/evolutn/s5.htm. Baie dankie ook aan @ LCD3.


Daar is verskillende wanopvattings in u vraag.

Eerstens, 'n ster nie stofsuig alles in sy omgewing. Dit vorm eerder van 'n kondensasie in 'n gaswolk, wat op sy beurt ineenstort tot 'n proto-ster omring deur 'n gasskyf, wat verdere materiaal kan bydra. Sodra dit so gevorm word, verkry 'n ster gewoonlik nie meer gas nie (uitsonderings is simbiotiese binêre sterre, ens.).

Tweedens sal 'n ster met 'n massa van meer as $ sim8 $ M $ _ odot $ (gewoonlik na 'n lang tyd) ly aan 'n supernova as die grootste deel van die omhulsel weer in die ruimte geslinger word. Die gas is nog steeds meestal waterstof, hoewel verryk deur 'metale' (nie-primordiale elemente). Die gas is egter warm en vinnig besig om te beweeg en is dus nie in 'n toestand om 'n ander ster te vorm nie.

Derdens sal die gas van die supernova uiteindelik met ander gas meng en in die algemene poel van interstellêre medium (ISM) oplos. Sommige daarvan kan afkoel om 'n molekulêre wolk te vorm (as gaswolk waar molekulêre $ H_2 $ oorheers), wat weer die plek kan word van nuwe stervorming.

Ons weet dat die son gevorm is uit verrykte materiaal, wat 'n mengsel is van oergas met die uitwerpings van verskeie supernovas.


Is daar genoeg waterstof oor nadat 'n ster sterf, sodat 'n ander ster genoeg sal wees om aan te steek? - Sterrekunde

Daar is per definisie vyf verskillende soorte maniere waarop 'n ster in ons heelal kan afsterf. Die soorte is bruin dwerge, swart dwerge, wit dwerge, neutronsterre en die ontwykende swart gate. Die besluit oor hoe die sterre sal sterf, is van belang op een eiendom, massa.

Die eerste tipe, bruin dwerg, is relatief maklik om te verklaar. 'N Bruin dwerg bereik 'n massa van nie meer as 75 keer die massa van Jupiter nie (dit is ongeveer 7% van ons son). Hierdie uiters klein massa ster is so klein dat dit nie die swaartekrag het wat nodig is om sy kern op te warm tot die nodige 3.000.000 K wat nodig is om die samesmelting van waterstof te begin nie (alhoewel dit 'n flou gloed het, omdat dit warm is, dit net nie brand). Dit verlig dus nooit regtig nie. Dit is die rede waarom die meeste wetenskaplikes na 'n bruin dwerg verwys as 'n mislukte ster. Dit is ook onnodig om te sê dat 'n bruin dwerglewe ewig is, tensy dit soos 'n ander bruin dwerg deur 'n ander massa opgesuig word.

Die tweede tipe, swart dwerge, is net so maklik om te verklaar. Swart dwerge is die resultaat van klein massa sterre wat wissel van 7% van die massa van die son tot ongeveer 75% van die massa van ons son. Die swaartekrag van die ster is genoeg om die samesmelting van waterstof aan te steek, maar met klein massas kom 'n stadige samesmeltingsreaksie. Daarom brand klein massa-sterre die langste (soms tot 200 miljoen jaar!). As die brandstof klaar is, is die binnetemperature van die sterre nie genoeg om die samesmelting van helium te laat voortgaan nie en die reaksie stop. Wanneer die reaksie dan stop, eindig die krag wat op die ster druk om uit te stoot, en die enigste oorblywende krag is swaartekrag. Dit stort die ster inmekaar wat meer hitte produseer wat die ster gewoonlik aansteek om waterstof 'n bietjie langer te verbrand. Hierdie proses duur voort totdat al die brandstof weg is, en met al die waterstof verdwyn die ster uit en word 'n swart dwerg.

Wit dwerge kom van normale massa-sterre (dit is die kategorie waarin ons son val) en sal gewoonlik 9 miljard jaar leef. Normale sterre word gedefinieer as 'n ster wat die fusie van waterstof na die fusie van helium kan oordra. Alhoewel die heliumproses begin het, beteken dit nie dat die samesmelting van waterstof stop nie. Waterstof sal aanhou brand solank die teenwoordigheid daarvan bly. Namate die ster helium verbrand, brei dit in grootte uit deur die kragte van die kernkettingreaksie in sy middel. As die ster dan groot genoeg is om die volgende element te verbrand, sal hy dit doen. Teen die einde sal die ster sy buitenste lae in die ruimte begin werp omdat die buitenste laag so ver van die middelpunt is, en die swaartekrag is onvoldoende om dit aan die ster vas te hou. Die gasse word dan ongeveer 10 myl per sekonde deur die sonwind aangedryf. Daarna sal die ster warmer gasse projekteer wat ongeveer 1000 myl per sekonde van die ster af wegsnel wat 1000 keer die deursnee van die sterre sonnestelsel strek. Net soos die tweede fase, stort die ster in weens die gebrek aan samesmelting, en die geproduseerde hitte lewer meer samesmelting. Wanneer die proses gebeur, gooi die ster massiewe hoeveelhede massa die ruimte in totdat al die oorblywende kern die kern is. Hierdie voltooide massa word 'n wit dwerg genoem.

Neutronsterre en swart gate kom van dieselfde bron - groot massa sterre. Die skuifgrootte van hierdie groot massa-sterre maak die samesmeltingsreaksie so fel dat dit gewoonlik net ongeveer 30,000,000 jaar duur. Alhoewel hul lewe soos 'n normale massa-ster is, is die groot massa-sterre so groot en warm (3.000.000.000 K) dat hulle al die elemente tot Yster kan smelt. Een van die eienskappe van Yster is die feit dat die molekulêre struktuur daarvan nie smelt nie. Wanneer die yster vervaardig word, hou die yster aan om hom in 'n klein balletjie saam te druk wat die kern verder verhit tot 100,000,000,000 K. Nou bepaal hierdie ystermassa die lot van die ster. As die middelpunt tussen 1,5 en 3,0 sonmassa is, sal die ysterkern nog verder kompresseer vanaf sy grootte van die planeet aarde tot net 'n bietjie kleiner as Chico, Kalifornië. Hierdie kompressie verpletter die Yster tot sy atoompartikel van neutrone. Dan asof die ster die feit verafsku dat dit in 'n klein bietjie neutrone en neutrino's vergruis is, ontplof die ster in 'n supernova. 'N Supernova is so intens dat daar geglo word dat dit helder is as die hele melkweg (ons sterrestelsel). Na die ineenstorting van die ster is al wat oorbly die middelpunt. In 1987 was daar 'n supernova wat vanaf die aarde gesien is. Die ster het gelyk of dit 'n gemiddelde grootte ster in die lug was met die blote oog, maar toe dit supernova geword het, het dit toegeneem tot die grootte van 'n bofbal in die lug.

