الفلك

ما مقدار كتلة الشمس عندما تصبح قزمًا أبيض؟

ما مقدار كتلة الشمس عندما تصبح قزمًا أبيض؟


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.

في غضون 4 مليارات سنة ، عندما تزيل شمسنا جميع طبقات الغاز الخارجية وتتحول إلى قزم أبيض ، ما مقدار الكتلة التي سيكون للقزم الأبيض مقارنة بما تمتلكه الشمس اليوم؟

هل ستستمر الكواكب في الدوران بنفس الطريقة ، أم أن الكتلة المخفضة ستتسبب في تغيير مسارات الكواكب ، بحيث تترك النظام الشمسي في النهاية؟


اجابة قصيرة:

ستفقد الشمس حوالي نصف كتلتها في طريقها لتصبح قزمًا أبيض. سيحدث معظم فقدان الكتلة هذا في الملايين القليلة الماضية من حياته ، خلال مرحلة الفرع العملاق المقارب (AGB). في الوقت نفسه ، سينمو نصف القطر المداري للأرض حول الشمس بمعامل اثنين (وكذلك الكواكب الخارجية). لسوء الحظ بالنسبة للأرض ، سيصل نصف قطر الشمس أيضًا إلى حوالي 2 وحدة فلكية ، لذلك سيتم تحميصها.

هناك احتمال أن يؤدي انخفاض طاقة الارتباط وزيادة الانحراف المركزي للأرض والكواكب الخارجية إلى عدم استقرار ديناميكي قد يؤدي إلى طرد كوكبي. يعتمد هذا بشكل كبير على الاعتماد الزمني الدقيق لخسارة الكتلة الثقيلة المتأخرة ومحاذاة الكواكب أو غير ذلك في ذلك الوقت.

اجابة طويلة:

النجوم التي تقل كتلتها عن 8 كتل شمسية ستنهي حياتها كأقزام بيضاء على مقياس زمني يزداد مع تناقص كتلتها الأولية في التسلسل الرئيسي. الأقزام البيضاء التي تشكلت هي ذات كتلة أقل من نجوم التسلسل الرئيسي لسلفها ، لأن الكثير من الكتلة الأولية للنجم تُفقد من خلال الرياح النجمية (خاصة أثناء مرحلة التفرع العملاق النابض حراريًا) والقذف النهائي للسديم الكوكبي. وهكذا ، فإن التوزيع الحالي لكتل ​​الأقزام البيضاء يصل إلى ذروته $0.6$ و 0.7 مليون دولار _ { odot} دولار ومع تشتت $ sim 0.2 مليون _ { odot} $، يعكس الحالات النهائية لجميع نجوم التسلسل الرئيسي مع $0.9 ، التي كان لديها وقت للتطور والموت خلال حياة مجرتنا.

تأتي المعلومات الأكثر موثوقية لدينا حول العلاقة بين كتلة التسلسل الرئيسي الأولي وكتلة القزم الأبيض النهائية (علاقة الكتلة الأولية النهائية أو IFMR) من قياس خصائص الأقزام البيضاء في مجموعات النجوم ذات العمر المعروف. يؤدي التحليل الطيفي إلى تقدير كتلة القزم الأبيض. يتم تقدير الكتلة الأولية من خلال حساب التسلسل الرئيسي بالإضافة إلى عمر الفرع العملاق من الفرق بين عمر العنقود النجمي وعمر التبريد للقزم الأبيض. تخبرنا النماذج النجمية بعد ذلك بالعلاقة بين التسلسل الرئيسي بالإضافة إلى العمر العملاق وكتلة التسلسل الرئيسي الأولي ، مما يؤدي إلى IFMR.

يتم عرض تجميع حديث من Kalirai (2013) أدناه. هذا يدل على أن نجمًا مثل الشمس ، وُلِد بكتلة أولية مليون دولار _ { odot} دولار (أو ربما في المائة أو اثنين أكثر ، لأن الشمس فقدت بالفعل بعض الكتلة) ، تنهي حياتها كقزم أبيض مع M = 0.53 pm 0.03 M _ { odot} دولار. أي يجب أن تفقد الشمس ما يقرب من 50٪ من كتلتها الأولية في الرياح النجمية و (ربما) طرد السديم الكوكبي.

تم تقديم معالجة شاملة لما يحدث للأنظمة الشمسية عندما يفقد النجم المركزي كتلته بطريقة تعتمد على الوقت في Adams et al. (2013). أبسط الحالات هي في البداية مدارات دائرية حيث يحدث فقدان الكتلة على نطاقات زمنية أطول بكثير من الفترة المدارية. مع استمرار فقدان الكتلة ، تزداد طاقة الجاذبية الكامنة (تصبح أقل سلبية) وبالتالي تزداد الطاقة المدارية الكلية ويتسع المدار. تحدث تقريبا، $ aM $ هو ثابت ، أين $ a $ هو نصف القطر المداري ، وهو نتيجة بسيطة للحفاظ على الزخم الزاوي: لذلك سينتهي الأمر بالأرض في مدار 2 au.

