الفلك

ما هو الحد الأدنى لحجم كرة غاز لتصبح نجماً؟

ما هو الحد الأدنى لحجم كرة غاز لتصبح نجماً؟


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.

أعلم أن هناك معيارين يجب استيفاؤهما من أجل حدوث الاندماج النووي.

  • ارتفاع في درجة الحرارة (درجات الحرارة عدة مرات في قلب الشمس)
  • ضغط مرتفع (البروتونات قريبة جدًا من بعضها البعض)

[هدف]

ومع ذلك ، أريد أن أعرف ما هي المعادلات التي تسمح لي بحساب كمية غاز الهيدروجين اللازمة بحيث يمكن للضغط الداخلي أن ينتج الكمية المناسبة من الحرارة لحدوث الاندماج النووي.

[تفاهماتي]

أفهم أيضًا أن درجة حرارة قلب شمسنا ليست كافية للتغلب على حاجز كولوم ، فهي تستخدم النفق الكمومي لتحقيق الاندماج بدلاً من ذلك.

[سؤال]

ما هو الحد الأدنى من غاز الهيدروجين المطلوب لتكوين نجم؟ (يرجى أيضًا تضمين اسم المعادلة المستخدمة)

[الافتراضات]

  • الشكل كروي تمامًا
  • لا سرعة زاوية ، لا تدور
  • متجانس ، ويتكون من 95٪ هيدروجين و 5٪ هيليوم
  • الحفاظ على الاندماج لمدة مليون سنة على الأقل

قدم جيمس جينز اقتراحًا بالحد الأدنى من كتلة سحابة الغاز قبل الانهيار لتصبح نجمًا. وبسبب هذا ، أطلق عليه اسم كتلة الجينز. يتم حسابها على أنها $$ M = frac {4 pi} {3} rho R ^ 3 $$ حيث $ rho $ كثافة و $ R $ نصف قطر السحابة - نصف طول الجينز ، التي تعتمد على سرعة الصوت وكثافة السحابة. كان يعتقد في الأصل أن أي كتلة فوق كتلة الجينز لن تكون في حالة توازن هيدروستاتيكي ، وسوف تنهار.

لكن جينز لم يدرك أن أي مناطق في الخارج هذا الشعاع أيضا انهيار. لذلك كانت حججه معيبة ، على الرغم من أنها لا تزال سليمة في العديد من التطبيقات.


لا توجد معادلة ، فأنت بحاجة إلى نموذج مفصل للفيزياء الداخلية للنجوم منخفضة الكتلة للغاية. جدا تقريبًا ، يمكنك القول أن اندماج الهيدروجين يحدث عندما تتجاوز درجة الحرارة المركزية حوالي $ 10 ^ {7} K $ (اعتماد الكثافة ثانوي) وأنه من النظرية الفيروسية ، تُعطى درجة الحرارة المركزية تقريبًا بـ $ T simeq 1.6 ضرب 10 ^ {7} M / R $ ، حيث الكتلة ونصف القطر بالوحدات الشمسية. يتناقص $ M / R $ ببطء أسفل التسلسل الرئيسي نحو النجوم ذات الكتلة الأقل ، ولكن ما يحدث بعد ذلك هو أن ضغط انحلال الإلكترون يصبح مهمًا وأن الأجسام الأقل كتلة لا تصبح أصغر بكثير من حجم المشتري ، وبالتالي تنخفض واندماج $ M / R $ يتوقف - أو بالأحرى لا يبدأ أبدًا.

بالتفصيل ، يبلغ الحد الأدنى لكتلة اندماج الهيدروجين بطريقة قادرة على الحفاظ على توازن نجم ضد تقلص الجاذبية حوالي 0.075 مليون دولار _ { odot} دولار. مع عدم التيقن من حوالي 0.002 مليون دولار _ { odot} دولار.

إنه أكثر تعقيدًا من ذلك بقليل ، لأنه في درجات الحرارة الداخلية المنخفضة يمكن أن يندمج الديوتيريوم في النجم. سيحدث هذا خلال الحياة المبكرة لأي كرة غاز أكبر حجمًا من حوالي 13 كتلة من كوكب المشتري.

افتراضاتك حول الوفرة النسبية H وهو خاطئة تمامًا. حتى في بدايات الكون ، كان حجم الغاز هو $ sim 25 $٪ He بالكتلة.


قد تكون النجوم النيوترونية أكبر قليلاً مما كان يعتقد سابقًا

إنه لأمر غريب بعض الشيء كيف يرتبط الصغير جدًا بالكبير جدًا في كوننا. في مستوى ما يكون هذا منطقيًا ، نظرًا لأن كل شيء مصنوع من جسيمات دون ذرية ، ولكن بشكل عام ، فإن تفاصيل هذه الجسيمات مهمة فقط على المقاييس الصغيرة للغاية على المقاييس البشرية ، حيث تلعب المزيد من القوانين الفيزيائية الكبيرة وتهيمن.

يقوم نجم نيوتروني دوار ذو مجال مغناطيسي قوي بضرب الجسيمات دون الذرية حوله. رصيد العمل الفني: NASA / Swift / Aurore Simonnet ، جامعة ولاية سونوما

المزيد من علم الفلك السيئ

يتم تعريف ذرة الرصاص ، مثلها مثل جميع العناصر ، من خلال عدد البروتونات الموجبة الشحنة في نواتها: 82. ولكنها تحتوي أيضًا على نيوترونات غير مشحونة في نواتها أيضًا ، ويمكن أن يتغير هذا العدد. تحتوي ذرات الرصاص الأكثر شيوعًا على 124 و 125 و 126 نيوترونًا. تسمى هذه الأنواع بالنظائر ، ويتم إعطاؤها عددًا يشير إلى العدد الإجمالي للبروتونات بالإضافة إلى النيوترونات فيها ، لذلك تسمى هذه النظائر أعلاه الرصاص 206 ، الرصاص 207 ، والرصاص 208 (أحيانًا يُختصر بالرمز لـ الذرة والرقم على هيئة حرف مرتفع ، مثل 207 Pb).