Laat ons nou teruggaan na die Yster-sentrum van die groot massa-ster. As dit groter is as 3,0 sonmassas, gebeur daar 'n baie interessante ding. Alles gebeur net soos 'n neutronster, maar die swaartekrag wat uitgeoefen word, oorskry die limiet wat voorkom dat atome dieselfde plek in die ruimte inneem. Hierdie voorwerp wat hierdie plek in die ruimte inneem, word 'n unieke naam genoem omdat ons nie regtig weet wat regtig daar is nie. Hierdie singulariteit en die effekte wat dit op die ruimte het, het die naam swart gat gekry, gepas genoem omdat die ruimtetyd so krom is dat nie eens die lig wat uit die singulariteit (of van 'n ongelukkige ruimtevaarder) uitgestraal word, kon ontsnap nie. Hierdie struktuur kan makliker beskou word as 'n skeur deur die ruimte van die ruimte. Hierdie struktuur was so ingewikkeld dat selfs Einstein nie eens seker was dat die bestaan ​​van so 'n voorwerp selfs sou kon bestaan ​​nie.

Hierdie foto toon aan hoe massiewe sterre in kleiner ruimtes die ruimtetydstof weef.


Is die heelal besig om te sterf?

Arme heelal, sy afsterwe is in sy eerste plek aangekondig. As jy net 13,8 miljard jaar oud is, is dit skaars middeljarig as jy oor die multiversiteit kyk. En tog raak dit ongelukkig hier in hospice.

Is dit 'n Galactus-besmetting? Die Unicronabetes? Tyd om te laat gaan, aan te gaan en 'n nuwe heelal te vind, want hierdie een is allesbehalwe dood en weg, maar net 'n dop van sy vorige self.

Die nuus oor dreigende ondergang is onlangs in die middel van 2015 uitgesaai. Op grond van navorsing wat na die lig van meer as 200 000 sterrestelsels gekyk het, het hulle gevind dat die sterrestelsels die helfte soveel lig uitsteek as 2 miljard jaar gelede. As ons wiskunde dus reg is, is minder lig gelyk aan meer dood.

Vertel my dit reguit, dokter Spaceman (SPAH-CHEM-AN), hoe lank het ons? Sterrekundiges weet al lank dat die heelal baie meer aktief was in die verre verlede, toe alles nader en digter en beter was. Destyds was meer die oorspronklike waterstof wat oorgebly het van die Oerknal, wat sterrestelsels verskaf het vir stervorming. Tans word daar jaarliks ​​net 1 tot 3 nuwe sterre in die Melkweg gevorm. Wat volgens die Melkwegstandaarde redelik stadig is.

Nie eens op die besigste tyd van die vorming van sterre nie, het ons Son 5 miljard jaar gelede gevorm. 5 miljard jaar voor dit, net 'n kort 4 miljard na die oerknal, het die sterrevorming 'n hoogtepunt bereik. Daar het dertig keer meer sterre gevorm as wat ons vandag sien.

Wanneer sterre gevorm is, maak dit eintlik 'n verskil. Die feit dat dit so lank geneem het voordat ons son gevorm het, is 'n goeie ding. Die swaarder elemente in die sonnestelsel, eintlik iets hoër as die periodieke tabel van waterstof en helium, moes in ander sterre gevorm word. Hoofreekssterre soos ons eie Son spoeg swaarder elemente uit hul sonwinde uit, terwyl supernovas die swaarste elemente in 'n oomblik van katastrofiese ineenstorting geskep het. Sterrekundiges is redelik seker dat ons 'n paar generasies sterre nodig gehad het om genoeg van die swaarder elemente op te bou waarop die lewe afhanklik is, en waarskynlik nie hier sou wees nie.

Al sou lewe hier op aarde miljarde jare gelede gevorm het, toe die heelal regtig geknak het, sou hy wou hê dat dit nooit gebore sou word nie. Met dertig keer soveel stervorming aan die gang, sal daar intense straling wegskiet van al hierdie nuutgevormde sterre en hul daaropvolgende supernovae-ontploffings. Wees dus bly dat die lewe gevorm het toe dit gebeur het. Soms is 'n bietjie stilte beter.

Hoe lank het die Heelal dus? Dit blyk dat dit in die toekoms nie saam gaan neerstort nie, maar net sal voortgaan om uit te brei, en uit te brei, vir ewig en altyd.

Ons oë sou die Krapnevel nooit sien soos hierdie Hubble-beeld dit toon nie. Beeldkrediet: NASA, ESA, J. Hester en A. Loll (Arizona State University)

Oor 'n paar miljard jaar sal stervorming 'n fraksie wees van wat dit vandag is. In 'n paar triljoen sal slegs die langlewende, laagste massa rooi dwerge hul swak lig uitstoot. Dan sal sterrestelsels een vir een hul laaste ster sien flikker en in die donker verdwyn. Dan sal daar net dooie sterre en dooie planete wees wat afkoel tot die agtergrondtemperatuur van die Heelal namate hul sterrestelsels van mekaar versnel tot in die groeiende leemte.

Uiteindelik sal alles swart gate wees, of om te wag om in swart gate vasgevang te word. En hierdie swart gate self sal 'n onbegryplike magtige stapel jare neem om tot niks te verdamp nie.

So ja, ons Heelal sterf. Net soos in 'n vrolike Sartre-toneelstuk, het dit begin sterf op die oomblik dat dit begin. Volgens sterrekundiges sal die Heelal nooit werklik sterf nie. Dit sal net 'n verre toekoms bereik as daar so min bruikbare energie is dat dit meestal dood sal wees. Dood genoeg? Dood binne.

Soos Miracle Max weet, leef meestal dood nog effens. Wie weet watter toekomstige beskawings in die googol-jare tussen toe en nou sal uitvind.

Te hartseer? Laat ons wild bespiegel oor futuristiese tegnologieë wat gevorderde beskawings sal gebruik om die hitte-dood van die heelal te oorleef of om die dood van die cheat uit te wis en dit weer te laat opvlam in 'n hele nuwe siklus van universele vernuwing.


Hubble vind supernova-sterstelsel gekoppel aan potensiële 'zombiester'

Met behulp van NASA se Hubble-ruimteteleskoop het 'n span sterrekundiges 'n sterstelsel raakgesien wat 'n "zombiester" kon agtergelaat het na 'n buitengewone swak supernova-ontploffing.