ومع ذلك ، في وجود انحراف مركزي غير صفري في المدار الأولي ، أو في حالة فقدان الكتلة السريع ، مثل ذلك الذي يحدث في نهاية مرحلة AGB ، تصبح الأشياء تمامًا غير متوقعة ، مع تزايد الانحراف أيضًا مع استمرار خسارة الكتلة. هذا له تأثير غير مباشر عند النظر في الاستقرار الديناميكي للنظام الشمسي (المتطور) بأكمله وقد يؤدي إلى طرد كوكبي. كلما زادت سرعة فقدان الكتلة ، زادت الأمور غير المتوقعة.

يمكن حساب نصف قطر نجم AGB باستخدام $ L = 4 pi R ^ 2 sigma T_ {eff} ^ {4} $. النجوم الموجودة على طرف فرع AGB لها لمعان $ sim 10 ^ {4} L _ { odot} $ و $ T_ {eff} simeq 2500 K $، مما يؤدي إلى احتمالية أنصاف أقطار $ sim 2 $ au. لذلك من المحتمل تمامًا أنه ما لم يتم إخراج الأرض أو تعديل مدارها بشكل كبير بسبب بعض عدم الاستقرار الديناميكي الذي ، مثل الكواكب الداخلية ، سينتهي به الأمر غارقة في التطور الخارجي لنجم AGB وتدور في الداخل ...

حتى لو نجت بصعوبة من هذا المصير المباشر ، فمن المحتمل جدًا أن يؤدي تبديد المد والجزر إلى استخراج الطاقة بسرعة من المدار وستدور الأرض نحو غلاف الشمس العملاقة ... بنفس النتيجة.


حسنًا ، ببساطة ، ستفقد الشمس بالتأكيد ربع كتلتها على الأقل. هذا لأن معظم كتلة الشمس تتركز في قلبها. وبما أن القزم الأبيض هو مجرد بقايا لب نجم ... أوه ، وقبل أن تصبح الشمس قزمًا أبيض ، فإنها تمر بمرحلة "العملاق الأحمر" ، حيث تنمو إلى حجم مدار كوكب المريخ. ستحترق جميع الكواكب أو تتوقف عن الدوران ، وستتوقف عن الوجود عند ظهور مستعر الشمس. نهاية سعيدة…


الكتلة الشمسية

ال الكتلة الشمسية ( م ) هي وحدة قياسية للكتلة في علم الفلك ، تساوي تقريبًا 2 × 10 30 كجم. غالبًا ما يستخدم للإشارة إلى كتل النجوم الأخرى ، بالإضافة إلى العناقيد النجمية والسدم والمجرات والثقوب السوداء. تساوي تقريباً كتلة الشمس. هذا يعادل حوالي 2 نونليون (مقياس قصير) أو اثنين كوينتيليون (مقياس طويل) كيلوغرام:

تبلغ الكتلة الشمسية حوالي 333000 ضعف كتلة الأرض (M. ) ، أو 1047 ضعف كتلة كوكب المشتري (M. ي).


تقذف الشمس طبقاتها الخارجية لتصبح قزمًا أبيض

نعم ، لكن هذا لا ينفي فكرة ukmicky. سيكون بئر جاذبية المشتري هو المتلقي لجزء من هذا الغاز والبلازما المقذوفة. السؤال هو ، إلى أي مدى ستنجح؟

ومع ذلك ، أظن أنه ستظل هناك مشكلتان
1] المادة المقذوفة شديدة السخونة وسريعة الحركة بحيث لا يمكن التقاطها
2] سوف يسخن المشتري بفعل الضغط والرياح وسيبدأ فعليًا في فقدان ذرته الخاصة

قرأت أنه في بداية العملية ، ستنتقل سرعة الغازات القادمة من الشمس ببطء بسرعة قليلة فقط في الثانية وبعد ذلك ستصل إلى آلاف الأميال في الثانية. إذا كان هذا صحيحًا ، فلن يحصل المشتري على فرصته.


ملاحظة: أنا فقط أحد الهواة المهتمين ومعظم معلوماتي تأتي عبر الويب

باستخدام صيغة مساحة الكرة ، فإن الكرة التي يبلغ نصف قطرها 1 مشترى / مسافة الشمس سيكون لها مساحة سطح 7.6e24 مترًا مربعًا
باستخدام مساحة صيغة الدائرة ، يقطع قرص المشتري بقطر 142984000 متر 1.6e16 مترًا مربعًا من هذه الكرة. لذا فإن قرص المشتري يعترض 1.6e16 / 7.6e24 أو 0.00000021٪ من هذا المجال.