يهتم العلماء كثيرًا بكيفية ترتيب هذه الجسيمات في النواة. على سبيل المثال ، يحتوي الرصاص 208 على 126 نيوترونًا ، ويتم خلط العديد منها مع البروتونات في النواة. لكن بقي القليل منها ، مكونًا "قشرة" من النيوترونات حول النواة مثل طلاء الشوكولاتة في الحلوى فوق مزيج من الشوكولاتة والمكسرات.

يمكن للعلماء أن يسبروا نوى الذرات عن طريق ضربها بحزم من الإلكترونات المتناثرة من البروتونات في النواة مثل BBs المسقطة على كرة فولاذية. يمكن قياس سماكة وكثافة البروتونات في النواة بهذه الطريقة.

من الصعب قياس النيوترونات ، لأن النيوترونات لا تتفاعل جيدًا مع الإلكترونات. ومع ذلك ، مع الاستفادة من بعض قواعد ميكانيكا الكم ، تمكن العلماء من استخدام شعاع إلكتروني لقياس سماكة جلد النيوترونات في نواة الرصاص 208 بدقة أكبر عن السابق. التفاصيل معقدة بشكل خيالي - إنها ميكانيكا الكم التجريبية ، بعد كل شيء - لكن ما وجدوه هو أن الجلد النيوتروني حول نواة الرصاص يبلغ 0.283 ± 0.071 فيمتومتر. مقياس فيمتومتر هو واحد كوادريليون من المتر ، أو إذا كنت تفضل ذلك تريليون من المليمتر.

هذا يعني أن الجلد النيوتروني المحيط بالنواة يبلغ سمكه 0.283 تريليون جزء من المليمتر ، أو 0.000000000000283 ملم. هذا جلد رقيق.

لاحظ أن نسبة اللايقين (± .071) تبلغ حوالي 25٪ من السماكة ، وهي نسبة كبيرة ، لكنها أفضل بكثير من المحاولات السابقة. الحقيقة المهمة هنا هي أن هذا القياس الجديد أكبر بكثير من القياسات السابقة (مما جعله أقرب إلى 0.15 فيمتومتر).

حسنًا ، تشكل النيوترونات الموجودة في نواة الرصاص جلدًا أكثر سمكًا مما كان يُعتقد. وماذا في ذلك؟

النجوم النيوترونية هي بقايا نوى فائقة الكثافة لنجوم ضخمة بعد أن تنفجر الطبقات الخارجية في مستعر أعظم. بينما ينفجر هذا الغاز بسرعة عالية ، ينهار قلب النجم. أصبحت الفيزياء التفصيلية معقدة مرة أخرى ، لكن البروتونات والإلكترونات (ومضادات النيترينو ، إذا كنت ترغب في تجربة ذلك في المنزل وتحتاج إلى قائمة المكونات) تحطم معًا لتصبح نيوترونات. ما تبقى هو كرة كثيفة بشدة النيوترونيوم، سائل مصنوع من النيوترونات بكثافة تزيد عن 100 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب. هذا يشبه أخذ كومة ضخمة مصنوعة من جميع السيارات في الولايات المتحدة وسحقها إلى حجم قالب واحد سداسي الجوانب.

إذن أجل. كثيف.

تتكون النجوم النيوترونية من نيوترونات ، ويمكن اعتبارها بمعنى ما نوى ذرية عملاقة. وهنا يأتي دور الأرقام الجديدة. إذا كانت النيوترونات تتصرف بشكل مختلف عما كان يعتقد قبل ذلك ، فهذا يعني أن النجوم النيوترونية تفعل ذلك أيضًا. يستخدم العمل الجديد المعادلات التي تحكم كيفية تصرف النيوترونات لإظهار أن النجوم النيوترونية أكبر مما كان يعتقد من قبل. بينما كان يُعتقد أنها قد تكون من 20 إلى 24 كيلومترًا - تقريبًا بحجم مدينة محترمة - قد تكون في الواقع أكثر من 26 إلى 29 كيلومترًا - تقريبًا بحجم مدينة أكبر قليلاً.

النجم النيوتروني صغير وكثيف بشكل لا يصدق ، يحزم كتلة الشمس في كرة على بعد بضعة كيلومترات فقط. يصور هذا العمل الفني صورة مقارنة بمانهاتن. الائتمان: مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا

قد يبدو هذا الاختلاف صغيرا ، لكن له آثار. تمتلك النجوم النيوترونية مجالات مغناطيسية قوية ويمكنها الدوران بسرعة. نسمي هذه النجوم النابضة ، ويمكنها إصدار كميات هائلة من الطاقة ، تكفي لرصدها عبر مسافات بين المجرات ، على سبيل المثال ، وتسخين حطام المستعر الأعظم المتوسع ، مما يؤدي إلى تسريعها.

نوع آخر من النجوم النيوترونية يسمى النجم المغناطيسي ، حيث يكون المجال المغناطيسي أقوى بكثير ، مثل قوة الكوادريليون ضعف قوة الأرض. يمكن أن تحدث في بعض الأحيان انفجارات ضخمة بشكل مذهل للغاية في عام 2004 ، وانفجار واحد من هذا القبيل من نجم مغناطيسي يبعد نصف المجرة عنا اجتاح كوكبنا و أثرت جسديًا على غلافنا الجوي.

