الفلك

إذا اصطدم نجمان ، فما هو احتمال اندماجهما ليشكلا نجمًا واحدًا؟

إذا اصطدم نجمان ، فما هو احتمال اندماجهما ليشكلا نجمًا واحدًا؟



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.

بعد النظر إلى ما هي احتمالات أن تصطدم الشمس بنجم آخر؟ والإجابة عليها (فجّة) ، الآن أود أن أسأل ما يلي:

ما هو احتمال أنه إذا اصطدم نجمان ، فإن نواتهما تندمج لتشكل نجمًا أكبر وأكثر ضخامة؟


مقبول.

نجمان من الكتلة مليون دولار السقوط من اللانهاية مباشرة تجاه بعضهم البعض حتى يندمجوا على مسافة 2R دولار سوف تحصل على الطاقة الحركية $ GM ^ 2 / R $. هذا كثير ، بالنسبة لشمسين هو كذلك 1.8978 دولارًا أمريكيًا مرات 10 ^ {41} دولار أمريكي J. ومع ذلك ، بالمقارنة مع طاقة الربط حتى لنجم واحد ، $ تقريبا 3GM ^ 2 / 5R $ هذا أقل (الشمس لديها طاقة ملزمة 2.2774 دولارًا أمريكيًا مرات 10 ^ {41} دولارًا أمريكيًا J وكتلة مزدوجة 2 دولار أمريكي ^ {1/3} ريال برازيلي نصف قطرها نفس الكثافة اندمجت نجمة 7.2302 دولارًا أمريكيًا مرات 10 ^ {41} دولارًا أمريكيًا J ، 3.17 مرة أكثر). لذلك لا توجد طاقة كافية تنطلق لتفجير نجم ، لكنها حوالي ربعها: الكثير من المادة ستخرج أو ينتهي بها الأمر في مدارات من خلال غلاف ساخن سيستغرق بعض الوقت حتى ينضج.

القضية الرئيسية هي ما إذا كانت النوى تتباطأ بدرجة كافية من خلال المواجهة لتبقى مقيدة ، لتصبح ثنائي مغلف مشترك. من الواضح أن الضربة المباشرة ستنجح ، لكن التصادمات الخاطفة قد تسمح للأنوية أن تفوت بعضها البعض: والسؤال الآن هو ما إذا كان الغلاف يمكنه امتصاص طاقة حركية كافية. قد يشير التقدير التقريبي إلى أن هناك تباطؤًا ملحوظًا إذا اندفعت الكتلة لأعلى / ودُفعت جانبًا $ pi r_ {core} ^ 2 rho_ {envelope} R $ يصبح مشابهًا لـ $ m_ {core} $. لنجمتين تشبه الشمس مع $ r_ {core} = 0.2R_ odot $ يبدو أن هذا يحدث ، ولكن قد يحدث الكثير من الديناميكا المائية مما يعقد الأمور.

تقدر أطروحة Glebbek حول الاندماجات النجمية حالة تقريبية للزخم الزاوي المداري لتتجاوز الحد الأقصى للزخم الزاوي الدوراني للنجم المدمج. $$ frac {r_p} {R_1 + R_2}> k ^ 4 frac {(1 + q) ^ { xi + 4}} {2q ^ 2} $$ أين $ k ^ 2 حوالي 0.05 دولار, $ xi تقريبًا 0.6 دولار, $ r_p $ مسافة الحضيض ، و q دولار = M_2 / M_1 دولار. يتم تجاوز هذا عادةً: هناك الكثير من الزخم الزاوي الذي يجب التخلص منه (على سبيل المثال عن طريق نفخ الكثير من الغاز المسخن). على سبيل المثال ، اثنين من النجوم الشبيهة بالشمس لها $ r_p = R_ odot / 2 دولار له LHS 1/4 و RHS 0.0303.

تحتوي هذه الرسالة أيضًا على محاكاة عددية لحالات اندماج مختلفة.


ماذا يحدث إذا اصطدم نجمان من نفس الحجم؟

يندمجون لتشكيل نجم أكبر. غالبًا ما تكون عملية فوضوية ، ويتم التخلص من بعض المواد ، لكنك & # x27re تركت مع نجم أكثر ضخامة.

النجوم الأكثر ضخامة لها فترات حياة أقصر ، لذلك قد تكون النتيجة قصيرة العمر ، وربما تتحول إلى سوبر نوفا وتتحول إلى نجم نيوتروني بسرعة إلى حد ما.

نعتقد أننا اكتشفنا نجومًا مدمجة في عناقيد كروية. في الكتلة الكروية ، تشكلت كل النجوم في نفس الوقت تقريبًا ، والذي عادة ما يكون منذ وقت طويل جدًا - مليارات السنين. نظرًا لأن عمر النجم يكون أقصر عندما تكون النجوم أكثر ضخامة ، فهذا يعني أن النجوم الأكثر ضخامة قد ماتت جميعًا ، وتركت نجومًا قاتمة أسفل بعض القطع الكتلي - كلما تقدمت الكتلة الكروية ، انخفضت هذه الكتلة القطع هو.