'N Supernova vernietig gewoonlik die ontploffende wit dwerg of sterwende ster. By hierdie geleentheid glo wetenskaplikes dat hierdie flou supernova moontlik 'n oorlewende gedeelte van die dwergster agtergelaat het - 'n soort zombiester.

Tydens die ondersoek na Hubble-beelde wat jare voor die sterreontploffing geneem is, identifiseer sterrekundiges 'n blou metgesel-ster wat energie aan 'n wit dwerg voed, 'n proses wat 'n kernreaksie ontketen het en hierdie swak supernova-ontploffing vrygestel het. Hierdie supernova, Type Iax, kom minder voor as sy helderder neef, Type Ia. Sterrekundiges het meer as dertig van hierdie mini-supernovas geïdentifiseer wat moontlik 'n oorlewende wit dwerg agterlaat.

"Sterrekundiges het dekades lank gesoek na die sterstelsels wat tipe Ia-supernova-ontploffings voortbring," het wetenskaplike Saurabh Jha van die Rutgers-universiteit in Piscataway, New Jersey, gesê. "Tipe Ia's is belangrik omdat hulle gebruik word om groot kosmiese afstande en die uitbreiding van die heelal te meet. Maar ons het baie min beperkings oor hoe enige wit dwerg ontplof. Die ooreenkomste tussen tipe Iax's en normale tipe Ia's maak die begrip van Iax-stamvaders belangrik , veral omdat geen tipe Ia-stamvader definitief geïdentifiseer is nie. Hierdie ontdekking wys ons op een manier waarop u 'n witdwergontploffing kan kry. '

Die uitslae van die span verskyn in die uitgawe van Donderdag 7 Augustus Aard.

Die swak supernova, genaamd SN 2012Z, woon in die gasheerstelsel NGC 1309, wat 110 miljoen ligjare weg is. Dit is ontdek in die Lick Observatory Supernova-soektog in Januarie 2012. Gelukkig het Hubble se Advanced Camera for Surveys ook NGC 1309 vir 'n paar jaar voor die supernova-uitbarsting waargeneem, wat wetenskaplikes in staat gestel het om voor-en-na-foto's te vergelyk.

Curtis McCully, 'n gegradueerde student aan Rutgers en hoofskrywer van die referaat van die span, het die voor-ontploffingsbeelde van Hubble opgeskerp en 'n eienaardige voorwerp naby die plek van die supernova opgemerk.

"Ek was baie verbaas om iets op die plek van die supernova te sien. Ons het verwag dat die stamvaderstelsel te flou sou wees om te sien, soos in vorige soektogte na normale tipe Ia-supernova-stamvaders. Dit is opwindend as die natuur ons verras," het McCully gesê.

Nadat hulle die kleure van die voorwerp bestudeer het en vergelyk het met rekenaarsimulasies van moontlike Type Iax-stamvaderstelsels, het die span tot die gevolgtrekking gekom dat hulle die lig sien van 'n ster wat sy buitenste waterstofomhulsel verloor het, en die heliumkern aan die lig gebring het.

Die span beplan om Hubble weer in 2015 te gebruik om die gebied te besigtig, wat tyd gee vir die supernova se lig om genoeg te verdof om enige moontlike zombiester en heliumgenoot te openbaar om hul hipotese te bevestig.

"In 2009, toe ons hierdie klas net begin verstaan ​​het, het ons voorspel dat hierdie supernovas deur 'n witdwerg en heliumster-binêre stelsel geproduseer word," het die spanlid Ryan Foley van die Universiteit van Illinois in Urbana-Champaign gesê. Tik Iax-supernovas as 'n nuwe klas. "Daar is nog 'n bietjie onsekerheid in hierdie studie, maar dit is in wese 'n bevestiging van ons eis."

Een moontlike verklaring vir die ongewone aard van SN 2012Z is ​​dat daar 'n wipplank tussen die groter en kleiner van die sterpaar ontstaan ​​het. Die massiewe ster het vinniger ontwikkel om sy waterstof en helium uit te brei en op die kleiner ster te stort. Die ster wat vinnig ontwikkel, het 'n wit dwerg geword. Die kleiner ster het uitgebrei, groter geword en die wit dwerg verswelg. Die buitenste lae van hierdie gekombineerde ster is uitgeskiet en het die wit dwerg en die heliumkern van die metgeselle agtergelaat. Die wit dwerg het materie van die metgesel-ster afgeneem totdat dit onstabiel geword het en as 'n mini-supernova ontplof het, en 'n oorlewende zombiester agtergelaat het.

Sterrekundiges het reeds die nasleep van 'n ander Type Iax-supernova-ontploffing gevind. In Januarie 2013 is daar foto's geneem van supernova 2008ha, wat 69 miljoen ligjaar weg in die sterrestelsel UGC 12682 geleë is, in meer as vier jaar nadat dit ontplof het. Die beelde toon 'n voorwerp in die area van die supernova wat die zombiester of die metgesel kan wees. Die bevindings sal in The Astrophysical Journal gepubliseer word.

"SN 2012Z is ​​een van die kragtiger Type Iax-supernovas en SN 2008ha is een van die swakste in die klas, wat toon dat Type Iax-stelsels baie uiteenlopend is," het Foley, hoofskrywer van die artikel oor SN 2008ha, verduidelik. "En miskien hou die diversiteit verband met hoe elkeen van hierdie sterre ontplof. Omdat hierdie supernovas die wit dwerg nie heeltemal vernietig nie, neem ons aan dat sommige van hierdie ontploffings 'n bietjie uitwerp en ander 'n hele klomp uitwerp. '

Die sterrekundiges hoop dat hul nuwe bevindings die ontwikkeling van verbeterde modelle vir hierdie witdwergontploffings sal aanspoor en 'n meer volledige begrip sal hê van die verband tussen tipe Iax en normale tipe Ia-supernovas en hul ooreenstemmende sterstelsels.


Hoe lank totdat die son 'n rooi reus word?

Die lewensiklus van 'n ster beklemtoon die belangrikste fases wat 'n ster ondergaan voordat hy sterf. Die tydsduur wat 'n ster neem om deur al die stadiums te beweeg, maak die leeftyd van die ster uit.

Hier is energie die totale hoeveelheid brandstof in die son wat in lig omgeskakel kan word.

Volgens kernfisika versmelt 4 waterstofatome om 1 atoom helium in die kern van die son te vorm.

Die atoommassa van 4 waterstofatome =

Die atoommassa van 1 atoom helium = 4,002602

Soos u kan sien, is die atoommassa van helium minder as die gesamentlike massa van 4 waterstofatome. Daar is 'n verskil van ongeveer 0,7% tussen die massas. Waar gaan daardie 0,7% van die massa dan heen? Hierdie ontbrekende massa is die energie wat die son vrystel na kernfusie.