الشمس 2e30 كجم. 00000021٪ من هذا هو 4.2e23kg ، تقريبًا 1/10 من كتلة الأرض. تبلغ كتلة كوكب المشتري 317 مرة كتلة الأرض.

لذلك إذا انفجرت الشمس بأكملها ، ولم تسحب جاذبية المشتري أي شيء إضافي يتجاوز ما كان مقدرا له أن يصطدم بالمشتري ، فسيكتسب المشتري 1/3170 فقط من كتلة المشتري عن طريق اعتراض مرور غاز الشمس. لكن الشمس بأكملها لن تنفجر ، وبسبب جاذبيتها ، سيسحب كوكب المشتري كتلة أكبر مما قد يعترضها ببساطة. لكن يجب أن يكون كوكب المشتري أكبر بحوالي 100 مرة ليصبح نجمًا. لذلك ، لا توجد طريقة لإشعال كوكب المشتري بالاندماج.


مكتب الإجابة

ستفقد الشمس حوالي نصف كتلتها في طريقها لتصبح قزمًا أبيض. سيحدث معظم فقدان الكتلة هذا في الملايين القليلة الماضية من حياته ، خلال مرحلة الفرع العملاق المقارب (AGB). في الوقت نفسه ، سينمو نصف القطر المداري للأرض حول الشمس بمعامل اثنين (وكذلك الكواكب الخارجية). لسوء الحظ بالنسبة للأرض ، سيصل نصف قطر الشمس أيضًا إلى حوالي 2 وحدة فلكية ، لذلك سيتم تحميصها.

هناك احتمال أن يؤدي انخفاض طاقة الارتباط وزيادة الانحراف المركزي للأرض والكواكب الخارجية إلى عدم استقرار ديناميكي قد يؤدي إلى طرد كوكبي. يعتمد هذا بشكل كبير على الاعتماد الزمني الدقيق لخسارة الكتلة الثقيلة المتأخرة ومحاذاة الكواكب أو غير ذلك في ذلك الوقت.

اجابة طويلة:

النجوم التي تقل كتلتها عن 8 كتل شمسية ستنهي حياتها كأقزام بيضاء على مقياس زمني يزداد مع تناقص كتلتها الأولية في التسلسل الرئيسي. الأقزام البيضاء التي تشكلت هي ذات كتلة أقل من نجوم التسلسل الرئيسي لسلفها ، لأن الكثير من الكتلة الأولية للنجم تُفقد من خلال الرياح النجمية (خاصة أثناء مرحلة التفرع العملاق النابض حراريًا) والقذف النهائي للسديم الكوكبي. وبالتالي ، فإن التوزيع الحالي لكتل ​​الأقزام البيضاء ، والذي يبلغ ذروته بين 0.6 دولار و .7 M_وبتشتت سيم $ 0.2 M_$ ، يعكس الحالات النهائية لجميع نجوم التسلسل الرئيسي بـ .9 & ltM / M_& lt8 M_$ ، التي كان لديها وقت للتطور والموت خلال عمر مجرتنا.

تأتي المعلومات الأكثر موثوقية لدينا حول العلاقة بين كتلة التسلسل الرئيسي الأولي وكتلة القزم الأبيض النهائية (علاقة الكتلة الأولية النهائية أو IFMR) من قياس خصائص الأقزام البيضاء في مجموعات النجوم ذات العمر المعروف. يؤدي التحليل الطيفي إلى تقدير كتلة القزم الأبيض. يتم تقدير الكتلة الأولية من خلال حساب التسلسل الرئيسي بالإضافة إلى عمر الفرع العملاق من الفرق بين عمر العنقود النجمي وعمر التبريد للقزم الأبيض. تخبرنا النماذج النجمية بعد ذلك بالعلاقة بين التسلسل الرئيسي بالإضافة إلى العمر العملاق وكتلة التسلسل الرئيسي الأولي ، مما يؤدي إلى IFMR.

يتم عرض تجميع حديث من Kalirai (2013) أدناه. هذا يدل على أن نجمًا مثل الشمس ، وُلِد بكتلة أولية قدرها مليون دولار_$ (أو ربما نسبة مئوية أو اثنين أكثر) ، ينهي حياته كقزم أبيض بقيمة $ M = 0.53 مساءً 0.03
م$. أي يجب أن تفقد الشمس ما يقرب من 50٪ من كتلتها الأولية في الرياح النجمية و (ربما) طرد السديم الكوكبي.