أيضًا ، قد تصطدم النجوم النيوترونية بكمية كبيرة من العناصر في الكون ، مثل السترونتيوم والبلوتونيوم وحتى البلاتين والفضة والذهب.

لذا فإن الطريقة التي تتصرف بها النجوم النيوترونية مهمة إلى حد ما لعلم الفلك. يمكن أن تؤثر على مجرات بأكملها ، وبالتأكيد على حضاراتنا هنا على الأرض.

هم 40 كوينتيليون - 40 مليون تريليون - أكبر بمرات من نواة رصاص واحدة ، لكن ما تعلمناه عن النيوترونات من تلك النواة يؤثر بعمق على ما نعرفه عن النجوم النيوترونية على مقياس أكبر بشكل لا يمكن تصوره تقريبًا.


الأقزام البنية مقابل النجوم: ما الذي يجعل النجم نجمًا؟

بقلم: Summer Ash 15 يونيو 2017 0

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

في أي نقطة تشتعل كتلة من الغاز وتتحول إلى نجم؟ لدى علماء الفلك الآن إجابة على ما الذي يصنع نجمًا - وما الذي يصنع قزمًا بنيًا.

رسم توضيحي لقزم بني.
دوغلاس بيرس برايس ، مركز علم الفلك المشترك ، هاواي

عندما تخرج ليلاً وتنظر إلى السماء ، بغض النظر عما إذا كنت في مدينة مشرقة أو في الريف المظلم ، فهناك الكثير مما تراه العين. لكل 100 نجم تراه ، يعتقد علماء الفلك أنه يمكن أن يكون هناك عشرات من "النجوم الفاشلة" - المعروفة أيضًا باسم الأقزام البنية - التي لا تراها.

كان الخط الفاصل بين النجوم وأبناء عمومتها الأكثر برودة سؤالًا مفتوحًا في علم الفلك لبعض الوقت ، وظل في الغالب في مجال النظرية والمحاكاة. في الاجتماع 230 للاجتماع الفلكي الأمريكي في أوستن ، تكساس ، أعلن زوجان من الباحثين أن لديهما إجابة - لا تستند إلى محاكاة الكمبيوتر ولكن على الملاحظات الحقيقية. ستظهر الدراسة في سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية (النص الكامل هنا).

على الرغم من أن الأقزام البنية غالبًا ما يطلق عليها اسم "النجوم الفاشلة" ، إلا أن الاسم هو تسمية خاطئة نوعًا ما: لم يتم تحديد هذه الأشياء أبدًا لتصبح نجومًا في المقام الأول. تولد النجوم عندما تبرد جيوب كبيرة من الغاز والغبار وتنهار على نفسها. ولكن إذا كانت كمية الغاز والغبار أقل من الكمية الحرجة ، فلن يكون الجسم الناتج ساخنًا أو كثيفًا بدرجة كافية لإشعال اندماج الهيدروجين. هذه الأقزام البنية أكثر برودة من النجوم الأقل كتلة التي نعرفها ولكنها لا تزال ساخنة بدرجة كافية لتشع عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء.

حتى الأقزام البنية القريبة خافتة جدًا ، ولم يتم اكتشافها كصفقة حتى عام 1994 ، ولا يزال تعتيمها يجعل من الصعب دراستها. لهذا السبب ، حتى وقت قريب ، تم قياس كتلة عدد قليل فقط من الأقزام البنية. شرع ترينت دوبوي (جامعة تكساس في أوستن) ومايكل ليو (جامعة هاواي) في تغيير ذلك.

تحديد النجومية

تم تصوير ثنائي القزم البني باستخدام نظام البصريات التكيفية لموجه الليزر (LGS) على تلسكوب Keck II.
مايكل ليو / جامعة. هاواي

منذ ما يقرب من عقد من الزمان ، بدأ دوبوي وليو في مراقبة مدارات 31 نظامًا ثنائيًا منخفض الكتلة ، كل ذلك في نطاق 130 سنة ضوئية من الأرض. يتكون كل زوج من اثنين من الأقزام البنية أو النجوم ذات الكتلة المنخفضة للغاية - وبعبارة أخرى ، أجسام على جانبي الخط المحدد للنجومية. يحدد لون الكائن فئته (قزم بني أو نجم حسن النية).

من خلال قياس فترة وحجم المدار المتبادل لكل زوج ، يمكن لعلماء الفلك حساب كتلة كل جسم. استهدف الباحثون أنظمة قريبة بما يكفي من بعضها بحيث تكمل أكثر من ثلث مداراتها بين عامي 2008 و 2010 ، وهو مطلب لضمان قياسات دقيقة للمعلمات المدارية للأنظمة.

نظرًا لأن النجوم القزمة صغيرة جدًا وخافتة ، فقد استخدم دوبوي وليو اثنين من أقوى التلسكوبات المتاحة: مرصد كيك الأرضي وتلسكوب هابل الفضائي. من خلال مراقبة كل ثنائي باستخدام كلا التلسكوبين ، قاموا بتثبيت مواضع الجسم بالإضافة إلى حركاتهم عبر الفضاء. ثم استخدموا تلسكوب كندا-فرنسا-هاواي لالتقاط صور بمجال رؤية أوسع ، حتى يتمكنوا من تحديد مركز الكتلة الذي يدور حوله كل نظام. أسفرت مجموعة بياناتهم النهائية ، الموضحة أدناه ، عن كتل لـ 38 من الأقزام البنية - مما أدى إلى زيادة عدد الأقزام البنية ذات الكتل المعروفة بترتيب من حيث الحجم.


