الفلك

هل يمكن أن تحتوي الشمس على مادة متحللة؟

هل يمكن أن تحتوي الشمس على مادة متحللة؟



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.

يُفترض أن تكون المادة المتحللة (النيوترونيوم) شديدة الكثافة وغير مستقرة عند قدر معين - بمعنى أنها تنهار على نفسها وتسبب الاندماج. ستكون النتيجة انفجار اندماج هائل. يمكن أن يتسبب مثل هذا التفجير في فقدان الشمس للغلاف الضوئي الخاص بها وطهي النظام الشمسي الداخلي بموجة من الإشعاع. تم وصف هذا الحدث بشكل ممتع في كتاب روبرت سوير ، "بديل أوبنهايمر". ومع ذلك ، فإن اكتشاف اللب النيوتروني يتم من خلال تحديد الارتفاع العابر في منتجات دورة الاندماج CNO التي يُفترض أنها تتطلب 20 مليون كلفن ، في حين أن درجة حرارة الشمس الأساسية هي 15 مليون كلفن فقط. يتم الكشف عن منتجات الاندماج هذه بواسطة التحليل الطيفي الشمسي.

هل يمكن أن يوجد مثل هذا النواة النيوترونية؟ لو أنه فعلت موجودة ، كيف يمكن تحديد المنتجات الثانوية لدورة CNO قبل الانفجار الفعلي؟ أعني ، إذا كان النيوترونيوم يتحلل ، يندمج ، ويرفع درجة حرارة الشمس للسماح بدمج CNO ، فلن يحدث الانفجار قبل أي من الفوتونات الناتجة عن الانفجار لديها وقت لتسخين الشمس بما يكفي لجعل نواتج CNO قابلة للاكتشاف في الأطياف؟

تحرير: لحسن الحظ ، يوجد الكثير من الأشخاص هنا أكثر ذكاءً مني وما زالوا لطفاء بما يكفي لإظهار ذلك بشكل جيد. سأحاول توضيح حقائق الرواية بدون مفسدين (بدلاً من وصف ظاهرة Red Matter في Star Trek (2009) دون إفساد الحبكة)

  1. يقدم إدوارد تيلر ثلاثة أطياف للشمس التقطت في عام 1929 و 1938 و 1945 في ندوة في لوس ألاموس
  2. يلاحظ فيرمي أن الطيف الثاني ليس من شمسنا بل من نجم من الدرجة F بسبب خطوط امتصاص الكربون القوية
  3. يستنتج تيلر أن شيئًا ما حدث لشمسنا حوالي عام 1938 لتسخينها قليلاً لإحداث اندماج C-N-O
  4. يربط أوبنهايمر بيانات الطقس الخاصة بفون نيومان بأن الأرض كانت بالفعل أكثر دفئًا من الناحية الإحصائية خلال تلك "الفترة". ومضى يقول إن المشكلة ليست في لوحات مقياس الطيف من بيته ولا في الرياضيات التي أجراها تيلر. بدلاً من ذلك ، يقول أوبنهايمر أن الشمس تواجه بالفعل `` مشكلة ''
  5. يتذكر أوبنهايمر منشورات من Zwicky و Landau افترضت وجود نواة نيوترونية لشمسنا.
  6. يتذكر أوبنهايمر ورقة كتبها مع روبرت سيربر دحضت عمل لانداو بحسابات أن نواة نيوترونية أكبر من 0.1 كتلة شمسية ستكون غير مستقرة.
  7. سيتجلى عدم استقرار النواة النيوترونية في صورة شمس أكثر سخونة
  8. يبدأ أوبنهايمر في القول إن عدم الاستقرار هذا عابر ويقاطعه تيلر ليعلن أن النيوترونيوم غير المستقر سيُطرد من الشمس
  9. يمضي تيلر ليقول إن نواة نيوترونية سوف تتشكل عن طريق انفجار داخلي ، ثم يقارنها بالعملية التي تحدث في القنبلة الذرية ، FatMan ، حيث يتم استخدام مصفوفة متفجرة لتفجير قلب بلوتونيوم. النتيجة الحتمية التي يصرح بها هي انفجار (من غير الواضح ما إذا كان يقصد الانشطار أو ربما شيطانه ، الاندماج)
  10. ثم قام هانز بيث بحساب ذلك استنادًا إلى الحجم المتوقع لنواة نيوترونية ، والحجم المعروف للشمس ، وعتامة الشمس التي ستصطدم بها المادة المتحللة المنفجرة ظاهريًا بالفوتوسفير خلال 90 عامًا.

في هذه المرحلة ، سأدع الأشخاص الآخرين المطلعين حقًا هنا يعلقون على هذه النقاط وصدقها. ومع ذلك ، ما زلت تطاردني فكرة أن جسمًا صغيرًا ثقيلًا حقًا (ثقب أسود مجهري ، قزم أبيض ، إلخ) يمكن التقاطه بواسطة شمسنا ومن ثم التعجيل بعدم الاستقرار.