تم تقديم معالجة شاملة لما يحدث للأنظمة الشمسية عندما يفقد النجم المركزي كتلته بطريقة تعتمد على الوقت في Adams et al. (2013). أبسط الحالات هي في البداية مدارات دائرية حيث يحدث فقدان الكتلة على نطاقات زمنية أطول بكثير من الفترة المدارية. مع استمرار فقدان الكتلة ، تزداد طاقة الجاذبية الكامنة (تصبح أقل سلبية) وبالتالي تزداد الطاقة المدارية الكلية ويتسع المدار. بشكل تقريبي ، $ aM $ ثابت ، حيث $ a $ هو نصف القطر المداري: لذا فإن الشمس ستنتهي في مدار 2 au.

ومع ذلك ، في وجود انحراف مركزي غير صفري في المدار الأولي ، أو في حالة فقدان الكتلة السريع ، مثل ذلك الذي يحدث في نهاية مرحلة AGB ، تصبح الأشياء تمامًا غير متوقعة ، مع تزايد الانحراف أيضًا مع استمرار خسارة الكتلة. هذا له تأثير غير مباشر عند النظر في الاستقرار الديناميكي للنظام الشمسي (المتطور) بأكمله وقد يؤدي إلى طرد كوكبي. كلما زادت سرعة فقدان الكتلة ، زادت الأمور غير المتوقعة.

يمكن حساب نصف قطر نجم AGB باستخدام $ L = 4pi R ^ 2 sigma T_^ <4> دولار. النجوم الموجودة على طرف فرع AGB لها لمعان $ sim 10 ^ <4> L_$ و $ T_ simeq 2500 K $ ، مما يؤدي إلى أن يكون نصف قطر $ sim 2 $ au. لذلك من المحتمل تمامًا أنه ما لم يتم إخراج الأرض أو تعديل مدارها بشكل كبير بسبب بعض عدم الاستقرار الديناميكي الذي ، مثل الكواكب الداخلية ، سينتهي به الأمر غارقة في التطور الخارجي لنجم AGB وتدور في الداخل.


ما مقدار كتلة الشمس عندما تصبح قزمًا أبيض؟ - الفلك

25000 كلفن. سيريوس أ (نجم عادي ضعف كتلة الشمس) هو المصدر الخافت في أعلى اليمين. في صورة بصرية ، سيظهر Sirius A أكثر سطوعًا بـ 10000 مرة من Sirius B.
الائتمان: NASA / CXC / SAO

تمثل النجوم القزمة البيضاء نقطة النهاية التطورية للنجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة مثل شمسنا. تتوقف عمليات الاندماج في نوى هذه النجوم بمجرد تحويل الهيليوم إلى كربون ، حيث أن قلب الكربون المتعاقد لا يصل إلى درجة حرارة عالية بما يكفي للاشتعال. بدلاً من ذلك ، يتقلص حتى يضغط كل إلكتروناته في أصغر مساحة ممكنة يمكن أن تشغلها. ينشأ ضغط الإلكترون الناتج عن تأثيرات ميكانيكا الكم ، ويوقف الجاذبية عن ضغط اللب أكثر. لذلك ، يتم دعم القزم الأبيض بضغط الإلكترونات بدلاً من توليد الطاقة في قلبه.

بمجرد توقف القلب عن الانقباض ، تصل درجة حرارة القزم الأبيض إلى أكثر من 100000 كلفن ويتألق من خلال الحرارة المتبقية. عادة ما تضيء هذه الأقزام البيضاء الصغيرة الطبقات الخارجية للنجم الأصلي المقذوف خلال مرحلة العملاق الأحمر ، وإنشاء سديم كوكبي. هذا الإشعاع المستمر من القزم الأبيض ، إلى جانب عدم وجود مصدر داخلي للطاقة ، يعني أن القزم الأبيض يبدأ في البرودة. في نهاية المطاف ، بعد مئات المليارات من السنين ، سيبرد القزم الأبيض إلى درجات حرارة لم يعد مرئيًا عندها وسيصبح قزمًا أسود. مع هذه النطاقات الزمنية الطويلة للتبريد (بسبب مساحة السطح الصغيرة التي يشع من خلالها النجم) ، ومع عمر الكون المقدّر حاليًا بـ 13.7 مليار سنة ، حتى أقدم الأقزام البيضاء لا تزال تشع عند درجات حرارة تصل إلى بضعة آلاف من كلفن ، والأقزام السوداء كيانات افتراضية.

نظرًا لارتفاع درجات الحرارة وصغر حجمها ، تم العثور على الأقزام البيضاء أسفل التسلسل الرئيسي في مخطط Hertzsprung-Russell.