ومع ذلك ، فإننا نرى أيضًا عددًا صغيرًا من النجوم الساخنة والمشرقة والهائلة في مجموعات كروية - النجوم التي كان من المفترض أن تكون قد ماتت منذ مليارات السنين إذا تشكلت في نفس الوقت مثل بقية النجوم في الكتلة الكروية. ما يعتقده & # x27s هو أن & quot؛ هؤلاء المتطرفون & quot؛ هي نتيجة عمليات الاندماج. اندمج نجمان باردان طويلا الكتلة منخفضان الكتلة مؤخرًا ليشكلان نجمًا حارًا قصير العمر عالي الكتلة.

ومع ذلك ، هذا نادر جدا. العناقيد الكروية هي بيئات كثيفة بشكل غير عادي حيث تحدث التصادمات بين النجوم بين الحين والآخر. ولكن خارج هذه العناقيد الكثيفة وغيرها من الأنظمة متعددة النجوم ، فإن الاصطدام بين النجوم نادر للغاية.


ماذا بالضبط هو فوضى؟

لكسر هذا ، دعنا نفكر في ما يقصده الفيزيائيون في الواقع عندما يتحدثون عن "الفوضى". إنه أكثر تعقيدًا بكثير من مفاهيمنا الأرضية عنه: غرفة نوم مراهق بها أكوام من الملابس مكدسة في السقف ، على سبيل المثال ، أو مطبخ مطعم في أعقاب خدمة العشاء.

لأن الفراغ المتسع للفضاء مليء حقًا بقوى تفاعلية لا حصر لها في جميع الأوقات و [مدش] من الرياح الشمسية إلى الجاذبية القوية للنجوم البعيدة و [مدش] النتيجة هي فوضى رياضية حقيقية. بحكم التعريف ، هذه نتيجة غير متوقعة حقًا. في الثقافة الشعبية ، يُعرف باسم تأثير الفراشة.

إذن ، كيف يتعامل علماء الرياضيات وعلماء الكونيات مع مشكلة الأجسام الثلاثة عندما تكون قائمة على الفوضى؟ اختاروا دراسة تقريب احتمالا نتائج معينة ، بدلاً من محاولة حل كل حالة على حدة. ولمساعدتهم على دراسة المشكلة بشكل تجريدي ، انتقل علماء الكونيات إلى "فضاء الطور" ، وهو ساحة مخصصة ذات 21 بعدًا للأسئلة المعقدة.

بمجرد إضافة القيود المادية ، مثل قانون الحفاظ على الطاقة ، لا يوجد سوى ثمانية أبعاد متبقية في مساحة الطور. من هناك ، تزحف المواقف الفوضوية مثل فروع الأشجار من خلال جميع نتائجها المحتملة ، وهنا يجد الإحصائيون قيمهم العددية.


عندما تندمج النجوم النيوترونية

للتنبؤ بعدد المرات التي تحدث فيها اندماجات النجوم الثنائية ، نحتاج إلى معرفة متى تولد النجوم النيوترونية الثنائية والمدة التي يستغرقها الاندماج. طريقة لفهم هذا هو دراسة المجرات المضيفة بعناية.

أين تبحث؟

النجوم النيوترونية هي بقايا المستعرات الأعظمية المضادة للمناخ على ما يبدو. ومع ذلك ، بصرف النظر عن احتوائها على حالات رائعة للمادة ، فقد تكون أيضًا مسؤولة عن تكوين بعض العناصر التي لا يمكن إنشاؤها في نوى النجوم العادية. سيحدث هذا عندما يندمج زوج من النجوم النيوترونية - النجوم النيوترونية الثنائية (BNS) - وينبعث منها موجات جاذبية مميزة.

يتطلب إثبات هذه الفرضية الخاصة بتكوين العنصر فهم مكان وزمان تشكل BNS وتصادمه. هذا هو المكان الذي تأتي فيه توزيعات تأخير الوقت. يتنبأ توزيع وقت التأخير للنجوم النيوترونية الثنائية كم من الوقت بعد الولادة الثنائية سيقضي نجمان نيوترونيان في الدوران حول بعضهما البعض قبل أن يندمجوا أخيرًا. إذا حصلنا على توزيع وقت تأخير مقيد جيدًا لـ BNS ، فسيكون لدينا فكرة أكثر اكتمالاً عن عدد المرات التي يتم فيها تشكيل ودمج BNS.