الإجابة على ما إذا كان النجم الطبيعي يمكن أن يحتوي على نواة من النيوترونات المتدهورة هي نعم. أنتج Thorne & Zytkow 1977 نماذج رقمية حيث يصبح نجم نيوتروني مطمورًا في مركز نجم عملاق أو عملاق هائل ، محاطًا بغلاف غازي كبير. في هذا السيناريو ، لا يصبح المصدر الرئيسي للطاقة اندماجًا نوويًا ولكن بدلاً من ذلك يصبح الانكماش الثقالي من المادة المتدفقة من الغلاف الداخلي إلى اللب الخارجي. نسب إنتاج الطاقة هي $$ L _ { text {nuc}} / L almost0.04، quad L _ { text {grav}} / L = 0.96 $$ للنجوم ذات $ M _ { text {tot}} leq10M _ { odot} $، على النحو الوارد أعلاه ، شكل مغلفات الحمل الحراري. تتنبأ النماذج ، بغض النظر عن الكتلة ، بدرجة معينة من احتراق القشرة ، مع وجود طبقات احتراق الهيدروجين والهيليوم والكربون خارج اللب. في المناطق الداخلية ، تكون درجات الحرارة أعلى من تلك المطلوبة لدورة CNO ، والتي تبلغ حوالي 15 مليون كلفن ، في الواقع (وليس 20 مليون كلفن) وتهيمن على سلسلة p-p عند حوالي 17 مليون كلفن.

وجد Thorne & Zytkow ذلك من أجل $ M _ { text {tot}} <2 مليون _ { odot} $، كانت الأظرف غير مستقرة ضد النبضات الحافظة للحرارة الشعاعية ، مما يعني أنه من غير المحتمل توسيع التحليل ليشمل حالة الشمس - عند تلك الكتلة ، يكون الجسم معرضًا تمامًا لعدم الاستقرار. بعد قولي هذا ، أنا واثق تمامًا من أننا سنكون قادرين على معرفة ما إذا كان هناك جسم متحلل في اللب الشمسي ؛ على عكس حالة العملاق الأحمر أو العملاق الفائق ، لا يوجد غلاف كبير لإخفائه ، وستكون كتلة النجم النيوتروني على الأقل قابلة للمقارنة أو (على الأرجح) أكبر بكثير من كتلة الشمس نفسها.


بعض النقاط حول استقرار المادة المتحللة للنيوترونات: تكمن المشكلة في الواقع في الكميات الصغيرة ، وليس الكميات الكبيرة. الكميات الصغيرة غير قادرة على البقاء مقيدة بفعل جاذبيتها ؛ إن الضغوط التي ينطوي عليها الأمر هي ببساطة عالية جدًا ، واللب الشمسي ليس قريبًا من الضغط العالي بدرجة كافية للحفاظ على الاستقرار. بتفاؤل ، ستحتاج إلى مكان ما في 0.1 مليون دولار _ { odot} text {-} 0.2 مليون _ { odot} $ النطاق عند الحد الأدنى للاستقرار ، على الرغم من أنني سأفاجأ إذا تم إنتاج كتلة من المادة المتدهورة بهذا المستوى المنخفض بشكل طبيعي - فمن المحتمل أن يفقد نجم نيوتروني ذو كتلة نموذجية كتلته بطريقة ما.


هناك مشاكل مع السيناريو المبين أعلاه.

أولاً ، إذا كانت دورة CNO تعمل ، فسيتعين عليها العمل لملايين / بلايين السنين للتأثير بشكل ملحوظ على الوفرة النسبية لـ CNO في الغلاف الضوئي الشمسي. وذلك لأن اللب مضمن داخل منطقة إشعاعية حيث تعمل فقط عمليات خلط بطيئة نسبيًا.

من العلامات الأكثر وضوحًا على زيادة درجة الحرارة الأساسية للشمس زيادة كبيرة في معدل اكتشاف النيوترينوات من سلسلة pp. بالنظر إلى أنه ليس من الواضح متى يتم تعيين القصة ، أفترض أنه يمكن أن تكون أجهزة الكشف عن النيوترينو هي التي ستؤكد على الفور أو بخلاف ذلك ما إذا كان لب الشمس أكثر سخونة مما ينبغي أن يكون.

ثانيًا ، في دورة CNO المعتادة ، يتمثل التأثير الصافي في تحويل الكربون الأساسي إلى نيتروجين. على عكس النقطة رقم 2 ، فإن التوقيع الضوئي لحرق CNO (والخلط لأعلى) سيكون فائضًا من النيتروجين واستنفادًا للكربون.

ثالثًا ، تتطلب فكرة أوبنهايمر / سيربر عن نواة نيوترونية متدهورة أن يكون النواة النيوترونية أكثر ضخمة من 0.1-0.2 مليون دولار _ { odot} دولار. إنها كتل نيوترونية أساسية أقل من تلك التي لا يمكن أن تتشكل ولا يمكن أن تكون مستقرة.