تُظهر هذه الرسوم المتحركة العديد من الثنائيات من دراسة دوبوي وليو ، كل منها يدور حول مركز كتلته (مميزة بعلامة "x"). يتم عرض كل ثنائي تقريبًا في مكان وجوده في سماء الليل ، ويشير لونه إلى درجات حرارة سطحه (من الأكثر دفئًا إلى أبرد: ذهبي أو أحمر أو أرجواني أو أزرق). صورة الخلفية عبارة عن خريطة للسماء بأكملها مرئية من هاواي وصورة ظلية لماونا كيا (موطن مرصد كيك وتلسكوب كندا-فرنسا-هاواي ، حيث أجريت هذه الدراسة على مدار العقد الماضي). الأحجام الفعلية لهذه المدارات في السماء صغيرة جدًا (حوالي واحد من المليار من المساحة التي تغطيها كل "س") ، لكن أحجام المدار الموضحة في الرسوم المتحركة دقيقة بالنسبة لبعضها البعض. الرسوم المتحركة أيضًا سريعة التقديم للغاية ، كل ثانية تقابل عامين تقريبًا من الوقت الفعلي.

بناءً على هذه الكتل ، قرر دوبوي وليو أن الكرة الغازية يجب أن تحتوي على ما لا يقل عن 70 ضعف كتلة المشتري لإشعال الاندماج النووي وولادة نجم. أي شيء أقل من ذلك سينتج كائنًا مقدرًا إلى حالة القزم البني. كلما انخفضت الكتلة ، انخفضت درجة حرارة الجسم ، ووفقًا لدوبوي وليو ، فإن الأجسام في هذه العينة ذات درجة حرارة سطح أبرد من حوالي 1600 كلفن (2400 درجة فهرنهايت) كانت جميعها أقزام بنية.

تتطابق اكتشافات دوبوي وليو مع ما هو متوقع من النماذج النظرية ، وهي مثال مثير لقدرتنا على البدء في استكشاف مسألة ما الذي يجعل النجم نجمًا.


فقاعة الغاز تشبه المذنب العملاق

تتدفق كرة من الغاز أكبر من مليار شمس مثل مذنب هائل عبر باطن عنقود مجري بعيد.

قال علماء الفلك اليوم إن المادة المظلمة الغامضة تتماسك الهيكل الهائل ، لكنها تتفكك باستمرار وتصبح وقودًا لنجوم جديدة.

قال عضو فريق الدراسة ألكسيس فينوجينوف من جامعة ماريلاند ، مقاطعة بالتيمور: "من المحتمل أن يكون هذا لبنة بناء ضخمة يتم تسليمها إلى واحدة من أكبر تجمعات المجرات التي نعرفها".

تم تفصيل النتائج في عدد 6 يونيو من مجلة الفيزياء الفلكية.

كرة كبيرة من النار

تتحرك كتلة الغاز بسرعة 500 ميل (750 كيلومترًا) في الثانية تقريبًا بالنسبة للعنقود المجري الذي تندمج فيه. يسمى العنقود أبيل 3266 ، وهو نفسه يتحرك بعيدًا عنا بسرعة تقارب 11000 ميل (17000 كيلومتر) في الثانية.

كرة الغاز الملقبة بـ "المذنب" هي الأكبر من نوعها على الإطلاق. يقيس حوالي ثلاثة ملايين سنة ضوئية ، أو حوالي خمسة مليارات ضعف حجم نظامنا الشمسي. يقدر الغاز بحوالي 84 مليون درجة فهرنهايت (حوالي 46 مليون درجة مئوية). على الرغم من أن هذا قد يبدو ساخنًا بالنسبة لنا ، إلا أنه لا يزال باردًا نسبيًا مقارنة ببعض الغازات البينجمية.

يُعتقد أن فقاعة الغاز قد تشكلت عندما اصطدمت مجموعتان من المجرات - أحدهما كبير والآخر صغير - منذ مليارات السنين. أثناء الانهيار ، تم فصل نقطة من الغاز البارد نسبيًا من الكتلة الصغيرة وأرسلت إلى الفضاء من تلقاء نفسها.

خلال رحلاتها ، انجرفت إليها الجاذبية الهائلة لعنقود المجرات Abell 3266 ، الذي دخل قبل حوالي ملياري سنة. النقطة موجودة حاليًا بالقرب من مركز Abell 3266.

علف النجوم

أبيل 3266 هي واحدة من أضخم مجموعات المجرات في السماء الجنوبية ، وتحتوي على مئات المجرات وكميات كبيرة من الغازات شديدة الحرارة. يعتقد العلماء أن المادة المظلمة - وهي مادة غامضة يعتقد أنها تشكل الجزء الأكبر من المادة في الكون - هي المادة اللاصقة غير المرئية التي تربط كل من Abell 3266 وكرة الغاز معًا.

باستخدام بيانات الأشعة السينية من القمر الصناعي XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، أنتج الباحثون خريطة إنتروبيا لـ Abell 3266 وكرة الغاز. في الديناميكا الحرارية ، الإنتروبيا هي مقياس لدرجة العشوائية أو الفوضى في النظام.

تُظهر الخريطة إزالة الغاز من قلب المذنب الغازي وتشكيل ذيل كبير يحتوي على كتل متناثرة من الغاز البارد الكثيف. يقدر الباحثون أن المذنب الغازي يفقد ما يقرب من كتلة الشمس كل ساعة.

قال عضو فريق الدراسة مارك هنريكسن ، عضو فريق الدراسة ، مارك هنريكسن ، من جامعة ماريلاند ، مقاطعة بالتيمور ، إنه من المرجح أن يصبح هذا الغاز المنزوع وقودًا لنجوم جديدة.