احتمالية حدوث معدلات مختلفة لعمليات اندماج BNS ، بالنظر إلى توزيعات وقت التأخير بمعلمات مختلفة. تفترض الحبكة العلوية تاريخًا بطيئًا ومستمرًا لتشكيل النجوم ، وتفترض الحبكة السفلية انفجارًا واحدًا لتشكيل النجوم. اضغط للتكبير. [مقتبس من Safarzadeh et al. 2019]

نمذجة تاريخ تكوين النجوم

سبق للجهود السابقة التي قام بها Safarzadeh والمتعاونون أن درست مسبقًا BNS Delay Time Distribution باستخدام خصائص مضيفي اندماج BNS - على وجه التحديد كتلة المجرة والانزياح الأحمر. يمكن ربط كلا الكميتين على نطاق واسع بتاريخ تكوين النجوم في المجرة ، وهو أمر أساسي لتقييد توزيع وقت التأخير. في هذا العمل ، حاول المؤلفون إجراء دراسة مباشرة أكثر لتاريخ تكوين النجوم للمضيفات الاندماجية.

بدأوا بنمذجة تواريخ تشكل النجوم لحوالي 6000 مجرة ​​تمت ملاحظتها في مسح المجرة والكتلة. من هذا النمذجة ، يظهر نوعان من التواريخ: أحدهما تكون فيه النجوم سريعًا وكلها تقريبًا في وقت واحد ، والآخر حيث يحدث تشكل النجوم ببطء وباستمرار.

يمكن استخدام تاريخ تكوين نجم معين لتقدير عدد BNS التي ولدت في مجرة ​​بمرور الوقت. ثم استخدم المؤلفون مجموعة فرعية من عينة المجرة الخاصة بهم مع تواريخ تكوين النجوم المختلفة لمحاكاة عدة مجموعات من عمليات اندماج BNS. من خلال مقارنة هذه المحاكاة بالملاحظات الحالية والمستقبلية لمعدلات اندماج BNS ، نجح المؤلفون في وضع قيود جديدة على معلمات BNS Delay Time Distribution.

تم الحصول على قيود على معلمات توزيع وقت التأخير باستخدام عينة من 300 مجرة ​​مضيفة اندماج BNS. يتم تمييز وظيفة الإدخال بالدائرة الصفراء ، وتأتي المنطقة الحمراء من افتراض حدوث انفجار نجمي ، وتأتي المنطقة الزرقاء من افتراض تشكل النجوم البطيء والمستمر. [سفر زاده وآخرون. 2019]

بحثا عن المزيد

يثبت استخدام تواريخ تكوين النجوم لتقييد توزيعات التأخير الزمني أنه تحسن من استخدام كتل المجرات. بالإضافة إلى ذلك ، توفر عمليات المحاكاة عينة أكبر من المجرات المضيفة لـ BNS للعمل معها. ومع ذلك ، سيتم الحصول على أفضل النتائج عندما نبني في النهاية عينة أكبر من عمليات اندماج BNS التي تمت ملاحظتها والتي تمتد على مساحة أكبر بكثير.

بالنظر إلى أن علم فلك الموجات الثقالية لا يزال في مهده ، فمن المرجح أن تنفجر عينة من عمليات اندماج BNS مع ظهور مراصد جديدة على الإنترنت. هل سيخبرنا هذا المزيد عن كيفية تشكل النجوم النيوترونية الثنائية وتصادمها وتكوينها للعناصر الكيميائية التي تسود كوننا؟ على الأرجح!


يمكن أن يؤدي اندماج مونستر ستار إلى إنشاء نجم ضخم ضخم - اصطدام نجمين توأمين بحجم الشمس 30 مرة

يمكن أن يمنح اندماج زوج من النجوم الوحشية الضخمة للعلماء فرصتهم الأولى لمعرفة كيف تشكلت النجوم الأولى في السنوات الأولى من الكون. على أقل تقدير ، يمكن للنجمين الوحشين ، اللذين يزيد حجم كل منهما عن 30 مرة حجم شمس الأرض ، أن ينتجوا عرضًا للألعاب النارية في السماء على مقياس أكبر من أي شيء يمكن للإنسان رؤيته ، عندما يصطدم النجمان العملاقان.

يعرف علماء الفلك زوج النجوم باسم MY Cam - اختصارًا لـ MY Camelopardalis - وقد رُصد لأول مرة في السماء على بعد حوالي 13000 سنة ضوئية من الأرض قبل عقد من الزمان.

لكن حتى الآن ، اعتقد علماء الفلك أنهم كانوا ينظرون إلى نجم واحد ضخم ولامع للغاية. لكن وفقًا لاكتشافات علماء الفلك الإسبان ، نُشرت هذا الأسبوع في المجلة العلمية علم الفلك والفيزياء الفلكية، كاميرا MY Cam هي في الواقع نجمتان يدوران حول بعضهما البعض على مقربة شديدة لدرجة أن التصادم يبدو حتميًا.

وعندما يصطدم النجمان أخيرًا ببعضهما البعض ، يعتقد العلماء أنهما سوف يندمجان في نجم وحش وحشي جديد حقًا.