بالنظر إلى إنشاء (بطريقة ما) لب نيوتروني مع مليون دولار> 0.1 مليون _ { odot} دولار ، ستصبح الشمس عملاق أحمر بسرعة كبيرة. كيف بسرعة؟ سيكون أساسًا مقياس كلفن-هيلمهولتز الزمني للمظروف. سيرتفع لمعان القلب بسرعة إلى ما حوله 10000 لتر _ { odot} دولار (بسبب التراكم على اللب ، وليس حرق CNO ، على سبيل المثال انظر Cannon وآخرون. 1992) ، والذي يعطي الطاقة الكامنة للجاذبية ، KH مقياس زمني لحوالي 100-1000 سنة للمغلف.

"الانفجار الخارجي" لن يكون في الواقع انفجارًا ، بقدر ما هو توسع وخلخلة في الطبقات الخارجية للشمس ، بحيث اجتاحت الأرض.

سيكون الجدول الزمني لرؤية دليل على ذلك من حرق CNO أطول بكثير من النطاق الزمني للتوسع الذي كنت أعتقده. لا تكتمل دورة CNO حتى على نطاقات زمنية تقل عن مليون سنة تقريبًا في درجات حرارة الاحتراق النموذجية.

ربما لا يجب أن أقرأ الكتاب ...


انحلال

المادة المنحلة هي المادة التي تحدد خصائصها ميكانيكا الكم. يمكن أن تتصرف هذه المسألة بشكل مختلف تمامًا عن المسألة التي نعرفها ، ويمكنك تسمية المادة المتدهورة نظير المادة التي تحترم قانون الغاز المثالي. تصبح المادة متدهورة تحت الضغوط الهائلة لبقايا النجوم الكثيفة جدا.

إذا تم ضغط لب النجم ، فإن الذرات والإلكترونات في اللب تقترب أكثر فأكثر من بعضها البعض. عادةً ما يحدث مثل هذا الضغط إذا انخفضت درجة الحرارة في القلب ونتيجة لذلك ينخفض ​​أيضًا الضغط الحراري الذي يقاوم قوة الجاذبية. لكن الإلكترونات لا يمكن أن تقترب من بعضها البعض مما تسمح به قوانين ميكانيكا الكم. وفقًا لهذه القوانين ، لا يمكن أن يكون لأكثر من إلكترونين في نفس الذرة نفس الحالة الكمومية. هذا يعني أنه إذا تم ضغط المادة إلى درجة معينة ، فإن مبدأ استبعاد باولي يولد ضغطًا مضادًا يسمى ضغط الانحلال الذي يمنع المزيد من تقلص المادة. وبسبب ضغط الانحلال هذا ، يمكن للمادة أن تدعم ضغطًا أعلى بكثير مما يمكنها دعمه دون انحلال. إحدى النتائج المهمة هي أن ضغط المادة المتحللة لا يعتمد على درجة الحرارة بعد الآن كما هو الحال بالنسبة للمادة العادية عندما تؤدي زيادة درجة حرارتها إلى زيادة ضغط الغاز أيضًا (انظر قانون الغاز المثالي). من بين أمور أخرى ، تلعب هذه الحقيقة دورًا مهمًا مع المستعر الأعظم من النوع Ia. الآن ، من خلال زيادة الضغط على المادة المتحللة ، لا يوجد ضغط إضافي بسبب مبدأ استبعاد باولي ، ولكن بدلاً من ذلك تزداد السرعة التي تتحرك بها الإلكترونات. وبهذه الطريقة يمكن زيادة الضغط على المادة المتحللة دون انهيار الأمر. على أي حال ، إذا زاد الضغط إلى نقطة معينة (حد Chandrasekhar) ، فإن الإلكترونات تقترب من سرعة الضوء. لا يوجد شيء في هذا الكون يمكنه الوصول إلى سرعة الضوء أو تجاوزها. عند هذه النقطة ، لم يعد ضغط الانحطاط قادرًا على دعم ضغط الأمر وينهار الأمر فجأة. يحدث هذا في علم الفلك مع المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية (النوع الثاني والنوع الأول والنوع الأول المستعر الأعظم).

"المحطة" التالية هي نجم نيوتروني. تم ضغط معظم إلكترونات وبروتونات النجم السلف في بعضها البعض عن طريق الضغط الهائل ، مكونة النيوترونات. يمكنك أن تتخيل النجم النيوتروني كنواة عملاقة تتكون من لا شيء تقريبًا سوى النيوترونات. إنه مضغوط للغاية. لفهم هذا بشكل أفضل ، تخيل أن حجم الذرة العادية بحجم ملعب كرة قدم. في مثل هذه الذرة تكون النواة بحجم حبة الأرز في مركزها. كل الفضاء الآخر سيكون فارغًا فقط مع الإلكترونات الأصغر التي تطير فيه. النجم النيوتروني مضغوط للغاية لأن الذرة السابقة (أو ملعب كرة القدم) مضغوطة الآن في حجم النواة (أو حبة الأرز) نفسها. في الواقع ، لا يزال النجم النيوتروني يتكون من نواة ذرية واحدة ، لكنها متجمعة معًا تقريبًا بسلاسة.