Om die potensiële energie wat in die son oorbly te vind, moet ons die Einstein & rsquos formule van E = 0,007mc 2 gebruik vir die omskakeling van massa en energie. (Ook m = massa van die son, c = ligspoed)

Nou kom kernfusie by baie hoë temperature voor, en nie alle dele van die son is warm genoeg om so 'n samesmelting te vind nie. Die kern, wat ongeveer 10% van die massa van die son uitmaak, is die gebied waar die meeste kernfusie plaasvind.

Hierdie feit verander die Einstein & rsquos-formule verder as:

Energie wat in die son oorbly = 2

Die tempo waarmee die son energie vrystel, ook bekend as die helderheid daarvan, is ongeveer 3,8 & keer10 26 Watt.

Die tyd totdat die son 'n rooi reus word, is dus ongeveer 10 miljard jaar.


Feitlik alles laat iets agter

"Almal moet iets agterlaat as hy sterf, het my oupa gesê. 'N Kind of 'n boek of 'n skildery of 'n huis of 'n muur wat gebou is of 'n paar skoene gemaak. Of 'n tuin wat geplant is. Iets wat jou hand aangeraak het, sodat jou siel het êrens om heen te gaan as jy sterf, en as mense na daardie boom of daardie blom kyk wat jy geplant het, is jy daar. ' -Ray Bradbury

Dit is vandag Memorial Day in die Verenigde State, waar ons al die soldate eer wat vir ons land geveg en geval het. Die vrede en voorspoed wat ek my hele lewe lank geniet, is as gevolg van 'n prys wat baie keer betaal word, meestal deur mense wat ek nog nooit ontmoet het nie. So gaan dit ook met die heelal.

Beeldkrediet: weergawe van die NASA Ames Research Center kunstenaar van Kepler 9 se planetêre stelsel.

Hier by Starts With A Bang, kan ek geen beter manier dink om dit te vier nie as om die verhaal te vertel van wat agterbly deur die sterre wat leef, sterf en lewe gee aan die volgende generasie sterre en planete in die heelal . Omdat hulle natuurlik nie as sterre begin het nie. Hulle het begin as diffuse wolke koue gas, lank gelede, wat onder hul eie swaartekrag in duie gestort het.

Wanneer die wolke ineenstort en 'n sekere digtheid bereik, vind stervorming plaas. Uit hierdie gas kom 'n hele verskeidenheid sterre, gedomineer deur warm, blou, massiewe sterre, maar vol met die hele spektrum van verskillende jong ster-soorte.

Beeldkrediet: NASA, ESA en die Hubble Heritage (STScI / AURA) -ESA / Hubble-samewerking.

Kyk na die kern van hierdie groep, en kyk verby die helderste, warm blou sterre hier in die NGC 3603-groep, en jy sal iets vind wat tipies is van almal nuutgestigte sterretrosse.

Geknipte weergawe van die volledige grootte, verkry uit STScI.

Ja, daar is die warm, massiewe, ultra-helder blou sterre, maar daar is baie meer van die minder massiewe, sonagtige sterre onder hulle, en 'n nog groter aantal dowwe, rooi sterre in die mengsel. Hierdie groep, slegs 20 000 ligjare weg (in ons eie sterrestelsel), is 'n tipiese voorbeeld van 'n stervormende streek in die heelal.

En elke ster in die beeld, net soos elke ster wat ooit in die Heelal gevorm is, sal op 'n dag brandstof kry en sterf. Maar wat sal elke ster agterlaat? Dit blyk dat dit heeltemal afhang van hoeveel massa u ster het.

Morgan Keenan Spectral Classification, verkry uit Wikimedia Commons.

Die laagste massa sterre, die Rooi Dwerge (of die M-sterre, hierbo), met 40% die massa van die son (of minder), verbrand die brandstof die stadigste. Terwyl ons Son miljarde jare sal leef, kan M-sterre vir baie mense leef triljoene jare, koel en stadig deur hul brandstof verbrand, en uiteindelik al hul waterstof in helium verander, en dan eenvoudig in hul geheel saamtrek om 'n ontaarde bol atome te vorm: 'n wit dwergster. Meer as 1 000 000 keer digter as water en meer as 1 000 keer digter as die middelpunt van ons Son, pak 'n wit dwerg die massa van miskien honderdduisend Aarde in die volume van minder as een.

The Sun en 'n wit dwergster volgens IK Pegasi B, deur die Wikimedia-gebruiker RJHall.

Daardie ontaarde dwerg is alles wat 'n Rooi Dwerg sal agterlaat. Alhoewel M-sterre die meeste sterre is - ongeveer 75% volgens aantal - is dit ook die minste massiewe en waarskynlik die minste interessant: nie een rooi dwerg bestaan ​​al lank genoeg in ons heelal om al sy brandstof te verbrand nie. Maar die ander tipes - van K-klas-sterre tot by die laer-massa B-sterre - sal op dieselfde manier sterf as wat ons Son sal doen.

Anders as M-sterre, verbrand hierdie sterre vinniger deur hul brandstof, sodat die waterstof in die buitenste lae nooit die kans kry om te brand nie. Wat meer is, is dat die helium in die kern verder kan saamsmelt in koolstof, stikstof, suurstof en soms selfs swaarder elemente: tot by 'n paar van hierdie sterre tot stryk. Wanneer hulle die einde van hul lewens bereik, is die resultaat eenvoudig skouspelagtig.

Beeldkrediet: NASA, ESA, HEIC en The Hubble Heritage Team (STScI / AURA).

'N Planetêre newel, soos die Cat's Eye Nebula, bestaan ​​uit die buitenste lae van 'n ster van een van hierdie soorte, afgewaai in die gewelddadige doodsnikke van so 'n ster, wat net 'n paar duisend jaar strek. Die buitenste lae - gemiddeld die helfte van die massa van 'n ster - bestaan ​​uit ongeveer 97% waterstof, ideaal om die toekomstige sterre se brandstof te voorsien, terwyl die binneste lae uit meestal koolstof en suurstof saamtrek. af om 'n ontaarde wit dwerg te vorm.

Hierdie wit dwerge - die uiteindelike lot van miskien 799 uit elke 800 sterre in die Heelal - sal eendag so algemeen wees dat hulle alle lewende sterre in die Heelal sal oortref. Maar nie elke ster wat leef, sal as 'n wit dwerg beland nie. Hierdie rariteite, die een-uit-800 sterre wat massief genoeg is, sal sterf in die mees skouspelagtige ontploffing van almal: 'n tipe II-supernova!