المذنب الغازي ضخم جدًا لدرجة أنه من المحتمل أن يشكل مجرة ​​خاصة به ، لكن يعتقد الباحثون أن السيناريو الأكثر احتمالية هو أنه سيضيف إلى الجزء الأكبر من مجرة ​​إهليلجية عملاقة تتشكل بالفعل في مركز أبيل 3266.


HD 101584: نجم ثنائي يلقي بساعة رملية غريبة من الغاز

امنح الطبيعة فرصة ، وستجعل بعض الأشياء غريبة حقًا.

من الغريب بالفعل أن النجوم تتغير كثيرًا على مدار حياتها. خذ نجمة مثل الشمس. دعها تتقدم في العمر ، أوه ، 12 مليار سنة ، وتتحول من كرة بلازما ساخنة مضغوطة يبلغ عرضها مليون كيلومتر إلى أن تصبح هائلة 300عملاق يبلغ عرضه مليون كيلومتر ، ضخم جدًا لدرجة أن كثافته تنخفض إلى فراغ تقريبًا على سطحه وتنخفض درجة الحرارة بمقدار ضعفين ، مما يؤدي إلى تغيير لونه إلى اللون الأحمر.

الجاذبية على سطحه أقل بكثير (بسبب الحجم) لدرجة أن ذرة الغاز الموجودة هناك تشعر بقدر أقل من الشد للأسفل. ولكن في الوقت نفسه ، فإن الطاقة الشرسة التي تشع من أسفلها تضفي قوة على الخارج أقوى من الجاذبية. ينفجر الغاز بعيدًا. تزيل هذه العملية في الواقع معظم الطبقات الخارجية للنجم ، والتي تتدفق بعيدًا ، تاركة وراءها قلب النجم ، قزمًا أبيض شديد الحارة ولكنه شديد السخونة.

أعني ، هيا. هذا غريب جدا!

أضف الآن نجمًا مصاحبًا ، نجمًا ثانيًا لإنشاء نظام ثنائي. ثم تحصل الأمور حقا غريب.

يشكل الغاز المنبعث من نظام النجم الثنائي HD 101584 سديمًا على شكل ساعة رملية. تمثل الألوان سرعات: الأحمر بعيد عنا ، والأزرق نحونا ، والأخضر ليس تجاهنا ولا بعيدًا. الائتمان: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) ، Olofsson et al. شكر وتقدير: روبرت كومينغ

هذا هو HD 101584. حسنًا ، النجم في المركز (النقطة الخضراء) هو HD 101584. ما تبقى من الغاز والغبار الذي ينفخ بواسطة النظام ، مما يخلق أقواسًا غريبة وأشكالًا وساعات رملية * ونفاثات من المواد تتدفق بعيدًا.

ما الذي يمكن أن يسبب كل هذا الهيكل؟ حسنًا ، هذا هو الجزء الممتع: إنه ليس واضحًا تمامًا.

هذه الملاحظة مأخوذة من ALMA ، مجموعة أتاكاما الكبيرة المليمترية / ما دون المليمتر. يقع في صحراء أتاكاما في تشيلي ، ويستخدم سلسلة من الأطباق لمراقبة الضوء بعيدًا عما يمكن أن تراه أعيننا ، فقط هذا الجانب من كونها موجات الراديو. هذا يجعلها حساسة لأشياء مثل الغبار (حبيبات المواد الصخرية و / أو الكربونية) والغاز الجزيئي البارد.

اكتشف ALMA أكثر من عشرة جزيئات مختلفة في الغاز ، لكن الصورة مصنوعة بشكل خاص من أول أكسيد الكربون (أو CO). تمثل الألوان سرعات: الأزرق هو مادة تتجه نحونا ، والأحمر بعيدًا ، والأخضر ليس نحونا أو بعيدًا عنا (ربما لا يزال يتحرك ، ولكنه عمودي على خط رؤيتنا ، لذلك لا يوجد تحول دوبلر إلى الضوء). هذا ليس اللون الفعلي للغاز الذي من المفترض أن يمثل سرعة واتجاه الغاز.

الهيكل الذي تم تحديده أصبح مألوفًا لعلماء الفلك: شكل الساعة الرملية مع قرص كثيف أو حلقة من المواد حول الخصر ، مماثلة لتلك التي شوهدت حول المستعر الأعظم 1987A. يكاد يكون من المؤكد أن هذا بسبب التفاعلات مع نجم مصاحب.

حدث المستعر الأعظم SN 1987A في حقل كثيف من النجوم والغاز في مجرة ​​قريبة. في هذه اللقطة ذات المجال الواسع ، يمكنك رؤية الحلقات الثلاث من الغاز التي تشكل الخطوط العريضة لسديم الساعة الرملية حول النجم. الائتمان: وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية و آر. كيرشنر (مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ومؤسسة جوردون وبيتي مور) وبي تشاليس (مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية)

إذا تركت بمفردها ، فإن العملاق الأحمر سوف ينفخ ريحًا كروية ، ويخرج طبقاته الخارجية في كرة تتوسع باستمرار. ومع ذلك ، إذا كان هناك نجم ثان ، وكان قريبًا بدرجة كافية من النجم الأول ، فستحدث أشياء غريبة. يمكن أن يتوسع العملاق الأحمر كثيرًا لدرجة أنه يغلف رفيقه النجم الثاني في الواقع داخل العملاق الأحمر. تكون الطبقات الخارجية للنجم الأول أقل كثافة عند تمددها ، لذا يدور النجم الثاني داخل هذا الحساء الرقيق.

كما يحدث ، يمكن أن تحدث العديد من الأشياء التي تغير الطريقة التي ينفخ بها العملاق الأحمر للمواد. لسبب واحد ، تم تغيير الحركة المدارية للنجم الثاني ، حيث يتم حرثها من خلال الغاز ، مما يؤدي إلى حرمانه من الطاقة المدارية. يبدأ في السقوط ببطء نحو مركز العملاق الأحمر. لكن العكس هو أنه إعطاء طاقته المدارية إلى هذا الغاز ، بحيث يحصل الغاز على المزيد من الطاقة وينفخ بسهولة أكبر.