الآن ، مبدأ استبعاد باولي ليس صالحًا فقط للإلكترونات ولكن لأي جسيمات تسمى الفيرميونات (والتي تعد جميعها نصف عدد صحيح من الجسيمات المغزلية مثل البروتونات والنيوترونات والميونات وغيرها). لذلك ، بدلاً من انحلال الإلكترون ، يتم إيقاف النجم النيوتروني ضد الانهيار الناجم عن انحلال النيوترونات مع الاختلاف الرئيسي في أن ضغط انحلال النيوترون أعلى من ذلك بكثير. يطبق مبدأ استبعاد باولي نفسه على النيوترون أن يشغل حالته الكمية (أو الفضاء) ولا يمكن ضغطه أكثر. إذا طبقنا ضغطًا أعلى مرة أخرى بإضافة المزيد من المادة إلى النجم النيوتروني ، فإن هذا يؤدي إلى سرعات أعلى للنيوترونات المهتزة. إذا وصلت كتلة النجم النيوتروني إلى 3 كتل شمسية ، فإن سرعة النيوترونات تصل مرة أخرى إلى سرعة الضوء ولن يتمكن النجم النيوتروني من تحمل وزنه بعد الآن. يُطلق على هذا الحد اسم Tolman-Oppenheimer-Volkhof الذي يماثل حد Chandrasekhar للمادة المتحللة للإلكترون. ينهار النجم النيوتروني إلى جسم نظري يسمى نجم الكوارك. لم يتم اكتشاف هذه النجوم الكواركية وهي مجرد فرضية في هذا الوقت.


نجم في أزمة

في الفصل الأخير ، تركنا قصة حياة نجم بكتلة مثل الشمس بعد أن صعد إلى منطقة العملاق الأحمر في مخطط H-R للمرة الثانية وألقى بعض طبقاته الخارجية تشكل سديم كوكبي. أذكر أنه خلال هذا الوقت ، فإن ملف النواة من النجم كان يمر بأزمة طاقة & # 8220. & # 8221 في وقت سابق من حياته ، خلال فترة استقرار وجيزة ، أصبح الهيليوم في القلب ساخنًا بدرجة كافية ليندمج في الكربون (والأكسجين). ولكن بعد استنفاد هذا الهليوم ، وجد قلب النجم نفسه مرة أخرى بدون مصدر ضغط لموازنة الجاذبية وبالتالي بدأ في الانكماش.

هذا الانهيار هو الحدث الأخير في حياة الجوهر. نظرًا لأن كتلة النجم منخفضة نسبيًا ، فإنه لا يمكنه رفع درجة حرارته الأساسية بدرجة كافية لبدء جولة اندماج أخرى (بالطريقة نفسها التي تستطيع بها النجوم ذات الكتلة الأكبر). يستمر اللب في الانكماش حتى يصل إلى كثافة تعادل ما يقرب من مليون ضعف كثافة الماء! وهذا يزيد بمقدار 200 ألف مرة عن متوسط ​​كثافة الأرض. عند هذه الكثافة القصوى ، هناك طريقة جديدة ومختلفة لتصرف المادة وتساعد النجم على تحقيق حالة التوازن النهائية. في هذه العملية ، ما تبقى من النجم يصبح من الغريب الأقزام البيضاء الذي التقينا به في النجوم: تعداد سماوي.


هل يمكن أن تحتوي الشمس على مادة متحللة؟ - الفلك

تشكلت الشمس ، كما قلنا منذ حوالي 4.57 مليار سنة ، عندما بدأت سحابة من الغاز الهادئ والبارد نسبيًا في الانهيار. قد يكون هذا بسبب سوبر نوفا قريب. مع تقلصه ، بدأت درجة الحرارة الداخلية في الارتفاع حتى حوالي 5 إلى 10 ملايين كلفن ، وبدأت التفاعلات النووية في تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في دورة البروتون-البروتون. هناك دورة أخرى ، دورة الكربون / النيتروجين / الأوكسجين ، لكن الشمس ليست كبيرة بما يكفي لإنتاج درجات الحرارة اللازمة لتكون كبيرة. الطاقة التي تحاول الهروب تتصدى لقوة الجاذبية ، لذلك توقفت الشمس عن الانكماش ووصلت إلى مستوى من الاستقرار الذي تحتفظ به حتى يومنا هذا.