النجوم القزمة البيضاء هي أجسام متطرفة لها نفس حجم الأرض تقريبًا. لديهم كثافة عادة حوالي 10 9 كجم / م 3 (كثافة الأرض حوالي 5 & # 21510 3 كجم / م 3) مما يعني أن ملعقة صغيرة من مادة القزم الأبيض تزن عدة أطنان. أسهل طريقة لتصور هذا هو تخيل ضغط كتلة الشمس في جسم بحجم الأرض تقريبًا! والنتيجة هي أن الجاذبية على سطح القزم الأبيض تزيد عن 100000 مرة مما نشهده هنا على الأرض ، وهذا يسحب الغلاف الجوي للنجم إلى طبقة سطحية رقيقة للغاية لا يزيد ارتفاعها عن بضع مئات من الأمتار.

خاصية غريبة أخرى للأقزام البيضاء هي أنه كلما زادت كتلتها ، كلما صغر حجمها. حد Chandrasekhar البالغ حوالي 1.4 كتلة شمسية هو الحد الأعلى النظري للكتلة التي يمكن أن يمتلكها القزم الأبيض ولا يزال قزمًا أبيض. بعد هذه الكتلة ، لم يعد ضغط الإلكترون قادرًا على دعم النجم وينهار إلى حالة أكثر كثافة & # 8211 إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود. يبلغ وزن أثقل قزم أبيض تمت ملاحظته حوالي 1.2 كتلة شمسية ، بينما يزن الأخف وزنًا حوالي 0.15 كتلة شمسية فقط.

لا توجد كل الأقزام البيضاء منعزلة ، والقزم الأبيض الذي يتراكم مادة من نجم مرافق في نظام ثنائي يمكن أن يؤدي إلى العديد من الظواهر البركانية المختلفة. تنتج المتغيرات الكارثية إما عن تراكم طبقة سطحية ثقيلة من الهيدروجين على قزم أبيض ، أو عدم استقرار في عملية التراكم ، بينما يُعتقد أن المستعرات الأعظمية من النوع Ia هي انفجار نجم قزم أبيض تجاوز حد Chandrasekhar.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما هو محدد.


ما مقدار كتلة الشمس عندما تصبح قزمًا أبيض؟ - الفلك

هل لديك سؤال حول نجوم الأقزام البيضاء ، أو عن شيء آخر في علم الفلك؟ تحقق من قائمة الأسئلة الشائعة. إذا لم تجد ما تبحث عنه ، أرسل سؤالك بالبريد الإلكتروني إلى & # 119 & # 100 & # 114 & # 099 & # 064 & # 119 & # 104 & # 105 & # 116 & # 101 & # 100 & # 119 & # 097 & # 114 & # 102 & # 046 & # 111 & # 114 & # 103 أو املأ النموذج أدناه واضغط على زر "اسأل". سنقوم بالرد مباشرة على عنوان البريد الإلكتروني الخاص بك.

أسئلة مكررة

إذا كنت لا ترى إجابة سؤالك هنا ، اسألنا.

ما هو القزم الابيض؟

القزم الأبيض هو نوع من النجوم يحتوي على قدر من المادة مثل الشمس ، ولكنه معبأ في حجم مماثل للأرض. يُعتقد أن غالبية الأقزام البيضاء تتكون في الغالب من الكربون والأكسجين.

في النجوم مثل الشمس ، يتم موازنة سحب الجاذبية الداخلي عن طريق الدفع الخارجي للهيدروجين عالي الحرارة في المركز الذي يندمج في الهيليوم ويطلق الطاقة في هذه العملية. لا يوجد اندماج نووي في قزم أبيض. بدلا من ذلك ، القوة التي تعارض الجاذبية تسمى "ضغط انحلال الإلكترون".

كيف يبدو القزم الأبيض؟

يشبه القزم الأبيض إلى حد ما أي نجم آخر - نقطة صغيرة من الضوء.

يميز علماء الفلك الأقزام البيضاء عن النجوم الأخرى بطريقتين: (1) نظرًا لأنها نجوم باهتة ، يمكننا فقط رؤية النجوم القريبة منها ، ويبدو أن النجوم القريبة تتحرك بالنسبة إلى النجوم الخلفية (2) تبعث معظم ضوءها في الجزء الأزرق من الطيف.

لرؤية مثيرة لقزم أبيض في وسط قذيفة غاز مقذوفة ، ألق نظرة على هذا.

من اكتشف أول قزم أبيض؟

يُطلق على أول قزم أبيض تم رصده على الإطلاق اسم "Sirius B" واكتشفه Alvan Clark (صانع التلسكوب) في عام 1862.