ينفجر معظم الغاز بعيدًا في المستوى الاستوائي للمدار المشترك للنجمين. هذا مجرد فيزياء الملعب. حرفيا! إذا كنت تستخدم أحد هذه الأشياء ذات الأقراص الدوارة ذات المقابض ، فأنت على دراية بقوة الطرد المركزي (أو تسارع الجاذبية ، اعتمادًا على الإطار المرجعي الذي تختاره). يبدو أن هناك قوة تدفعك بعيدًا عن مركز القرص على طول سطحه أثناء دورانه. إنه نفس الشيء مع النجوم لأنها تدور حول بعضها البعض يميل الغاز إلى الابتعاد عن مركز مدارهم في مستوى مدارهم.

هذا يخلق قرصًا كثيفًا من المواد حول كلا النجمين (يسمى a القرص الدائري). لكن الأشياء الموجودة أعلى وأسفل المستوى المداري للنجوم لا تزال تشعر بقوة خارجية بسبب كل الطاقة المتولدة داخل النجم ، لذلك تنفجر هذه المادة أيضًا ، لأعلى ولأسفل ، مما يخلق فصين كبيرين يشكلان شكل الساعة الرملية. كما يحدث ، نرى مدار هذه النجوم تقريبًا وجهاً لوجه (لاحظ أن القرص الدائري الأخضر يكون دائريًا تقريبًا إذا رأينا هذا النظام بزاوية سيكون أكثر إهليلجيًا) ، لذلك يتمدد فص واحد نحونا (ذا اللون الملون) الأزرق) وواحد بعيد (الأحمر).

تصبح الأمور معقدة بعد ذلك. المسافة إلى نظام النجوم غير معروفة جيدًا ، ويعتمد الكثير مما نراه على بُعده. على سبيل المثال ، حجم الهيكل غير واضح. وهذا يجعل من الصعب معرفة مقدار الطاقة التي يمتلكها الغاز أثناء تمدده. تأتي هذه الطاقة من النجم الثاني المتصاعد ، والذي يعتمد بدوره على كتل النجمين. قد تكون قريبة منا وذات كتلة أقل ، أو بعيدة عنا وكتلة أعلى.

تشير بعض التأثيرات الدقيقة إلى أن النظام أقرب وأن كتل النجوم أقل. على سبيل المثال ، تكون النسب النظيرية للأكسجين المرئية في الغاز أكثر توافقًا مع ما تتوقع أن يكون ناتجًا عن نجم ذي كتلة أقل ، ونجم أقل من كتلة الشمس ، مما يجعل النظام أقرب. يميل مؤلفو البحث إلى هذا الاستنتاج.

ومن المثير للاهتمام ، أن كمية الطاقة التي حسبوها والتي يمكن استخلاصها من النجم الثاني المتصاعد هي عامل من عشرة أقل من أن يفسر الغاز المنبعث! يجب أن يكون هناك مصدر ثان للطاقة مختبئًا هناك. يقترحون أن مادة من العملاق الأحمر تسقط على النجم الثاني ، مكونة قرصًا حوله ، وهذا يطلق طاقة كافية لشرح الأشياء. ومن المثير للاهتمام ، على الرغم من أنها ليست في الصورة الكلية الكبيرة ، إلا أن هناك دليلًا على تحرك المواد بعيدًا ولا يتوافق جيدًا مع بقية الهيكل. يقترح المؤلفون أن هذا قد يكون مادة تنفجر بعيدًا عن النجم الثاني. هذا غير مؤكد ، لكن الفكرة تشرح الكثير مما شوهد.

بغض النظر عن كل هذا ، فإنه ليس نادرًا. هناك بلايين من النجوم في المجرة مثل شمسنا ، تلك النجوم قادرة على التحول إلى عمالقة حمراء عندما تموت وتنفجر الغازات ، وتشكل ما نسميه السدم الكوكبية. وربما نصف جميع النجوم في ثنائيات. تأتي السدم الكوكبية في جميع أنواع الأشكال ، بعضها مشابه لـ HD 101584 ، ربما بسبب ثنائية نجمها. الشمس نفسها ليست ثنائية ، لذا لن تبدو هكذا لكنها قد تصبح سديمًا كوكبيًا في غضون ستة أو سبعة مليارات سنة أخرى.

غريب جدا؟ بلى. ولكن ماذا يعني أن تكون غريبًا إذا كانت الكثير من الأشياء الأخرى غريبة أيضًا ، خاصة بنفس الطريقة؟

الكون كله غريب. يمكننا أن نتعلم الكثير عن النجوم الثنائية وحالات النهاية النجمية من HD 101584 ، ولكن ربما مجرد تذكيرنا بهذه الغرابة الكونية يعد درسًا جيدًا أيضًا.


حجم أصغر نجم ممكن مثبت لأسفل

حدد علماء الفلك الحد الأدنى لحجم النجوم ، مما ساعد على توضيح الخط الفاصل بين النجوم الحقيقية و "النجوم الفاشلة" الغريبة التي تسمى الأقزام البنية.

قال باحثون إن جميع النجوم يجب أن تكون على الأقل 8.7٪ من عرض شمسنا ، بمتوسط ​​سطوع لا يقل عن 0.00125٪ من نجم الأرض. لقد حسبوا أيضًا أن جميع النجوم من المحتمل أن تكون درجات حرارة سطحها لا تقل عن 3140 درجة فهرنهايت (1727 درجة مئوية).