عندما تحرق الشمس الهيدروجين ، يتراكم الهيليوم في اللب ، وترتفع درجة حرارة الشمس. في غضون مليار عام ، سيكون قد نما بنسبة 3٪ أكبر مما هو عليه اليوم ، وسيكون أكثر إشراقًا بنسبة 10٪. سترتفع درجة الحرارة على الأرض بشكل كبير ربما لدرجة أن البحار والمحيطات ستبدأ في الغليان. في هذه المرحلة ، لن تدعم الأرض الحياة بعد الآن. ستستمر الشمس في النمو وتصبح أكثر سطوعًا مع تحويل المزيد من الهيدروجين إلى الهيليوم. في حوالي 5 مليارات سنة ، بمجرد تحويل كل الهيدروجين الموجود في القلب إلى الهيليوم ، يتوقف اللب عن إنتاج طاقة كافية لمحاربة الجاذبية ، ويبدأ في الانكماش ، مما يتسبب في تسخين اللب. الحرارة كافية لبدء احتراق الهيدروجين في غلاف حول القلب. يؤدي هذا إلى تمدد الطبقات الخارجية مما يؤدي إلى زيادة توسيع الشمس. هذه هي بداية تحول الشمس إلى عملاق أحمر.

بمجرد أن تصل درجة الحرارة في اللب إلى 100 مليون كلفن ، يبدأ تفاعل نووي آخر حيث يتحول الهيليوم إلى كربون عبر عملية ثلاثية ألفا حيث تتحد ذرتان من الهليوم -4 لتكوين البريليوم -8 ، والذي يتحد بعد ذلك مع ذرة هيليوم -4 لإنتاج الكربون -12. في النجوم مثل الشمس ، يبدأ احتراق الهيليوم بسرعة كبيرة بسبب وجود المادة المتحللة في اللب المركزي من الضغط الشديد الذي يمارس أثناء الانكماش. يُعرف هذا باسم & quothelium flash & quot. بعد ذلك ، تستقر الشمس في احتراق مستقر للهيليوم يجب أن يستمر لمدة مليار سنة. تسبب الحرارة الناتجة تمددًا أكبر للطبقات الخارجية ، وفي النهاية ستنمو الشمس إلى حوالي 200 إلى 250 ضعف قطرها الحالي ، على الرغم من أنها تفقد ربما ثلث كتلتها الحالية بسبب الرياح الشمسية الناتجة. سيؤدي ذلك إلى جعله كبيرًا لدرجة أنه سيمتد إلى ما بعد مدار الأرض الحالي ، على الرغم من أن الأرض من المحتمل أن تكون قد تحركت بعيدًا بسبب الضغط من الرياح الشمسية. على أي حال ، سيكون سطح الأرض شديد الحرارة ، وستفقد كل مياهها ومعظم غلافها الجوي.

بمجرد تحويل كل الهيليوم إلى كربون ، يتقلص اللب مرة أخرى. الشمس ليست كبيرة بما يكفي لتكون قادرة على إنتاج درجات الحرارة المطلوبة لأي اندماج إضافي. سيؤدي عدم التوازن الحراري إلى تفجير طبقاته الخارجية لتشكيل سديم كوكبي. فيما يلي مثال على الشكل الذي يمكن أن يبدو عليه السديم الكوكبي. العقود الأساسية المتبقية حتى يوقف ضغط انحلال الإلكترون أي انكماش إضافي. ما تبقى هو نجم قزم أبيض شديد السخونة يقارب حجم الأرض ، لكنه يزن حوالي ثلثي الكتلة الحالية للشمس. مع عدم حدوث تفاعلات نووية ، يشع القزم الأبيض ببطء حرارته بعيدًا ، ويبرد ويصبح أكثر احمرارًا واحمرارًا. من الناحية الافتراضية ، تتخلى الأقزام البيضاء في النهاية عن كل حرارتها لتصبح أقزامًا سوداء ، وفي حالة الشمس ، تشير النظرية إلى أن هذا من المحتمل أن يستغرق 500 مليار سنة على الأقل ، وربما أكثر من ذلك.


هل يمكن أن تحتوي الشمس على مادة متحللة؟ - الفلك

الشمس أقرب نجم إلى الأرض

أ نجمة هي كرة ضخمة ومضيئة من البلازما ترتبط ببعضها البعض بفعل جاذبيتها. أقرب نجم إلى الأرض هو الشمس ، وهي مصدر معظم طاقة الكواكب. تظهر بعض النجوم الأخرى على الأرض أثناء الليل ، وتظهر على شكل نقاط مضيئة ثابتة نظرًا لبعدها الهائل. تاريخيًا ، تم تجميع أبرز النجوم في الأبراج والنجوم ، واكتسبت النجوم الأكثر سطوعًا أسماء مناسبة.