يُعتقد أن النجمين يبلغان من العمر حوالي 2 مليون سنة فقط - أطفال من حيث عمر الكون. نظرًا لأنه يُعتقد أن العديد من النجوم في المجرة قد تشكلت نتيجة اصطدام نجمين آخرين منذ ملايين وحتى مليارات السنين ، فإن المراقبة عن كثب على زوج النجوم الوحش هذا يمنح العلم أحد أفضل فرصه لمعرفة كيفية تشكل الكون في مراحله الأولى.

هذه الصورة من باب المجاملة ناشيونال جيوغرافيك، كيف يبدو نظام نجم أليكانتي ، موطن كاميرا MY ، في السماء عند ملاحظته من خلال مناظير عادية ، بدلاً من التلسكوب البالغ طوله 2.2 متر الذي يستخدمه علماء الفلك في مرصد كالار ألتو الإسباني.

وفقًا لفريق بقيادة Javier Lorenzo من جامعة Alicante ، فإن النجمين الأزرقين شديد الحرارة يستغرقان أكثر قليلاً من يوم واحد للدوران حول بعضهما البعض - بسرعة 621000 ميل في الساعة.

يقول فريق لورنزو إنه بهذا المعدل ، ستقترب النجوم أكثر فأكثر من بعضها البعض ، وسرعان ما تصطدم لتشكل نجمًا عملاقًا واحدًا يبلغ حجمه حوالي 60 ضعف حجم الشمس.

أفاد علماء الفلك أن الغلاف الجوي الخارجي للنجمين الوحشين على اتصال بالفعل.

بالطبع ، لأن البشر لم يشهدوا شيئًا مثل هذا الاندماج المحتمل لنجوم الوحش من قبل ، فلا أحد متأكد حقًا مما سيحدث عندما يحدث اندماج نجم الوحش بالفعل.


إذا اصطدم نجمان ، فما هو احتمال اندماجهما ليشكلا نجمًا واحدًا؟ - الفلك

هناك عدة احتمالات. إذا كانت سرعة الاصطدام أعلى من سرعة عتبة معينة ، على سبيل المثال حوالي 300 ميل في الثانية ، فسيتم نقل طاقة حركية كافية إلى الكتلتين بحيث تتبدد المادة النجمية في سحابة ضخمة من الغاز ، ولن تتجمع أبدًا في كتلة جديدة. نجمة.

إذا كانت السرعة بطيئة للغاية ، ستندمج النجوم في نجم جديد أكثر ضخامة. سيبدأ تطور النجم الجديد بنواة متجددة من الوقود الطازج لأن اندماج النجمين كان سيخلط وقودًا هيدروجينًا جديدًا في قلب النجم الجديد.

إذا كانت سرعة الاصطدام معتدلة وبعيدة عن المركز ، فإن النجوم ستدخل في مدار ضيق للغاية حول بعضها البعض ، وربما تتشارك في غلاف غازي مشترك. بمرور الوقت ، سوف يتصاعد النوى المنفصلان في بعضهما البعض ، وستترك مرة أخرى مع نجم واحد جديد ضخم. نظرًا لأن سرعة الهروب من الشمس تبلغ حوالي 1.3 مليون ميل في الساعة ، فهذا يساوي تقريبًا سرعة عتبة التأثير.

إذا اصطدم نجم أصغر ، مثل قزم أبيض أو نجم نيوتروني ، بنجم أكبر ، مثل عملاق أحمر ، فسيتم تفجير معظم الغلاف الخارجي للعملاق أثناء امتصاصه للصدمة. تصبح النتائج أكثر عنفًا عندما يصطدم نجمان أصغر. النجوم النيوترونية صغيرة جدًا وكثيفة. إذا وصل نجم نيوتروني إلى كتلة معينة ، فسوف ينفجر من الداخل ويشكل ثقبًا أسود. لذلك ، إذا اندمج نجمان نيوترونيان ولكن كتلتهما المشتركة أكبر من الحد الأقصى للكتلة التي يمكن أن يمتلكها نجم نيوتروني واحد ، فإنهما ينفجران في ثقب أسود. إذا كانت الظروف هي نفسها عندما يصطدم نجمان قزمان أبيضان ، فسوف ينفجران إلى نجم نيوتروني.