Alle sterre gebore met meer as ongeveer 4-5 keer die massa van ons son het genoeg brandstof in hulle dat hulle nie wit dwerge in hul middel kan vorm nie. Die wit dwerg self sou te massief wees en moet voortgaan na 'n nog digter toestand! In plaas daarvan kom die atome self, gewoonlik van protone, neutrone en elektrone, meestal voor wat feitlik geheel en al in neutrone ineenstortwat 'n klein, ultra-digte bal vorm wat bekend staan ​​as 'n neutronster.

Omdat sterre roteer, draai hierdie neutronsterre ongelooflik vinnig, en dus met ongelooflike magnetiese velde triljoene wat ons op die oppervlak van ons son vind. Terwyl hierdie sterre tot byna 1000 keer per sekonde draai, stuur hulle elektromagnetiese straling langs die noord- en suidpool van die ster uit. Dit lyk asof die sterre wat een van hul pole op ons wys, tussen ongeveer 1 en 1 000 keer per sekonde pols, en daarom noem ons dit pulse.

Optiese / X-straalbeeld saamgestelde krediet: NASA / CXC / HST / ASU / J. Hester et al.

Die oudste, vinnigste pulsars is van die beste natuurlike horlosies in die heelal waarvoor u meer as 'n jaar kan wegkyk en dan kan terugkyk, en u sal weet of die polsslag u 'n miljard pulse in die toekoms of 'n miljard-en-een. Onlangs het atoomhorlosies by die pulse geslaag as die beste horlosies in die heelal. Wat meer is, is dat dit nie net die waterstofryke lae van 'n supernova is wat in 'n stereldood soos hierdie afgeblaas word nie; dit is ook baie van die swaarder elemente. Trouens, tipe II-supernovas is waar feitlik al die elemente wat op die aarde voorkom, ontstaan ​​het!

Maar neutronsterre is nie die lot van alle tipe II-supernovas nie, net die meeste van hulle. Die skaarsste van alle ster-soorte - die mees massiewe O-sterre - kan eintlik drie verskillende lotgevalle hê, afhangende van hul massa. As u ster te massief is om 'n neutronster te produseer, omdat selfs neutronsterre 'n massalimiet het, kry u 'n swart gat om saam met u supernova te gaan!

Beeldkrediet: JILA / Andrew Hamilton / Universiteit van Colorado.

En dit is waar, tensy jou ster - soos miskien net een uit 'n miljard sterre - meer as 130 keer groter is as ons son.

Want as jy massiewer word as dit, kan jou ster sterf in 'n baie spesiale soort ontploffing, bekend as 'n paar onstabiliteit Supernova, waar 'n drukval in die kern van 'n ster weglopende termonukleêre reaksies veroorsaak, wat die hele ster vernietig en verlaat absoluut niks agter nie!

Beeldkrediet: X-straal: NASA / CXC / SAO, Opties: NASA / HST, Radio: CSIRO / ATNF / ATCA.

Maar daar is nog 'n moontlike lot, want die ster-soorte is so groot dat ons gedink het nie eers het nie een soos dit in ons sterrestelsel! As 'n ster meer as 250 keer so massief is as ons son, ondergaan die ster geweldige hoeveelhede fotodisintegrasie, waar die hele kern van die ster in 'n swart gat inmekaar stort, en behalwe vir 'n paar sterk gekollimeerde stralers, is daar 'n wenk van 'n ontploffing - nog minder 'n supernova -.

Beeldkrediet: NASA / SkyWorks Digital.

Die ouerster word eerder vernietig en 'n baie massiewe swart gat word geskep in die mees energieke enkelster-gebeurtenis wat bekend is: 'n hipernova!

En ter herinnering aan al die sterre wat ooit geleef het, weet u ook nou wat dit agtergelaat het. Vir diegene onder wie die kinderweergawe geniet het, beskou dit as die een vir volwassenes: dit is die skoonheid van die heelal wat inherent is aan die dood en lewe van elke ster. Sonder al hierdie dinge sou ons nooit hierheen gekom het nie, en miljarde jare in die toekoms, sal die saak waaruit ons bestaan, versprei onder die kosmos, waar dit toekomstige geslagte van sterre, planete en moontlik weer eens sal skep, lewe.


Samevoeging van neutronsterre

Wanneer 'n ster ongeveer agt tot vyftien keer die massa van die son ontplof, laat dit ook 'n super digte oorblyfsel van sy binneste kern agter: 'n neutronster.

En toe die gravitasiegolwe wat die botsing tussen twee neutronsterre veroorsaak, verlede jaar opgetel is, het die teleskoopwaarneming van die gebeurtenis ook gehelp om 'n aantal spasies in die periodieke tabel van die oorsprong van die elemente in te vul, het dr. Tucker gesê.

Terwyl fisici redelik geweet het dat elemente in die vierde reël van die periodieke tabel - van kalium tot krypton - deur ontploffende sterre geskep is, & quot; die laaste deel van die tabel was nog altyd, & # x27Wel, ons dink ons weet wat daar gebeur & # x27.

& quot Deur die samesmelting van neutronsterre te sien, het ons gesien hoe dit gebeur. & quot

Die ligte handtekening wat deur die neutronster-samesmelting afgegooi is, het leidrade gegee dat die swaarste natuurlike elemente, waaronder goud, platinum, radium, thorium en uraan, geproduseer kan word tydens die katastrofiese botsing, bekend as 'n kilonova.


Ep. 13: Waarheen gaan sterre as hulle sterf?

Ons het die geboorte van nuwe sterre gevier, maar die sterre lewensiklus eindig nie daar nie. Sterre soos ons son sal miljarde jare spandeer om waterstof saam te smelt en energie uit te pomp. En as die brandstof op is, is hul dood net so interessant soos hul geboorte. Hierdie week spoor Fraser en Pamela hierdie sterre-evolusie op en verduidelik wat die toekoms vir sterre, groot en klein, inhou.

Vertoonnotas

Transkripsie: Waarheen gaan sterre as hulle sterf?

Fraser Cain: Goed, op die program. Now, last week we talked about how stars form, and we wanted to continue the stellar life cycle this week and discuss what happens to stars after that, all the way to the end. Now, when we last met our hero, the sun, it had formed from a cloud of dust and gas and it cleared out its neighbourhood with powerful stellar winds. What next?

Dr. Pamela Gay: Well, once it clears out its neighborhood with powerful stellar winds, it happily sits there chewing up hydrogen atoms, and fuses them into helium. And it does this for billions and billions of years, to quote Carl Sagan. Now the thing is that the sun, while it seems to be our nice constant object in the sky, hanging out and doing the exact same thing day after day, year after year, it’s not doing the same thing millennium after millennium. The sun is actually slowly heating up, and while it will keep doing the things it’s doing for another five billion years or so, as it’s doing it, it’s going to heat up to the point that in just a few million years, our earth won’t be the happiest place to be living.