خلال جزء من حياته على الأقل ، يضيء النجم بسبب الاندماج الحراري النووي للهيدروجين في الهيليوم في قلبه ، مما يطلق الطاقة التي تعبر باطن النجم ثم تشع في الفضاء الخارجي. بمجرد استنفاد الهيدروجين الموجود في قلب النجم تقريبًا ، يتم إنشاء جميع العناصر التي تحدث بشكل طبيعي أثقل من الهيليوم تقريبًا عن طريق التخليق النووي النجمي خلال عمر النجم ، وبالنسبة لبعض النجوم ، عن طريق التخليق النووي للمستعر الأعظم عند انفجاره. قرب نهاية حياته ، يمكن أن يحتوي النجم أيضًا على مادة متحللة. يستطيع علماء الفلك تحديد الكتلة والعمر والمعدنية والعديد من الخصائص الأخرى للنجم من خلال مراقبة حركته عبر الفضاء واللمعان والطيف على التوالي. الكتلة الكلية للنجم هي المحدد الرئيسي لتطوره ومصيره في نهاية المطاف. تتغير خصائص النجوم الأخرى ، بما في ذلك القطر ودرجة الحرارة ، على مدار حياتها ، بينما تؤثر بيئة النجم على دورانه وحركته.

تبدأ حياة النجم بانهيار الجاذبية لسديم غازي من مادة مكونة أساسًا من الهيدروجين ، جنبًا إلى جنب مع الهيليوم وكميات ضئيلة من العناصر الأثقل. بمجرد أن يصبح اللب النجمي كثيفًا بدرجة كافية ، يتحول الهيدروجين بشكل مطرد إلى هيليوم من خلال الاندماج النووي ، مما يطلق الطاقة في هذه العملية.


مادة الإلكترون المنحل

اقترح روبرت فورورد ذات مرة أن الماس كان قويًا بما يكفي لاحتواء المادة المتحللة للإلكترون (مادة النجم القزم الأبيض).

أود الحصول على بعض البصيرة الأساسية في الفيزياء. نصفها لغرض قصة ونصف فضول شخصي. بعض الأسئلة التي لدي هي:

1) ما هو نوع الضغوط المطلوبة لاحتواء المادة المتحللة للإلكترون. هل يمكن أن تتمتع المواد القائمة على الماس أو أنبوب البوكي بالقوة المطلوبة نظريًا؟

1 أ) أحصل على الضغط في وعاء ضغط رقيق الجدران هو الضغط * ​​r / 2t ، وهو ما يعادل (3/2) * الضغط * ​​(الحجم مغلق) / (حجم الوعاء). السفن ذات الجدران السميكة أكثر تعقيدًا ، وليس لدي الكثير من البصيرة فيما يتعلق بضغط الذروة لتلك ،.

2) ما نوع الكثافات التي يمكن تحقيقها؟

3) في غضون بضعة أوامر من حيث الحجم (نأمل 1-2 ، ولكن بالدقة التي يمكن للمرء أن يحصل عليها ببساطة) ، ما مقدار الطاقة / كجم المطلوبة للقيام بالضغط؟ أفترض أنني أتخيل ضغطًا ثابتًا ثابتًا ، ولكن إذا كان هناك نموذج آخر معقول ، فسأكون مهتمًا بذلك أيضًا. هل تتأثر الطاقة المطلوبة كثيرًا بمصدر أو طور المصدر الأصلي (صلب ، سائل ، غاز ، هيدروجين ، ماء ، حديد ، على سبيل المثال)؟ هل ستؤثر مادة المصدر على الإجابة على 2 (الكثافة القابلة للتحقيق)؟

3 أ) ما مدى سخونة المواد المضغوطة؟

5) هل هناك أي طريقة معروفة أو شبه معقولة لخلق هذا القدر من الضغط؟

6) هل من المحتمل أن تحدث ظروف الاندماج تلقائيًا في ظل هذه الأنواع من الظروف إذا تم استخدام الهيدروجين؟ إذا تم استخدام الديوتيريوم؟ (قد يعطي هذا نظرة ثاقبة إلى 5 أيضًا.)


الإجابات والردود

دراكيث - هذا منطقي. شكرا لك!

أفترض أننا ما زلنا بحاجة إلى ذلك

حيث ## K ## هي الطاقة الحركية للإلكترون. وهذا يعني أنه لا يمكن & quottoo النسبية الفائقة & quot ؛ حيث تقترب الطاقة الحركية للإلكترونات ذات المستوى الأعلى من ## E_f ## وتظل متدهورة.

لست متأكدا. ما أفهمه هو أن الطاقة الحركية للإلكترونات يمكن أن تكون عالية جدًا في المادة المتحللة ، حيث تشكل السرعات جزءًا كبيرًا من سرعة الضوء للإلكترونات في مستويات الطاقة الأعلى. لاحظ أن طاقة Fermi تُعرّف على أنها الفرق بين أكبر وأصغر مستويات الطاقة المشغولة ، لذلك من خلال التعريف يجب أن تحتوي بعض الإلكترونات على طاقات قريبة جدًا من ## E_F ## إذا كانت المادة متدهورة

لكن ، كما قلت ، لست خبيرًا هنا.

c لجزء جيد من الحالات المملوءة.