كيف يصبح النجم قزم أبيض؟

تعتمد العملية الدقيقة لتحول النجم إلى قزم أبيض على كتلة النجم ، ولكن كل النجوم التي تقل كتلة كتلتها عن ثمانية أضعاف كتلة الشمس (99٪ من جميع النجوم) ستصبح في النهاية أقزامًا بيضاء.

تدمج النجوم العادية الهيدروجين في الهيليوم حتى يبدأ نفاد الهيدروجين في أعماق المركز. بالنسبة للنجوم الضخمة جدًا ، قد يستغرق هذا مليون سنة فقط - لكن بالنسبة للنجوم مثل الشمس ، يستمر الهيدروجين لمدة 10000 مليون سنة. عندما يتم إنتاج ما يكفي من الهيليوم من الاندماج ، يبدأ في الغرق إلى منتصف النجم وإطلاق بعض الحرارة في هذه العملية. هذا يفسد التوازن الداخلي للنجم ، ويبدأ في الانتفاخ إلى عملاق أحمر.

إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فقد يصبح ساخنًا في النهاية بدرجة كافية في المركز لدمج الهيليوم في الكربون والأكسجين. ثم يتمتع النجم بفترة استقرار نسبيًا أخرى ، وإن كانت أقصر بكثير هذه المرة. ويغرق الكربون والأكسجين بدوره في المنتصف. إذا لم يكن النجم ضخمًا بدرجة كافية للوصول إلى درجة الحرارة اللازمة لحرق الكربون والأكسجين إلى عناصر أثقل ، فستتجمع هذه العناصر ببساطة في المركز حتى ينفد وقود الهيليوم. في النهاية ، لديك نجم قزم أبيض من الكربون / الأكسجين.

أين يمكنني معرفة المزيد عن تطور النجوم؟

جرب هذا ExploraTour: نظرة خاطفة على حياة النجوم في NCAR.

ما هو حد Chandrasehkar؟

حد شاندراسيكار هو الحد الأعلى لكتلة نجم قزم أبيض ، حوالي 1.4 ضعف كتلة الشمس.

لماذا يوجد حد أعلى لكتلة النجم القزم الأبيض؟

عندما يتم ضغط النوى الذرية بالقرب من بعضها البعض ، فإن المدارات منخفضة الطاقة التي يمكن للإلكترونات عادة أن تحتلها حولها تتداخل مع مدارات مماثلة في النوى المجاورة - لذلك تصبح المدارات غير قابلة للتمييز. تخبرنا قواعد ميكانيكا الكم أنه لا يمكن لإلكترونين أن يشغلوا نفس المدار ، لذلك تُجبر الإلكترونات على الدوران في مدارات ذات طاقة أعلى (تدفع إلى سرعات أعلى) فقط بسبب كثافة المادة.

يمكن أن يقاوم هذا الضغط الكمي الجاذبية طالما أن الكثافة لا ترتفع أكثر من اللازم. إذا كانت كتلة القزم الأبيض تزيد عن 1.4 مرة من كتلة الشمس التي تضغط على النوى ، فسيكون هناك عدد قليل جدًا من المدارات المتاحة للإلكترونات (نظرًا لأنها لا تستطيع السفر أسرع من سرعة الضوء) وسينهار النجم - مما يتسبب في انفجار مستعر أعظم. .

ما الفرق بين القزم الأبيض والقزم الأحمر؟

"القزم" مصطلح عام للنجوم ذات الكتل الأصغر. يطلق على شمسنا اسم "القزم الأصفر" وهناك العديد من النجوم التي تقل كتلتها عن الشمس تسمى "الأقزام الحمراء". الأجسام ذات الكتلة المنخفضة جدًا والتي لا تحتوي على مادة كافية لإشعال الاندماج النووي في المركز تسمى "الأقزام البنية".

لون النجم هو مؤشر لدرجة الحرارة على سطحه. تبعث الأجسام الساخنة جدًا مزيدًا من الضوء الأزرق والأبيض ، بينما تصدر الأجسام الأكثر برودة المزيد من الضوء الأحمر