قال تود هنري من جامعة ولاية جورجيا للصحفيين يوم الإثنين (3 يونيو) في مؤتمر الجمعية الفلكية الأمريكية رقم 222 في إنديانابوليس: "هذا هو المكان الذي يعيش فيه أصغر نجم". [أهم 10 نجوم ألغاز]

وأضاف أن الأقزام الحمراء تقع فوق هذه العتبات مباشرة ، والتي تشكل حوالي 75٪ من نجوم مجرة ​​درب التبانة. يوجد أدناه أقزام بنية ، وهي أجسام غريبة أكبر من الكواكب ولكنها أصغر من أن تشعل تفاعلات الاندماج النووي التي تشغل النجوم.

يقود هنري مشروعًا يسمى اتحاد الأبحاث حول النجوم القريبة (RECONS) ، والذي تم تشكيله في عام 1994. منذ عام 1999 ، تستخدم RECONS مرصد Cerro Tololo Inter-American (CTIO) في تشيلي للبحث عن الأقزام الحمراء والبنية القريبة وتمييزها .

في الدراسة الجديدة ، رسم هنري وزملاؤه أحجامًا وخصائص أخرى مختلفة لمئات من الأجسام النجمية وتحت النجمية باستخدام ملاحظات CTIO وتلك التي تم إجراؤها بواسطة عدة أدوات أخرى: تلسكوب أبحاث الفيزياء الفلكية الجنوبية في تشيلي ، وتلسكوب WISE الفضائي التابع لناسا ، وتلسكوب Two Micron All- مسح السماء (الذي استخدم CTIO وتلسكوب في ولاية أريزونا).

قال هنري: "جمعت كل ذلك معًا ، ووجدت أن هناك هذا الانخفاض" عند 8.7 بالمائة من نصف قطر الشمس. "وهذا ما نسميه أصغر نجم."

وبالتالي يمكن أن تكون النجوم أصغر من بعض الكواكب الغازية العملاقة ، بما في ذلك كوكب المشتري. لكن الحجم في هذه الحالة يشير إلى الحجم ، وليست النجوم الكتلية أكبر بكثير (وبالتالي أكثر كثافة) من أي كوكب ، مما يسمح بحدوث تفاعلات الاندماج النووي في قلبها.

أكد هنري أن دراسة الأقزام الحمراء القريبة هي أكثر من مجرد تمرين أكاديمي ، قائلاً إن هذه النجوم ربما تمثل أفضل فرصة لاكتشاف الحياة خارج نظامنا الشمسي.

قال هنري: "هذه هي النجوم التي سنبحث فيها عن الكواكب التي تدور حولها ، وفي النهاية عن الحياة على تلك الكواكب. وهي الأقرب إلينا". "تصادف أن الأقزام الحمراء ستكون مكانًا رائعًا للعيش ، لأنها تدوم إلى الأبد."

سلطت دراسات أخرى الضوء على إمكانات دعم الحياة المثيرة للأقزام الحمراء. في وقت سابق من هذا العام ، على سبيل المثال ، خلص فريق بحث منفصل إلى أن 6 في المائة من الأقزام الحمراء في مجرة ​​درب التبانة البالغ عددها 75 مليارًا أو نحو ذلك ربما تستضيف كواكب صالحة للسكن بحجم الأرض تقريبًا.

وقال الباحثون إن هذا يصل إلى 4.5 مليار على الأقل من مثل هذه "الأرض الغريبة" ، والتي يمكن العثور على أقربها على بعد عشرات السنين الضوئية.


تقوم Galaxy Halos بإعادة تدوير الغاز البينجمي في النجوم الصغيرة

كيف تتطور المجرة من دوامة تكون نجمية نشطة إلى مجموعة سلبية من النجوم قد أربكت علماء الفلك ، لكن سلسلة من الدراسات الجديدة ربما وجدت الإجابة داخل سحب هائلة من غاز المجرة.

قال باحثون إن هالات غاز المجرة ، المنبعثة من النجوم المحتضرة ، يمكن أن تساعد في تكوين أجسام نجمية جديدة. في البحث الجديد ، وجدت إحدى الدراسات أن هالات الغاز تهيمن على الفضاء حول المجرات الحلزونية ولكنها أصغر بكثير حول المجرات مع القليل من تكوين النجوم أو معدوم. وجد العلماء أن الهالات أكبر أيضًا وغنية بالمعادن أكثر مما كان متوقعًا.

ثلاث أوراق بحثية ، نُشرت معًا في عدد اليوم (17 نوفمبر) من مجلة Science ، تدرس موقع هذه الهالات ، وكيف ينتقل الغاز داخل المجرات وخارجها.

المحتوى المعاد تدويره

عرف علماء الفلك منذ فترة طويلة بوجود هالات المجرات ، والتي يمكن أن يصل عرضها إلى 450.000 سنة ضوئية. [65 صور مجرة ​​رائعة طوال الوقت]

باستخدام مطياف الأصول الكونية (COS) على تلسكوب هابل الفضائي ، بحث فريق بقيادة جيسون توملينسون ، من معهد علوم تلسكوب الفضاء في بالتيمور ، في الهالات بحثًا عن الأكسجين. ثم استنتجوا الكمية الإجمالية للعناصر الثقيلة ، وبالتالي الكمية الإجمالية للغاز.

كانت النتائج مفاجئة.

قال توملينسون لموقع ProfoundSpace.org: "كمية الأكسجين التي وجدناها تتطلب حوالي مليار كتلة شمسية من النجوم لإنتاجها". "بأي مقياس تقريبًا ، هذا كبير جدًا."

نظرًا لأن جميع العناصر بخلاف الهيدروجين والهيليوم تتشكل داخل النجوم ، وتنتشر عبر الفضاء عندما تنفجر ، فإن هذا يضيق أصول معظم الغاز داخل الهالة.