لا أعتقد أنك تقدر حجم المشكلة التي نتعامل معها - النجم القزم الأبيض يحتوي على كتلة واحدة ونصف من كتلة الشمس في حجم بحجم الأرض. تقترب الكثافات من المقياس الذري ، لكن المادة لا تزال بلازما متأينة. هذا هو السبب في أن حالات الإلكترون تبدأ في التداخل ويجب تطبيق مبدأ استبعاد باولي ، وإلا فإن النجم بأكمله سينهار إلى حجم نواة تحت قوة الجاذبية.

لكن دعنا نعود إلى سؤالك الأصلي حول الإلكترونات الموجودة في النظام النسبي إذا كان لديك نجم حيث الكثافة منخفضة ولكن درجة الحرارة مرتفعة للغاية ، فمن المحتمل أن تكون حركتها نسبية ولكنها ليست متدهورة. بالنسبة للنجم ذي الكثافة العالية جدًا ، يصبح متدهورًا وكلما أضفت المزيد والمزيد من الجزيئات ، تصبح طاقاته أكبر وأكبر ، التي يقتضيها مبدأ استبعاد باولي ، حتى يصلوا إلى النقطة التي تصبح فيها حركاتهم نسبية. على الرغم من أن هذه الطاقات كبيرة للغاية ، إلا أنها لا تزال الحد الأدنى من الطاقة الممكنة التي يوفرها مبدأ الاستبعاد وهي أقل من طاقة فيرمي.


المفاهيم الأساسية والملخص

خلال مسار تطورها ، تخلصت النجوم من طبقاتها الخارجية وتفقد جزءًا كبيرًا من كتلتها الأولية. نجوم كتلتها 8 (M _ < نص> ) أو أقل يمكن أن تفقد الكتلة الكافية لتصبح أقزامًا بيضاء ، والتي لديها كتل أقل من حد Chandrasekhar (حوالي 1.4 (M _ < text> )). يمنع الضغط الذي تمارسه الإلكترونات المتدهورة الأقزام البيضاء من الانكماش إلى أقطار أصغر. في النهاية ، تبرد الأقزام البيضاء لتصبح أقزامًا سوداء ، وبقايا نجمية تتكون أساسًا من الكربون والأكسجين والنيون.


ما هي المادة المنحلة؟ (مع الصور)

المادة المتحللة هي شكل غريب من المواد الغريبة التي تنشأ في قلب النجوم الضخمة ، حيث تتراكم الذرات أو حتى الجسيمات دون الذرية بشكل وثيق لدرجة أن المصدر الأساسي للضغط لم يعد حراريًا بل كموميًا - تمليه قيود وضعها مبدأ استبعاد باولي ، مما يؤكد أنه لا يمكن لجسيمين احتلال نفس الحالة الكمومية. من المفيد أيضًا في بعض الظروف معالجة إلكترونات التوصيل في المعادن على أنها مادة متحللة ، بسبب كثافتها العالية. تم إنشاء المادة المتحللة ، وخاصة الهيدروجين المعدني ، في المختبر من قبل ، باستخدام ضغوط تزيد عن مليون الغلاف الجوي (& gt100 GPa).

تعتبر المادة المتحللة فريدة من نوعها من حيث أن ضغطها تمليه درجة الحرارة جزئيًا فقط ، وسيظل الضغط في الواقع حتى لو انخفضت درجة حرارة المادة إلى الصفر المطلق. هذا يختلف تمامًا عن الغازات المثالية التي نتعلم عنها في فصل الفيزياء ، حيث ترتبط درجة الحرارة والضغط / الحجم ارتباطًا وثيقًا.

من أجل زيادة الكثافة ، تشتمل الأشكال الشائعة من المادة المتحللة على الهيدروجين المعدني ، الموجود بكميات كبيرة في قلب الكواكب الضخمة مثل كوكب المشتري وزحل مادة القزم البيضاء ، الموجودة في الأقزام البيضاء ، والتي ستصبح شمسنا يومًا ما نيوترونيوم ، الموجود في النجوم النيوترونية ، نقطة نهاية التطور النجمي للنجوم من 1.35 إلى حوالي 2.1 كتلة شمسية ، مادة غريبة أو مادة كواركية ، يُفترض أيضًا وجودها داخل النجوم الضخمة جدًا.

في الأقزام البيضاء ، يُشار إلى المادة على أنها مادة متحللة للإلكترون ، لأنه لا توجد طاقة كافية لتحطيم الإلكترونات إلى نوى ذرية وإنتاج النيوترونيوم. في النجوم النيوترونية ، تسمى المادة مادة نيوترونية متحللة ، لأن الضغط كبير جدًا لدرجة أن الإلكترونات تندمج مع البروتونات لتكوين مادة تتكون من لا شيء سوى النيوترونات. في الظروف العادية ، تتحلل النيوترونات الحرة إلى بروتون وإلكترون في حوالي 15 دقيقة ، ولكن تحت الضغط الهائل لنجم نيوتروني ، تكون المادة النيوترونية فقط مستقرة.