يقوم فريق من علماء الفلك بعمل تنبؤ جريء: في عام 2022 ، سوف يندمج زوج من النجوم وينفجر في عام 2022 ، ليصبح أحد ألمع الأجسام في السماء لفترة قصيرة. من المعروف أنه من الصعب التنبؤ بموعد حدوث مثل هذه الكوارث النجمية ، لكن هذا الزوج الثنائي منخرط في رقصة الموت الموثقة جيدًا والتي ستصل حتماً إلى ذروتها في السنوات القليلة المقبلة ، كما يقولون. بدأ الباحثون في دراسة الزوج ، المعروف باسم KIC 9832227 ، في عام 2013 قبل أن يتأكدوا مما إذا كان في الواقع نجمًا ثنائيًا أم نابضًا. ووجدوا أن سرعة المدار كانت تزداد سرعة وأسرع تدريجيًا ، مما يعني أن النجوم تقترب من بعضها البعض. الزوجان قريبان جدًا ، في الواقع ، يتشاركون في جو (انظر نسخة الفنانين من هذا أعلاه: ESO / L. Cal ada). ذكّر سلوك KIC 9832227 الباحثين بزوج ثنائي آخر ، V1309 Scorpii ، والذي كان له أيضًا غلاف جوي مدمج ، كان يدور بشكل أسرع وأسرع ، وانفجر بشكل غير متوقع في عام 2008. الآن ، بعد عامين من الدراسة الدقيقة لتأكيد الدوران المتسارع و التخلص من التفسيرات البديلة ، توقع الفريق في عام 2017 أن ينفجر الزوج على أنه انفجار نوفا أحمر ناجم عن اندماج ثنائي في غضون 5 سنوات تقريبًا.


أين تنظر؟

قد يصطدم نجمان ويضيءان سماء الليل في عام 2022: كوكبة الدجاجة كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة ، والصليب الشمالي في المنتصف. يظهر KIC 9832227 بدائرة حمراء (يتماشى تقريبًا مع النجوم الثلاثة في العارضة). إذا وصل إلى الدرجة الثانية في حالة اندلاع كما هو متوقع ، فسيكون ساطعًا كما هو.

ما هو الخطر على الأرض؟

لا توجد مخاطر على Earth بعد دمج KIC 9832227.

ليس هذا هو الحال بالنسبة للاندماج القادم ، ولكن إذا كانت النجوم المتصادمة ضخمة بدرجة كافية ، بعد الحدث ، فمن المتوقع أن تندمج لتصبح نجمًا واحدًا عملاقًا أو لتشكيل ثقب أسود ثنائي. هذا الأخير سينتج نجمًا سريع الدوران وربما نجمًا مغناطيسيًا. في ورقة بحثية نُشرت في The Astronomical Journal of The American Astronomical Society ، يشرح العالم الرئيسي Hugues Sana: "إذا استمرت في الدوران السريع ، فقد تنهي حياتها في واحدة من أكثر الانفجارات نشاطًا في الكون ، والمعروفة باسم انفجار أشعة غاما طويل الأمد."

تعتبر انفجارات أشعة جاما (GRB) أحداثًا خطيرة للغاية. ستؤدي GRB في غضون بضع فرسخ فلكي ، مع طاقتها الموجهة نحو الأرض ، إلى إتلاف الحياة في الغالب عن طريق رفع مستويات الأشعة فوق البنفسجية أثناء الانفجار نفسه ولعدة سنوات بعد ذلك. ربما كانت أحداث الانقراض الأوردوفيشي-السيلوري الرئيسية قبل 450 مليون سنة (ثاني أو ثالث أكبر أحداث الانقراض الخمسة الرئيسية في تاريخ الأرض من حيث النسبة المئوية للأجناس المنقرضة) ناجمة عن GRB.

لكن لحسن حظنا ، نحن نعيش في الضواحي "المملة" لمجرة درب التبانة. هنا ، المسافات بين النجوم شاسعة لدرجة أن الاصطدامات نادرة بشكل لا يصدق. هناك أماكن في مجرة ​​درب التبانة حيث تزدحم النجوم بشكل أكثر كثافة ، مثل العناقيد الكروية ، ويمكننا أن نلاحظ آثار هذه الاصطدامات.


إذا اصطدم نجمان ، فما هو احتمال اندماجهما ليشكلا نجمًا واحدًا؟ - الفلك

ماذا سيحدث إذا اصطدمت مجرتان؟ هل هو ممكن؟

من الشائع جدًا أن تصطدم المجرات وتتفاعل مع المجرات الأخرى. في الواقع ، يُعتقد الآن أن التصادمات والاندماجات بين المجرات هي أحد العناصر الرئيسية التي تحرك تطورها مع مرور الوقت. ربما كان لمعظم المجرات تفاعلات مع مجرات أخرى منذ وقت تشكلها.

تتكون المجرة من حوالي 100 مليار نجم. لذلك قد تعتقد أنه في حالة الاصطدام بين مجرتين ، سيكون هناك تصادمات لا حصر لها بين تلك النجوم ، أليس كذلك؟ الحقيقة هي أنه في مثل هذا التصادم ، فإن احتمال اصطدام نجمين يساوي صفرًا تقريبًا. وذلك لأنه على الرغم من وجود عدد كبير جدًا من النجوم في المجرات ، فإن كثافة النجوم ليست كبيرة جدًا نظرًا لأن المجرات كبيرة للغاية . بمعنى آخر ، أحجام النجوم صغيرة جدًا مقارنة بمتوسط ​​المسافة بينها. هذا يعني أنه إذا كانت المجرات مكونة من نجوم فقط ، وأن اثنتين منهم ستصطدمان برأسهما ، فسيمرون أحدهما عبر الآخر دون أن يتأثروا كثيرًا!