معاينة الشمس ومصير # 8217: قزم أبيض يشتعل في الكفن الملون لسديم كوكبي

يوازن النجم بين السحب الداخلي للجاذبية المتولدة من كتلته والضغط الخارجي الناتج عن تفاعلات الاندماج في قلبه. عندما يتم استنفاد كل الوقود المتاح ، يتوقف الاندماج ، وتنتصر الجاذبية وينهار القلب. ما يحدث بعد ذلك يعتمد على مقدار كتلة النجم المنكوبة في المقام الأول. بالنسبة للنجوم التي تتراوح كتلتها بين حوالي 10 و 25 كتلة شمسية ، تكون النتيجة النهائية نجمًا نيوترونيًا كتلته حوالي 1.4 مرة كتلة الشمس محشور في كرة كثيفة بحجم المدينة بشكل لا يمكن تصوره. يمكن أن تنهار أنوية النجوم الأثقل بعد مرحلة النجوم النيوترونية ، لتصبح ثقوبًا سوداء وتتسرب فعليًا من الكون المعروف. بالنسبة للنجوم مثل الشمس ، يتم تفجير الغلاف الجوي الخارجي إلى الفضاء بينما يتقلص اللب إلى حجم كوكب أرضي. والنتيجة قزم أبيض. تُظهر هذه الصورة لـ NGC 2440 ، التي تم التقاطها بواسطة تلسكوب هابل الفضائي في عام 2007 ، قزمًا أبيض شديد السخونة يتألق في وسط سحب الغاز المتوسعة من النجم المحكوم عليه بالفشل والغلاف الجوي الخارجي # 8217. الضوء فوق البنفسجي المنبعث من القزم الأبيض ، وهو أحد أكثر الأشعة المعروفة حرارة ، يجعل الغاز في ما يسمى بالسديم الكوكبي يتوهج.

NGC 2440. صورة: NASA و ESA و K. Noll (STScI)

مقالات ذات صلة

تم العثور على دليل مباشر على تبلور القزم الأبيض

باستخدام البيانات التي جمعتها ESA & # 8217s Gaia spacecraft ، وجد الباحثون دليلًا مباشرًا على أن الأقزام البيضاء تتبلور في النهاية لأنها تبرد ببطء بعد نفاد الوقود.

تلتقط كاميرا هابل مناظر جديدة مذهلة للنجوم التي اختفت & # 8216haywire & # 8217

تكشف صور تلسكوب هابل الفضائي الجديدة للسدم الكوكبية المدروسة جيدًا عن هياكل سريعة التغير وتلقي ضوءًا جديدًا على كيفية انتقال بعض النجوم & # 8220haywire & # 8221 بالقرب من نهاية حياتها ، مما يؤدي إلى التخلص من السحب والنفاثات المذهلة عند نفاد الوقود النووي. .

يحتفل هابل بالذكرى التاسعة والعشرين بإطلالة رائعة على جنوب كراب

يحتفل تلسكوب هابل الفضائي بالذكرى التاسعة والعشرين لتأسيسه في 24 أبريل ، وهو حدث تحتفل به وكالة ناسا بإطلاق صورة مذهلة لسديم السرطان الجنوبي في كوكبة قنطورس والتي تُظهر مخاريط مزدوجة من الغاز المنفجر بواسطة عملاق أحمر مركزي يتدفق بعيدًا في الفضاء ويعطي مظهر سلطعون يطفو في الفراغ.


قزم ابيض

النجوم القزمة البيضاء ، في علم الفلك ، هي نجوم منخفضة أو متوسطة الكتلة وليست كثيفة بدرجة كافية لتوليد درجات حرارة أساسية لغرض دمج عنصر الكربون (C) في تفاعلات التركيب النووي. وبالتالي ، يصبح عملاقًا أحمر ، يطرد في النهاية طبقته الخارجية ليشكل سديمًا كوكبيًا. يبقى فقط نواة صغيرة من الكربون (C) والأكسجين (O) في المرحلة الأخيرة من حياته.

في عام 1862 ، اكتشف عالم الفلك الأمريكي Alvan Graham Clark (1832 & # x2013 1897) أن ثاني ألمع نجم في السماء ، Sirius (Alpha Canis Majoris) ، (الشمس هي ألمع نجم) كان يدور حوله رفيق أكثر خفوتًا (Sirius B). ). أسفر تحليل المدار عن كتلة للرفيق تشبه كتلة الشمس بينما اقترح تحليل ضوءها أن حجمها كان تقريبًا نفس حجم الأرض & # x2019. في عام 1917 ، اكتشف عالم الفلك الهولندي الأمريكي Adriaan Van Maanen (1884 & # x2013 1946) ثاني قزم أبيض معروف ، وهو ما يسمى الآن بنجم Van Maanen & # x2019. إنها 14.4 سنة ضوئية (حيث السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها الضوء في الفراغ في سنة واحدة) من الشمس في كوكبة الحوت.