Fraser: How many million years?

Pamela: Let’s think of this in terms of a clock. The sun is currently about 4.5 billion years old. So let’s call that 4:30 am. Well, according to scientists Peter Ward and Donald Brownlee, at about 5 am, our one billion year old reign of animals and plants will come to an end. The planet will heat up to the point that it’s no longer comfortable for life to survive. That’s only about 500 million years away.

Fraser: Now why is the sun heating up like this? That’s not fair!

Pamela: Life is rarely fair, however. As the core burns more and more hydrogen into helium, it’s expanding, and the larger and larger core is producing more and more radiation, which is producing more and more heat, which is heating up our solar system more and more over time.

Fraser: I always thought that, you know, we would have this long period, billions and billions of years, that we’d have nice comfortable temperatures, but that’s not true.

Pamela: Well, many elementary school textbooks lie to young children. It’s a good pasttime. And they say that the sun will be around for another 5 billion years, so don’t worry about the fate of the planet. Well, yeah, it’s going to be around as a main sequence star for 5 billion years, but all the problems seem to hide in the details, and the details here say the sun is going to be getting hotter. As it gets hotter, it heats up our planet until it’s first too warm for life, and then by the time the sun is 8 billion years old (and it’s only 3.5 billion years from now that that happens), our oceans are actually going to vaporize. The planet will be so hot that the oceans just can’t stay liquid any longer. So it’s all rather devastating. Now, our planet might be allowed to survive, it’s just the life on the planet that won’t survive.

Fraser: Okay, so let’s keep going.

Pamela: So, the sun bloats up eventually, and it runs out of hydrogen in the core. So, currently, our sun is supported by the radiation given off by the fusion of hydrogen and helium. Well, finally, about the end of these 12 billion years, our sun is going to run out of easily burned hydrogen in its core, and the core’s going to collapse back down. And as it begins to collapse, a shell of hydrogen around that core is going to ignite. So, the atmosphere collapses down, builds up pressure on that helium core in the center, and squishes a layer of material between that helium core and the outer atmosphere of the star. And the shell ignites. And when that shell ignites, our sun bloats up into a red giant star. And at this point, a few planets lose their lives Mercury, Venus, definitely toast. Most models now think the Earth will safely escape being consumed during this phase of the sun’s life.

So now we have hydrogen burning in the shell, and we have the helium core. Well, as that hydrogen burns, it’s producing more and more helium, and heavy things sink to the centre. It’s sort of like when you drop a rock into the water, it goes down to the bottom of the water. Well, when you create helium in that hydrogen shell, that helium’s heavier and it sinks to the centre of the star.

The helium core is getting bigger and bigger and bigger until eventually the helium core is so dense and is experiencing so much pressure that it ignites. And now we’re burning helium in the center, we have a shell of hydrogen, and the star, it becomes what’s now called a horizontal branch star. This is the point in life when some stars actually become variable stars, they become RR Lyrae variable stars, which is one of my personal passions. Our sun probably isn’t going to do that, its mass isn’t quite right.

Fraser: What would happen in that situation, though?

Pamela: With pulsating variable stars, which are stars that aren’t quite balanced, gravity tries to squish them down, and as they compress, they heat up. And the heat produces more light coming out of the centre. It accelerates the rate of fusion in the centre. And so the light goes pushing out, and the light pushes the star out past its equilibrium, and the star cools off. And then it compresses back down. And there’s a lot of complicated physics going on here, but basically, radiation and gravity are playing tug of war with the atmosphere of the star, and it’s constantly going in and out over a period of just hours. It’s something that’s really cool to watch because you can see something that is, over just six hours, expanding and contracting like a beating heart.

Fraser: And now does it leave material behind with each expansion?

Pamela: Not that we know of. Stars are constantly giving off mass, but in this case it’s literally like a beating heart. The atmosphere of the star is pulsing outwards and inwards, outwards and inwards, like a coherent object.

Fraser: What I wouldn’t do to be able to see that up close.

Pamela: Oh, it would be absolutely amazing. RR Lyrae stars were one of my first loves, because I’ve been a geek for a long time.

Fraser: But that’s not our sun.

Pamela: That’s not our sun.

Fraser: So what happens to our sun?

Pamela: Our sun just kind of hangs out burning helium in its core and hydrogen around it. But eventually it can’t burn the helium any longer. It might start expanding out at this point, as it continues to now burn a shell of helium and a shell of hydrogen. And over time, it’s not going to be able to have these fusion reactions going on any longer, either. And as the fusion reactions shut down, the star’s atmosphere slowly drifts away. This is one of the sad parts of a star’s life. As they get old, they can’t hold themselves together anymore, and they puff off layers of their atmosphere. This is the old asymptotic giant branch star, and what’s left behind as the atmosphere is poofed away in these very sad, elderly behaviours is just the core of the star.

Fraser: Now what do those poofed off layers look like from earth? Can we see any of those?

Pamela: They get illuminated as beautiful nebula. So the core of the star is still sitting there. It’s really hot, and hot things radiate light. And that light is used to illuminate the puffed off layers of the atmosphere. This what we call a planetary nebula. As a star disbands into atmosphere flying away and core left behind, the core gets called a white dwarf star and that flying away atmosphere’s called a planetary nebula. Over time, the atmosphere goes further and further away and white dwarf cools off more and more, and the entire system disappears.

Fraser: So what’s in the white dwarf star? What’s left inside there?

Pamela: It’s whatever was left from the fusion process. You can end up with helium white dwarfs where you have just the helium core of a now dead star. You can have stars where that helium fused into carbon oxygen, and you’re left with basically a diamond, a diamond’s left behind. So you can end up with a diamond that’s roughly the size of the earth left behind by a star that had sufficient mass to get a carbon core.

Fraser: Okay so the, under the pressure of the star, the carbon just kind of gets organized into its most compact form.

Pamela: And that happens to be a crystal diamond.

Fraser: So you would have a diamond the size of the earth…

Pamela: A diamond the size of the earth.

Fraser: Sitting in space. So how long would that take?

Pamela: Well, so, the diamond itself forms over the millions of years that the star’s a giant. Now, the white dwarf, the diamond starts off as this giant glowing hot thing that, while structurally similar to a diamond, isn’t exactly something you’d want to put on your hand even if your hand were big enough to support an earth-sized ring.

That white dwarf starts off at the temperature of around 100,000 degrees K. It does cool off very quickly initially, and in the first 100,000 million years, if you consider that quick, it cools 20,000 degrees. Then it takes another 800,000,000 years to go another 10 degrees cooler, and it’s not for 4 to 5 billion years that the star finally cools down to the temperature of our sun’s surface, which is 5,800 degrees K. So, it takes it a long time to get to the point where you’d want to get anywhere near it. But you do have this giant glowing really hot diamond left behind.