يُعتقد أن أكثر أشكال المادة المتدهورة تطرفًا ، وهي المادة الغريبة ، توجد في نجوم الكوارك ، النجوم ذات الكتلة في مكان ما بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء ، حيث تنفصل الكواركات المكونة للنيوترونات ويتم تكوين حساء الكوارك. نجوم الكوارك هي مرشح محتمل للمادة المظلمة الغامضة التي تشكل معظم كتلة المجرات المرصودة.

مايكل هو مساهم قديم في InfoBloom متخصص في الموضوعات المتعلقة بعلم الحفريات والفيزياء وعلم الأحياء وعلم الفلك والكيمياء والمستقبل. بالإضافة إلى كونه مدونًا شغوفًا ، فإن مايكل متحمس بشكل خاص لأبحاث الخلايا الجذعية والطب التجديدي وعلاجات إطالة الحياة. وقد عمل أيضًا في مؤسسة Methuselah ومعهد التفرد للذكاء الاصطناعي ومؤسسة Lifeboat.

مايكل هو مساهم قديم في InfoBloom متخصص في الموضوعات المتعلقة بعلم الحفريات والفيزياء وعلم الأحياء وعلم الفلك والكيمياء والمستقبل. بالإضافة إلى كونه مدونًا شغوفًا ، فإن مايكل متحمس بشكل خاص لأبحاث الخلايا الجذعية والطب التجديدي وعلاجات إطالة الحياة. وقد عمل أيضًا في مؤسسة Methuselah ومعهد التفرد للذكاء الاصطناعي ومؤسسة Lifeboat.


دليل على أن النجوم يمكن أن تلقي قدرًا كبيرًا من الكتلة أثناء تطورها

يعتمد ما إذا كان النجم سيصبح قزمًا أبيض أم لا على مقدار الكتلة المفقودة في العملاق الأحمر والمراحل المبكرة من التطور. جميع النجوم التي تقل كتلتها عن حد Chandrasekhar عند نفاد الوقود ستصبح أقزامًا بيضاء ، بغض النظر عن الكتلة التي ولدت بها. ولكن ما هي النجوم التي تفرز كتلة كافية للوصول إلى هذا الحد؟

إحدى الاستراتيجيات للإجابة على هذا السؤال هي النظر في كتلة مفتوحةs (التي تمت مناقشتها في Star Clusters). الفكرة الأساسية هي البحث عن مجموعات صغيرة تحتوي على واحد أو أكثر من النجوم القزمة البيضاء. تذكر أن النجوم الأكثر ضخامة تمر بجميع مراحل تطورها بسرعة أكبر من النجوم الأقل ضخامة. لنفترض أننا وجدنا عنقودًا له عضو قزم أبيض ويحتوي أيضًا على نجوم في التسلسل الرئيسي كتلته 6 أضعاف كتلة الشمس. هذا يعني أنه فقط تلك النجوم التي تزيد كتلتها عن 6 مشمس لقد كان لديهم الوقت لاستنفاد إمداداتهم من الطاقة النووية وإكمال تطورهم إلى مرحلة القزم الأبيض. لذلك يجب أن يكون للنجم الذي تحول إلى قزم أبيض كتلة في التسلسل الرئيسي تزيد عن 6 مشمس، لأن النجوم ذات الكتل المنخفضة لم يكن لديها الوقت بعد لاستخدام مخزونها من الطاقة النووية. يجب أن يكون النجم الذي أصبح قزمًا أبيض قد تخلص من 4.6 على الأقل مشمس بحيث يمكن أن تكون كتلته في الوقت الذي توقف فيه توليد الطاقة النووية أقل من 1.4 مشمس.

يواصل علماء الفلك البحث عن مجموعات مناسبة لإجراء هذا الاختبار ، وتشير الأدلة حتى الآن إلى أن النجوم بكتل تصل إلى حوالي 8 مشمس يستطيعون التخلص من كتلة كافية لإنهاء حياتهم كأقزام بيضاء من المحتمل أن تفقد النجوم مثل الشمس حوالي 45٪ من كتلتها الأولية وتصبح أقزامًا بيضاء كتلتها أقل من 1.4 مشمس.

المفاهيم الأساسية والملخص

خلال مسار تطورها ، تخلصت النجوم من طبقاتها الخارجية وتفقد جزءًا كبيرًا من كتلتها الأولية. نجوم كتلتها 8 مشمس أو أقل يمكن أن تفقد كتلة كافية لتصبح أقزامًا بيضاء ، والتي لديها كتل أقل من حد Chandrasekhar (حوالي 1.4 مشمس). يمنع الضغط الذي تمارسه الإلكترونات المتدهورة الأقزام البيضاء من الانكماش إلى أقطار أصغر. في النهاية ، تبرد الأقزام البيضاء لتصبح قزم أسودs ، بقايا نجمية تتكون أساسًا من الكربون والأكسجين والنيون.


شاهد الفيديو: كيف اتخلص من الاحمرار والاسمرار الناتج عن اثر الشمس وجه ابيض فورا في يوم واحد عالم هبة (أغسطس 2022).