لكن هذا ليس ما نلاحظه عندما ننظر إلى تفاعل المجرات. والسبب أن الفراغ بين النجوم في المجرات ليس فارغًا: إنه مليء بالغاز والغبار. سوف تتفاعل هذه المواد عندما تصطدم المجرات. يمكن أن تتفاعل الجاذبية ، يمكن للمجرات سحب المواد في المجرات الأخرى وتعطيل أشكالها. هناك أيضًا احتكاك بين الغاز في المجرات المتصادمة ، مما يتسبب في حدوث موجات صدمة يمكن أن تؤدي إلى تشكل بعض النجوم في المجرات.

يمكن أن تؤثر هذه العمليات بشكل جذري على المجرات. على سبيل المثال ، يمكن أن تندمج مجرتان حلزونيتان لتشكيل مجرة ​​إهليلجية. ألق نظرة على سلسلة الصور أدناه والتي ترشدك خلال هذا الدمج. كن حذرًا بشأن تفسيرك لمثل هذه الصور! نظرًا لأن المجرات التي تصطدم ببعضها البعض ستستغرق ملايين السنين لتندمج (وهو سريع جدًا على مقياس الوقت الفلكي!) ، لا يمكننا مراقبة تطورها. عندما نلتقط مجرتين في عملية الدمج ، يمكننا فقط الحصول على لقطة من خطوة واحدة في تفاعلهما. من أجل إنتاج سلسلة من الصور التي تُظهر التطور ، علينا أن نلاحظ العديد من أزواج المجرات المتشابهة في نقاط مختلفة من تاريخ اندماجها ، ثم نلعب لعبة وضع هذه الصور في تسلسل زمني. في الصورة أدناه ، أنت في الواقع تنظر إلى 8 أزواج مختلفة من المجرات ، موضوعة في تسلسل يوضح لك الخطوات المختلفة في عملية الدمج. هذه التسلسلات متماسكة مما نحصل عليه من محاكاة الكمبيوتر (ألق نظرة على هذا على سبيل المثال).

تنسب إليه: آندي ريد ، تريفور بونمان ، إيوان أوسوليفان ، مجموعة علم الفلك خارج المجرة ، جامعة برمنغهام.

الصور التي أشرت إليها حتى الآن تمثل سيناريو واحد: مجرتان حلزونيتان متشابهتان تندمجان في مجرتين إهليلجية واحدة. هناك سيناريوهات أخرى تعتمد على كتل المجرات ، ولكن بشكل أساسي عندما تصطدم مجرتان من نفس الكتلة تصبحان مجرة ​​بيضاوية كبيرة. عندما تصادف مجرة ​​ضخمة مجرة ​​أصغر حجمًا ، تكون تأثيرات الاندماج أصغر ويمكن للمجرة الضخمة أن تحافظ على شكلها.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 يونيو 2015

عن المؤلف

اميلي ساينتونج

تعمل أميلي على طرق لاكتشاف إشارات المجرات من خرائط الراديو.


أدى تحطم النجوم النيوترونية القديمة إلى إنتاج ما يكفي من الذهب واليورانيوم لملء محيطات الأرض

توصلت دراسة جديدة إلى أن ما يكفي من الذهب واليورانيوم وعناصر ثقيلة أخرى متساوية في الكتلة لجميع محيطات الأرض من المحتمل أن تكون قد وصلت إلى النظام الشمسي من اصطدام نجمين نيوترونيين قبل مليارات السنين.

إذا حدث نفس الحدث اليوم ، فإن الضوء من الانفجار سوف يتفوق على سماء الليل بأكملها ، ومن المحتمل أن يكون كارثيًا للحياة على الأرض ، وفقًا للباحثين في الدراسة الجديدة.

أشارت النتائج الحديثة إلى أن الكثير من الذهب والعناصر الأخرى الأثقل من الحديد في الجدول الدوري قد ولدت في أعقاب الكارثة. اصطدام النجوم النيوترونية، وهي النوى فائقة الكثافة للنجوم التي خلفتها انفجارات المستعر الأعظم.

قال المؤلف الرئيسي للدراسة إيمري بارتوس ، عالم الفيزياء الفلكية في جامعة فلوريدا ، غينزفيل ، "أول اندماج نجمي نيوتروني تم اكتشافه مباشرة حدث على بعد 130 مليون سنة ضوئية ، والتي قد تبدو وكأنها مسافة كبيرة ، لكنها كانت أقرب بكثير مما كان متوقعًا". موقع Space.com. "هذا جعلني وزملائي يفكرون في مدى قربنا من مثل هذه الأحداث. هل يمكن أن تحدث بالقرب من النظام الشمسي؟"

قام الباحثون بتحليل البيانات السابقة من النيازك القديمة التي تعود أصولها إلى النظام الشمسي المبكر ، والذي تشكل قبل حوالي 4.6 مليار سنة. ركزوا على آثار النظائر المشعة المتبقية في النيازك والتي من المحتمل أن ينتج عنها اصطدام نجم نيوتروني. (تحتوي نظائر العنصر على أعداد مختلفة من النيوترونات عن بعضها البعض).