Fraser: All right, so it’s not all hopeless. We get some bling in the end of it.

Fraser: Okay, so let’s go a little smaller. When we talked last week, we talked about a nebula of gas and dust and various knots forming, and some of the big knots were these massive stars, and we’ll get to those in a bit, and then sort of medium stars were stars like our sun, but what about smaller ones?

Pamela: So, red dwarfs are objects that have more than 80 Jupiter masses. And they behave like normal stars they burn hydrogen in their cores. But, they burn this hydrogen, in some cases, for trillions of years. A star that is a tenth the mass of the sun will hang out burning hydrogen into helium for about 6 trillion years, which is way older than our 13.7 billion year old Universe. So any red dwarf that has ever formed is still doing its thing. So we have no observational evidence of what these things do next.

But as near as we can guess, because they’re such a low mass, they won’t be able to contract and burn the hydrogen shell or do anything with their helium at later points in their lives. So once they stop burning hydrogen in the core, they’re just sort of going to go out, and then thermally contract. So they’re going to hang out, gravitationally held together, and squish themselves, and squish themselves, as gravity makes the star smaller and smaller and smaller, until eventually they squish themselves into a very small white dwarf star. And so eventually they’ll organize themselves so that their structure is that same crystalline degenerate electron, which is a really complicated term which just means that the electrons are in their smallest possible way of hanging out together.

Fraser: So it’s like over time, all of whatever material is in the star, once it runs out of fuel for fusion, it just organizes itself in the most compact form that it can, and then just cools down and that’s that.

Fraser: But we’ve got to be looking at trillions of years before that happens.

Pamela: And we will not be there for that. But it’s fun to think about what’s going to happen at the end of the Universe.

Fraser: So it’s neat that no one has ever seen any of this, it’s just purely theoretical at this point.

Pamela: Yeah, and also, it’s a neat thing to think about, that any red dwarf ever formed is still alive. Imagine saying that any of one specific type of mouse that was ever created on the planet earth was still alive. Life doesn’t do that, but stars do.

Fraser: So, let’s go a little smaller, then. The stars that have enough hydrogen, or size, in them to burn as stars, you know, these red dwarf stars, what if they don’t have enough hydrogen fuel? Let’s get smaller.

Pamela: It’s not that they don’t have enough fuel, it’s that they don’t have enough gravity to do anything useful with it. The next smallest objects are these brown dwarf stars. They range in size from about 13 times Jupiter’s mass to somewhere around 75, 80, Jupiter masses — we’re still working on figuring out theoretical limits. These stars, they have a special type of hydrogen in them, as all stars do, called deuterium.

Deuterium is hydrogen that has a neutron in the center as well as a proton. Most hydrogen is just a proton and an electron, if it’s neutral. But sometimes you get this extra neutron thrown in there. And when you have this extra neutron thrown in, the deuterium, this hydrogen plus neutron, it burns easier. So, in objects that are 13 to 65 Jupiter masses, they’ll, for a short period of time, maybe about 10 million years, they’ll be able to fuse the deuterium. But once they stop fusing the deuterium, they really can’t do anything else. Some of the bigger ones, those 65 to 80 Jupiter masses, they can also fuse some lithium. Lithium just eats itself naturally, if you look at it too hard in a star it burns up. But other than that they can’t do anything.

Fraser: So how can we see them, then? Because we’re turning them up all the time, now.

Pamela: Luckily, for the first million years that they’re around, as they collapse out of their parent’s nebula, the molecular cloud that hey formed out of, they look like any other star except they have a lot of extra lithium in them, because lithium gets eaten very fast in other types of protostars. So, for the first million years, they look normal, they’re at high temperatures, and they burn the deuterium, they’re still thermally really hot, and then they cool off. And it’s after they cool off that they sort of disappear, but initially, just thermal contraction heats them up enough that we can see them.

Fraser: So they’re just the particles of hydrogen crushing together and rubbing against each other, and that’s the heat, like all that remains from a fire.

Pamela: And any time you compress gas, the gas heats up. It’s sort of like if you’re pumping air when you compact the air inside your bicycle pump, it heats up. Well, a collapsing star is basically the same process as the squished air inside your bicycle pump: as it gets squished together, it heats up. Heated gas gives off light, and so it’s just the fact that it’s contracting gravitationally that allows it to heat up, and it’s the heating up that we see as light.

Fraser: Right, I guess that’s why we need the infrared telescopes like Spitzer to turn these up, because they see heat not light.

Pamela: And this is one of the reasons that the next generation space telescope, the James Webb telescope, is being built as an infrared observatory. It’s going allow us to more effectively look for things like brown dwarfs. It’s also going to allow us to look for things at the far distant edge of the Universe, but that’s a different problem. So it’s in the infrared that we’re finding all of these fascinating things that we never imagined when we confined ourselves to looking at the optically luminous universe.

Fraser: All right, let’s go big, then. So, you know, we started out talking about a main sequence star like our sun, and we sort of looked at where things go, smaller from there, so let’s look bigger. So what happens if we get stars that are bigger than our sun?

Pamela: Well, as you get bigger and bigger, things start to get messy. Really big stars are giving off so much light that that radiation pressure is blowing off the outer layers of the star. And, so, the star can star off huge, and then make itself small rather quickly. These things burn for millions of years. Our sun burns for billions. The big stars are sort of like the Ferraris: they are bright, flashy, go fast, die young, and eat fuel like nobody’s business.

Fraser: That’s right, I remember last week we talked about how like, the earliest stars were mainly hydrogen, and could, you know, blow up or not necessarily have the same kinds of stellar winds as the ones that, these days, have lots of heavier elements. That’s all brand new science, isn’t it?

Pamela: Well, it’s not brand new science but it’s brand new stars that are doing it. It’s fascinating to look at these things. They are literally blowing themselves apart. It’s as though they are going so fast that they just can’t hold themselves together any longer. There’s so many analogies to Hollywood movie stars that I could go to, but I won’t. So they live hard, blow themselves apart, and if they blow themselves apart too much, when they finally die, they explode as supernovae but they leave behind a white dwarf.

So, you have to end up with a core larger than 1.4 solar masses, which is this magical number. If you have more than 1.4 times the mass of the sun, then left behind after supernova, that material will collapse into what’s called a neutron star. If you have less than 1.4 solar masses, you just end up with a white dwarf again.

Fraser: I see. So the star could start out quite large, but it could blow away so much material that it just, it can’t make it down to a neutron star once it’s done.