كشفت المزيد من الملاحظات أن الأقزام البيضاء شائعة بشكل معقول في النظام الشمسي ، وربما في أماكن أخرى من الكون. ومع ذلك ، فقد ذهبوا دون أن يتم اكتشافهم لأنهم أغمي عليهم. في عشرينيات القرن الماضي ، ساعد تطور ميكانيكا الكم في تفسير كثافة الأقزام البيضاء. في عام 1930 ، ذكر عالم الفيزياء الفلكية والفيزيائي الهندي الأمريكي سوبراهمانيان شاندراسيخار (1910 & # x2013 1995) أن الأقزام البيضاء لا يمكن أن تكون أكبر من 1.4 كتلة الشمس. هذا الحد يسمى حد Chandrasekhar. اعتبارًا من العقد الأول من القرن الحادي والعشرين ، أكد علماء الفلك أن الأقزام البيضاء تشكل حوالي 6٪ من جميع النجوم في المجموعة الشمسية والشمس. خلال هذا الوقت ، اكتشفت العديد من التلسكوبات الفضائية ، مثل NASA & # x2019 s Spitzer Space Telescope (الذي بدأ عملياته في عام 2003) نجومًا قزمة بيضاء أخرى وساعدت علماء الفلك في معرفة المزيد عن خصائصها.

تتراوح كتلة الأقزام البيضاء من ثلث كتلة الشمس إلى أقل بقليل من ضعف كتلة الشمس. يعرف علماء الفلك الآن أن هذه النجوم قد استنفدت إمداداتها من الوقود النووي ، مما سيمكنها من السطوع مثل الشمس والنجوم العادية الأخرى. تحت وطأة المادة الخاصة بهم ، انهاروا إلى ما يقرب من واحد على مائة من حجم الشمس. يحد قانون أساسي لميكانيكا الكم (أي مبدأ استبعاد باولي) من قدرة الجاذبية الساحقة على تجميع الإلكترونات في حجم يتناقص باستمرار. يوازن ضغط هذه الإلكترونات المكدسة للغاية وزن المادة النجمية العلوية ، مما يوقف أي انهيار إضافي. نظرًا لأن ضغط الإلكترون ينتج عن تعبئة بسيطة للإلكترونات في حجم معين ، فلا داعي لتسخينها عن طريق الاندماج النووي ، كما هو الحال في النجوم العادية (ينتج الاندماج النووي الضغط لموازنة وزن الطبقة العلوية مواد). يطلق علماء الفلك على هذه المادة المكتظة بكثافة الإلكترون المتحللة. يمكن أن تزن ملعقة صغيرة من هذه المادة 40 طنًا (36.3 طنًا) على الأرض. وهكذا ، فإن الأقزام البيضاء هي نجوم مستقرة تبرد ببطء ، وتصبح رمادًا نجميًا داكنًا.

نظرًا لأن ثلثي جميع النجوم تحدث في أنظمة النجوم الثنائية حيث تدور المكونات حول بعضها البعض ، فليس من المستغرب وجود العديد من الأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية. مع تقدم عمر رفيق القزم الأبيض ، سوف يتمدد ويبدأ في فقدان المادة بسبب قوة الجاذبية للقزم الأبيض. ينتج عن هذا حقن مادة غنية بالهيدروجين من رفيق طبيعي في الطبقات الخارجية للقزم الأبيض. بعد أن تتراكم كمية معينة من هذه المادة ، فإنها ستخضع لانفجار اندماجي نووي ، والذي سينفجر الجزء الخارجي من عشرة آلاف من القزم الأبيض. ستؤدي الطاقة المنبعثة خلال هذا الانفجار إلى سطوع النظام ربما مليون مرة أو أكثر ، مكونًا ما يسميه علماء الفلك nova. يعتمد مدى الانفجار بشكل حاسم على جوانب النجم المانح وكذلك القزم الأبيض. الانفجارات الصغيرة يمكن أن تسمى مستعرات قزمة. سيتم تفجير هذه المواد خارج النظام وستصبح القشرة المتوسعة مرئية للمراقبين اللاحقين.

هناك حد في الكتلة يمكن للقزم الأبيض أن ينمو إليه لأن هناك حدًا لمدى قدرة الإلكترونات على مقاومة قوى الجاذبية المتزايدة. اعتمادًا على التركيب الكيميائي للقزم الأبيض ، يحدث هذا الحد عندما تصل كتلة الشمس إلى ما بين 1.2 و 1.4 مرة. في الأنظمة الثنائية حيث تُجبر الكتلة المتبرع بها من الرفيق القزم الأبيض على تجاوز هذا الحد ، سينهار القزم الأبيض بعامل ألف ليصبح نجمًا نيوترونيًا. قد تكون ظروف الانهيار عنيفة لدرجة أن تؤدي إلى انفجار يسمى المستعر الأعظم من النوع الأول. مثل هذا الانفجار هو أعنف بكثير من nova وقد يؤدي إلى تعطيل النظام الثنائي.


شاهد الفيديو: كيف تمكن العلماء من حساب كتلة الشمس (قد 2022).