هذا النوع من النظائر المشعة قصيرة العمر نسبيًا التي كان من الممكن أن يولدها اندماج نجم نيوتروني لم يعد موجودًا في النظام الشمسي. ومع ذلك ، استنتج العمل السابق المنتجات الثانوية التي كانت ستنتج بعد تحلل تلك النظائر بمرور الوقت. قام العلماء بتحليل وفرة هذه المنتجات الثانوية في النيازك القديمة من أجل استنتاج متى تم إنشاؤها ، وبالتالي متى قد تكون نظائرها الأصلية قد دخلت النظام الشمسي. كما طوروا نماذج حاسوبية لمجرة درب التبانة لمعرفة مكان حدوث اصطدام نجم نيوتروني لبذر النظام الشمسي بهذه النظائر.

وجد الباحثون أن كمية هائلة من العناصر الثقيلة في النظام الشمسي نشأت على الأرجح من اصطدام نجم نيوتروني واحد حدث قبل حوالي 80 مليون سنة من ولادة النظام الشمسي. استنادًا إلى كمية المواد من هذا الاندماج التي نجحت في جعلها هنا ، اقترحوا أن هذا الاندماج حدث على بعد حوالي 1000 سنة ضوئية من سحابة الغاز والغبار التي شكلت في النهاية النظام الشمسي. (بالمقارنة ، يبلغ قطر مجرة ​​درب التبانة حوالي 100000 سنة ضوئية).

قال بارتوس: "لم نتوقع أن يسهم حدث واحد في معظم العناصر الثقيلة الموجودة في النظام الشمسي المبكر".

هذا الاندماج القديم للنجوم النيوترونية كان سيبذر النظام الشمسي بحوالي 1.1 مليار طن (1 مليار طن متري) من هذه العناصر الثقيلة ، بحيث "في كل منا ، سنجد رمشًا بقيمة هذه العناصر ، غالبًا في شكل اليود الضروري للحياة "بارتوس قال في بيان.

يمكن لظواهر أخرى أن تولد عناصر أثقل من الحديد في الجدول الدوري ، مثل الانفجارات النجمية المعروفة باسم المستعرات الأعظمية. وقال بارتوس إن هذه العناصر ستولد أنماطًا مختلفة من العناصر عما شوهد في النيازك القديمة.

إذا حدث هذا الاندماج بين النجوم النيوترونية اليوم على نفس المسافة من الأرض ، وجد الباحثون قال بارتوس إنه على الأقل "سيكون أكثر سطوعًا من سماء الليل كلها مجتمعة و [مدش] مشرقة مثل قمر الهلال ، محصورًا في نقطة واحدة". "سيكون ساطعًا بما يكفي لرؤيته خلال النهار ، أكثر سطوعًا من أي شيء سوى الشمس. كان سيستمر حوالي أسبوع."

ومع ذلك ، إذا كان من سوء حظ الأرض أن تواجه أيًا من قطبي الثقب الأسود الناتج عن تصادم النجوم النيوترونية ، فسيكون ذلك بمثابة كارثة. بعد فترة وجيزة من حدوث الاندماج ، اندلع انفجار عملاق يعرف باسم انفجار أشعة جاما من أقطاب الثقب الأسود الوليد. وقال بارتوس على الرغم من أن انفجار أشعة جاما سيستمر لثانية واحدة فقط ، فإن "انفجار أشعة جاما سيصدر طاقة أكثر مما ستشع به الشمس خلال عمرها كله".

إذا ضربت أشعة جاما الناتجة عن مثل هذا الانفجار الأرض ، فسوف يمتصها الغلاف الجوي العلوي ، مما ينتج عنه أشعة فوق بنفسجية. وقال بارتوس "انفجار قريب من أشعة جاما سينتج عنه انقراض جماعي". "لحسن الحظ ، لا تحدث عمليات اندماج النجوم النيوترونية إلا كل 100000 عام تقريبًا في مجرة ​​درب التبانة ، وتحدث الاندماجات التي تحدث بالقرب منك في كثير من الأحيان ، لذا فنحن لسنا في خطر مباشر بأي شكل من الأشكال.

قال بارتوس إن العلماء يريدون الآن التحقيق في عدد المرات التي حدثت فيها اندماجات النجوم النيوترونية في الماضي في مجرة ​​درب التبانة "وفهم كيف أثرت على تطور المجرة".