Pamela: Presies. The cutoff, we think, is objects that, by the time they go supernova, which we’ll talk more about next week, have more than 10 solar masses. They will end up, after the supernova, with a neutron star, and things that are below that end up with just another white dwarf.

Fraser: So, what is a neutron star?

Pamela: A neutron star is what happens when the gravitational power of an object is so great that it squishes the atoms to the point that the protons and the electrons go “oh no, I’m too big, I can’t be here any longer� and they merge together, give off energy, and form neutrons. So, the matter compacts itself down to its smallest possible form, which in this case is basically a crystalline structure of neutrons.

Fraser: And this is one of those, a teaspoon amount weighs, what is it, like, a teaspoon amount weighs as much as a city or something like that.

Pamela: Here’s a great way to look at it. A white dwarf that is just under the 1.4 magical solar masses level will be about the size of the earth. A neutron star that’s more than 1.4 times the size, the mass, of the sun, is only 10 kilometers across. You could pretty much dump one on New York City. And gravitationally it would destroy the earth, but that’s just how small they are. And then you have all that mass creating all of this gravitational attraction in a little tiny area.

Fraser: Now, do these megastars go through that same kind of red giant phase at the end?

Pamela: Because they’re spewing off mass and going through reactions so quickly, they don’t have as dramatic a change as they go from main sequence to red giant. They do make the transitions in terms of the way they generate energy. They go from having hydrogen burning in their core to having helium burning in the core, and they’ll actually get to the point where they’re doing things like fusing oxygen, creating neon, they get to the point that they actually end up creating iron in their core. So you end up with an onion shell of layer upon layer of progressively heavier atoms as you go from the surface of the star down to the core of the star, where all these different layers are fusing higher and higher atoms.

One of the neat ramifications of this is that any element that you have on your body, in your body, in the room that you’re sitting in as you listen to this show, it had to have come from these giant stars. What’s even cooler is any element that you have that happens to be heavier than iron, it came from a supernova, but again, that’s for next week. So anything smaller than iron, and bigger than about carbon, nitrogen, and oxygen, was formed in these giant stars as they were madly spewing out light and throwing themselves apart as they had huge stellar winds spewing matter into space.

Fraser: And how long will they last?

Pamela: They last just millions of years. Some of them last as few as 10 million years. So, the little guys, they can last for 6 trillion years, and the biggest stars will only last for 10, 12 million years.

Fraser: And how big can they get?

Pamela: Well, we’re still finding the limits. Occasionally people find objects that they claim are hundreds of times the sun’s mass. Because these things spew their outer atmosphere into space so rapidly, we have to catch them right as they form to catch the moment when they’re absolutely their largest. These are very rare objects as well. Really big stars don’t form in large numbers. But we do find things now and then that we thinks just might be hundreds of time the size of the sun.

Fraser: And they’ll die even faster?

Pamela: And they’ll die even faster.

Fraser: Well, I think that’s great. We’ve skirted around it, but next week – and we’ve had a bunch of emails of this, “why won’t you talk about supernovae?â€? – we will talk about supernovae next week, and talk about the deaths of the really big stars. So, gotta wait until next week.

Pamela: Have an explosive time.

Fraser: All right, thanks

Pamela:. We’ll talk to you in a week.

Pamela: Okay, see you later, Fraser.

Hierdie transkripsie pas nie presies by die klanklêer nie. It has been edited for clarity. Transcription and editing by Beans Velocci.


What is a Star?

[/caption]
Look up in the night sky and you’ll see lots of stars. But what is a star? In a scientific sense, a star is ball of hydrogen and helium with enough mass that it can sustain nuclear fusion at its core. Our Sun is a star, of course, but they can come in different sizes and colors. So let’s learn what a star is.

75% of the matter in the Universe is hydrogen and 23% is helium these are the amounts left over from the Big Bang. These elements exist in large stable clouds of cold molecular gas. At some point a gravitational disturbance, like a supernova explosion or a galaxy collision will cause a cloud of gas to collapse, beginning the process of star formation.

As the gas collects together, it heats up. Conservation of momentum from the movement of all the particles in the cloud causes the whole cloud to begin spinning. Most of the mass collects in the center, but the rapid rotation of the cloud causes it to flatten out into a protoplanetary disk. It’s out of this disk that planets will eventually form, but that’s another story.

The protostar at the heart of the cloud heats up from the gravitational collapse of all the hydrogen and helium, and over the course of about 100,000 years, it gets hotter and hotter becoming a T Tauri star. Finally after about 100 million years of collapse, temperatures and pressures at its core become sufficient that nuclear fusion can ignite. From this point on, the object is a star.

Nuclear fusion is what defines a star, but they can vary in mass. And the different amounts of mass give a star its properties. The least massive star possible is about 75 times the mass of Jupiter. In other words, if you could find 74 more Jupiters and mash them together, you’d get a star. The most massive star possible is still an issue of scientific disagreement, but it’s thought to be about 150 times the mass of the Sun. More than that, and the star just can’t hold itself together.

The least massive stars are red dwarf stars, and will consume small amounts over tremendous periods of time. Astronomers have calculated that there are red dwarf stars that could live 10 trillion years. They put out a fraction of the energy released by the Sun. The largest supergiant stars, on the other hand, have very short lives. A star like Eta Carinae, with 150 times the mass of the Sun is emitting more than 1 million times as much energy as the Sun. It has probably only lasted a few million years and will soon detonate as a powerful supernova destroying itself completely.

Most stars are in the main sequence phase of their lives, where they’re doing hydrogen fusion in their cores. Once this hydrogen runs out, and only helium is left in the core, the stars have to burn something else. The largest stars can continue fusing heavier and heavier elements until they can’t sustain fusion any more. The smallest stars eject their outer layers and become white dwarf stars, while the more massive stars have much more violent ends, become neutron stars and even black holes.

We have written many articles about stars on Universe Today. Here’s an article about the difference between stars and planets, and here’s an article about how massive stars form.

We have recorded several episodes of Astronomy Cast about stars. Here are two that you might find helpful: Episode 12: Where Do Baby Stars Come From, and Episode 13: Where Do Stars Go When they Die?


How to Observe the Carina Nebula

ThoughtCo / Carolyn Collins Petersen

Skygazers who venture to the southern reaches of the northern hemisphere and throughout the southern hemisphere can easily find the nebula in the heart of the constellation. It's very near the constellation Crux, also known as the Southern Cross. The Carina Nebula is a good naked-eye object ​and gets even better with a look through binoculars or a small telescope. Observers with good-sized telescopes can spend a lot of time exploring the Trumpler clusters, the Homunculus, Eta Carinae, and the Keyhole region at the heart of the nebula. The nebula is best viewed during the southern hemisphere summer and early autumn months (northern hemisphere winter and early spring).