23: Смерть зірок

Last updated
Save as PDF

Page ID: 78360

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)

Зірки вмирають з чубчиком або химпером? У попередніх двох розділах ми стежили за історією життя зірок, від процесу народження до межі смерті. Тепер ми готові досліджувати способи, якими зірки закінчують своє життя. Рано чи пізно кожна зірка виснажує свій запас ядерної енергії. Без джерела внутрішнього тиску, щоб збалансувати вагу вищерозташованих шарів, кожна зірка з часом поступається місцем невблаганному тязі гравітації і руйнується під власною вагою. Після грубої відмінності, зробленої в останньому розділі, ми обговоримо еволюцію кінця життя зірок нижчої та вищої маси окремо. Те, що визначає результат - вибух або каприз - це маса зірки, коли вона готова померти, а не маса, з якою вона народилася. Як ми відзначали в останньому розділі, зірки можуть втратити значну кількість маси в середньому і старості.

23.1: Смерть зірок з низькою масою
В ході своєї еволюції зірки скидають свої зовнішні шари і втрачають значну частку своєї початкової маси. Зірки з масою 8 мВС або менше можуть втратити достатню масу, щоб стати білими карликами, які мають маси менше межі Чандрасехара (близько 1,4 мСн). Тиск, що чиниться виродженими електронами, утримує білих карликів від скорочення до ще менших діаметрів. Врешті-решт, білі карлики охолоджуються, перетворюючись на чорних карликів, зоряних залишків, виготовлених переважно з вуглецю, кисню та неону.
23.2: Еволюція масивних зірок - вибухова обробка
У масивній зірці злиття водню в ядрі супроводжується кількома іншими реакціями злиття за участю більш важких елементів. Безпосередньо перед тим, як вичерпати всі джерела енергії, масивна зірка має залізне ядро, оточене оболонками кремнію, сірки, кисню, неону, вуглецю, гелію, водню. Злиття заліза вимагає енергії (а не вивільнення її). Якщо маса залізного ядра зірки перевищує межу Чандрасекхара (але менше 3 мСунь), ядро руйнується, поки його щільність не перевищить щільність ато
23.3: Спостереження за надновими
Наднова відбувається в середньому один раз в 25-100 років в Галактиці Чумацького Шляху. Незважаючи на шанси, ніякої наднової в нашій Галактиці не спостерігалося з Землі з моменту винаходу телескопа. Однак одна сусідня наднова (SN 1987A) спостерігалася в сусідній галактиці, Великій Магеллановій Хмарі. Зірка, яка еволюціонувала, щоб стати SN 1987A, почала своє життя як синій супергігант, еволюціонувала, щоб стати червоним надгігантом, і повернулася до синього надгіганта в той час, коли він вибухнув. Дослідження СН 1
23.4: Пульсари та відкриття нейтронних зірок
Принаймні деякі наднові залишають після себе високомагнітну, швидко обертається нейтронну зірку, яку можна спостерігати як пульсар, якщо її промінь рятуються частинок і сфокусованого випромінювання спрямований на нас. Пульсари випромінюють швидкі імпульси випромінювання через рівні проміжки часу, періоди їх знаходяться в діапазоні від 0,001 до 10 секунд. Обертається нейтронна зірка діє як маяк, змітаючи свій промінь по колу і даючи нам імпульс випромінювання, коли промінь промітається над Землею. У міру старіння пульсарів вони втрачають енергію, т
23.5: Еволюція бінарних зоряних систем
Коли біла карликова або нейтронна зірка є членом тісної двійкової зоряної системи, її супутня зірка може передавати їй масу. Матеріал, що падає поступово на білого карлика, може вибухнути при раптовому сплеску злиття і зробити нову. Якщо матеріал швидко потрапляє на білого карлика, він може підштовхнути його за межу Чандрасекхара і змусити його повністю вибухнути як наднова типу Ia. Ще одним можливим механізмом для наднової типу Ia є злиття двох білих карликів. Матеріал, що падає на нейтронну зірку, може
23.6: Таємниця гамма-сплеску
Гамма-сплески тривають від частки секунди до декількох хвилин. Вони приходять з усіх боків і тепер, як відомо, асоціюються з дуже віддаленими об'єктами. Енергія, швидше за все, променева, і, для тих, кого ми можемо виявити, Земля лежить у напрямку променя. Тривалі сплески (тривалістю більше декількох секунд) надходять від масивних зірок з відсутніми зовнішніми водневими шарами, які вибухають як наднові. Вважається, що короткочасні сплески - злиття зоряних трупів (нейтронних зірок о
23.E: Смерть зірок (вправи)
23.S: Смерть зірок (Короткий зміст)

Мініатюра: Цей чудовий знімок NGC 3603, туманності в галактиці Чумацький Шлях, був зроблений космічним телескопом Хаббл. Це зображення ілюструє життєвий цикл зірок. У нижній половині зображення ми бачимо хмари пилу і газу, де, ймовірно, що зоряне утворення відбудеться найближчим часом. Поруч з центром знаходиться скупчення масивних, гарячих молодих зірок, яким всього кілька мільйонів років. Зверху і праворуч від скупчення є ізольована зірка, оточена кільцем газу. Перпендикулярно кільцю і по обидва боки від нього розташовані дві синюваті краплі газу. Кільце та краплі були викинуті зіркою, яка наближається до кінця свого життя (кредит: модифікація роботи НАСА, Вольфганга Бранднера (JPL/IPAC), Єви Гребель (Університет Вашингтона), Ю-Хуа Чу (Університет штату Іллінойс Урбана-Шампейн)).