شرح بارتوس وزميله زابولكس ماركا في جامعة كولومبيا بنيويورك بالتفصيل النتائج التي توصلوا إليها على الإنترنت 1 مايو في مجلة الطبيعة.


إذا اصطدم نجمان ، فما هو احتمال اندماجهما ليشكلا نجمًا واحدًا؟ - الفلك

ماذا سيحدث إذا اصطدمت مجرتان؟ هل هو ممكن؟

من الشائع جدًا أن تصطدم المجرات وتتفاعل مع المجرات الأخرى. في الواقع ، يُعتقد الآن أن التصادمات والاندماجات بين المجرات هي أحد العناصر الرئيسية التي تحرك تطورها مع مرور الوقت. ربما كان لمعظم المجرات تفاعلات مع مجرات أخرى منذ وقت تشكلها.

تتكون المجرة من حوالي 100 مليار نجم. لذا قد تعتقد أنه في حالة الاصطدام بين مجرتين ، سيكون هناك تصادمات لا حصر لها بين تلك النجوم ، أليس كذلك؟ الحقيقة هي أنه في مثل هذا التصادم ، فإن احتمال اصطدام نجمين يساوي صفرًا تقريبًا. وذلك لأنه على الرغم من وجود عدد كبير جدًا من النجوم في المجرات ، فإن كثافة النجوم ليست كبيرة جدًا نظرًا لأن المجرات كبيرة للغاية . بمعنى آخر ، أحجام النجوم صغيرة جدًا مقارنة بمتوسط ​​المسافة بينها. هذا يعني أنه إذا كانت المجرات مكونة من نجوم فقط ، وأن اثنتين منهم ستصطدمان برأسهما ، فسيمرون أحدهما عبر الآخر دون أن يتأثروا كثيرًا!

لكن هذا ليس ما نلاحظه عندما ننظر إلى تفاعل المجرات. والسبب أن الفراغ بين النجوم في المجرات ليس فارغًا: إنه مليء بالغاز والغبار. سوف تتفاعل هذه المادة عندما تصطدم المجرات. يمكن أن تتفاعل الجاذبية ، يمكن للمجرات سحب المواد في المجرات الأخرى وتعطيل أشكالها. هناك أيضًا احتكاك بين الغاز في المجرات المتصادمة ، مما يتسبب في موجات الصدمة التي يمكن أن تؤدي إلى تشكل بعض النجوم في المجرات.

يمكن أن تؤثر هذه العمليات بشكل جذري على المجرات. على سبيل المثال ، يمكن أن تندمج مجرتان حلزونيتان لتشكيل مجرة ​​إهليلجية. ألق نظرة على سلسلة الصور أدناه والتي ترشدك خلال هذا الدمج. كن حذرًا بشأن تفسيرك لمثل هذه الصور! نظرًا لأن المجرات التي تصطدم ببعضها البعض ستستغرق ملايين السنين لتندمج (وهو سريع جدًا على مقياس الوقت الفلكي!) ، لا يمكننا مراقبة تطورها. عندما نلتقط مجرتين في عملية الدمج ، يمكننا فقط الحصول على لقطة من خطوة واحدة في تفاعلهما. من أجل إنتاج سلسلة من الصور التي تُظهر التطور ، علينا أن نلاحظ العديد من أزواج المجرات المتشابهة في نقاط مختلفة من تاريخ اندماجها ، ثم نلعب لعبة وضع هذه الصور في تسلسل زمني. في الصورة أدناه ، أنت في الواقع تنظر إلى 8 أزواج مختلفة من المجرات ، موضوعة في تسلسل يوضح لك الخطوات المختلفة في عملية الدمج. هذه التسلسلات متماسكة مما نحصل عليه من محاكاة الكمبيوتر (ألق نظرة على هذا على سبيل المثال).

تنسب إليه: آندي ريد ، تريفور بونمان ، إيوان أوسوليفان ، مجموعة علم الفلك خارج المجرة ، جامعة برمنغهام.

الصور التي أشرت إليها حتى الآن تمثل سيناريو واحد: مجرتان حلزونيتان متشابهتان تندمجان في مجرتين بيضاويتين. هناك سيناريوهات أخرى تعتمد على كتل المجرات ، ولكن بشكل أساسي عندما تصطدم مجرتان من نفس الكتلة تصبحان مجرة ​​بيضاوية كبيرة. عندما تصادف مجرة ​​ضخمة مجرة ​​أصغر حجمًا ، تكون تأثيرات الاندماج أصغر ويمكن للمجرة الضخمة أن تحافظ على شكلها.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 يونيو 2015

عن المؤلف

اميلي ساينتونج

تعمل أميلي على طرق لاكتشاف إشارات المجرات من خرائط الراديو.


شاهد الفيديو: كيف يندمج نجمين نيوترونيين #نجمنيوتروني #سوبرنوفا (أغسطس 2022).