معظم الانفجارات الفردية لن تنتج الطاقة اللازمة لطرد الغاز. لكن سلسلة الانفجارات قد تكون كذلك.

مع اندماج المجرات ، يمكن أن يؤدي تدفق الغبار والغاز إلى المركز الجديد إلى اندلاع حريق مفاجئ في تكوين النجوم. نظرًا لأن هذه النجوم الجديدة تتشكل جميعها في نفس الوقت تقريبًا ، فإنها تموت جميعًا في غضون بضعة ملايين من السنين من بعضها البعض ، مما يولد كمية هائلة من الطاقة.

تُعرف هذه القوة بالرياح الفائقة للمجرة ، وهي تجرف الغبار والغاز من المجرة إلى الهالة.

في بعض الأحيان ، يعود الغاز إلى مجرته الأم ، حيث يساعد في ولادة نجوم جديدة. كشفت دراسة للهالة المحيطة بمجرة درب التبانة أنها تحتوي على مادة كافية لتغذية تشكل النجوم لمليار سنة أخرى.

ولكن إذا كانت هناك طاقة كافية ، يمكن للرياح الفائقة للمجرة أن تكتسح الغاز تمامًا خارج المجرة.

ينفخ في الريح الفائقة

درس تود تريب من جامعة ماساتشوستس مجرة ​​واحدة حيث هربت معظم المواد بشكل دائم.

قال تريب لموقع ProfoundSpace.org: "لقد تمكنا من استكشاف جوانب مختلفة من هذه التدفقات الخارجة ، وذلك بفضل مطياف الأصول الكونية على هابل". [اكتشافات تلسكوب هابل المذهلة]

سمح لهم هابل بالحصول على نظرة أكثر تفصيلاً واتساعًا على الهالات.

وقال تريب: "شهدت التدفقات السابقة غيومًا لكنها لم تتمكن من اقتفاء أثرها إلى هذه المسافات".

تمتد الهالة المحيطة بالمجرة ، والمعروفة باسم Galaxy 177_9 ، إلى أكثر من 220.000 سنة ضوئية. سنة ضوئية واحدة ، المسافة التي يقطعها الضوء في سنة واحدة ، تبلغ حوالي 6 تريليون ميل (10 تريليون كيلومتر). لم تكن هالة Galaxy 177_9 واحدة من 42 هالة درسها توملينسون ، لكن الفرق عملت معًا بشكل وثيق.

ثم قامت مجموعة تريب بحساب سرعة الغاز في الهالة. ولدهشتهم ، كان الغاز يندفع بسرعة تصل إلى 2 مليون ميل في الساعة (3.2 كيلومتر في الساعة) - بسرعة كافية للهروب من جاذبية المجرة والتحرر في الفضاء.

وقال توملينسون "هذا نظام من الواضح تماما أن بعض الغاز في طريقه للخروج ولا يعود".

الاختلافات المجرية

تجلب عمليات دمج Galaxy موادًا جديدة إلى الطاولة ، ويمكنها أن تحفز صناعة النجوم. لكن الولادات الجديدة يمكن أن تعني أيضًا موت النظام ، إذا أدت الانفجارات العنيفة إلى إخراج المواد المطلوبة من النظام بعد دورة واحدة فقط.

هذا الهروب ، الذي تغذيه الانفجارات النجمية ، يمكن أن يساعد في تفسير كيف يمكن لمجرات تشكل النجوم النشطة أن تصبح هادئة بسرعة.

يبدو أن حقيقة أن الهالات تهيمن على مجرات تشكل النجوم تقدم دليلًا إضافيًا على الارتباط. عندما يتم استخدام الغاز أو طرده ، يتباطأ معدل المواليد النجمي. يعتزم كلا الفريقين فحص أنظمة أخرى لمعرفة مدى انتشار هذه النتائج.

يعد Galaxy 177_9 جزءًا من دراسة أكبر تعمل عليها Tripp بالفعل.

"نريد دراسة المغلفات الغازية لمجموعة واسعة من المجرات من أنواع مختلفة."

This will help them determine how widespread features such as the rapid velocity are among the halos. Tumlinson also intends to continue studying halos around more galaxies.

"There's billions of galaxies in the universe, and we were able to observe about 40," he said. "That's a rather small sample."

Studying the size and composition of shells around other spiral and elliptical galaxies should help provide astronomers with more insights into galaxy evolution.


Unprecedented stron or low activity

A new cycle of storms will begin any day now, and astrophysicists are divided on how active or threatening it will be. The sun may be about to set records for sunspot numbers and violent storms, or it may be sliding into a decline like the Maunder Minimum, from 1645 to 1715, when hardly any sunspots appeared — a period that became known in Europe as the Little Ice Age.

We live in the atmosphere of a star,” as Scott McIntosh, a solar physicist at the National Center for Atmospheric Research in Boulder, Colo., often says. "As a civilization we take our star for granted.

Here, 93 million miles from the nearest star — the one we call our sun — we exist and mostly thrive on the edge of almost incomprehensible violence and complexity.

The sun is a medium-size star, a ball of blazing-hot ionized gas one million miles in diameter. Its large inside rotates faster than its outside, and the outer layers rotate faster at the equator than at the poles. The result is a snarled nest of magnetic fields, which manifest as sunspots and worse when they break the surface.

Every second, thermonuclear reactions in the center of the sun burn 600 million tons of hydrogen into 596 million tons of helium. The missing four million tons, turned into pure energy, constitute the mortgage payment for all the life on Earth and perhaps elsewhere in the solar system. As the energy emerges from the sun, it rises through successively cooler and less dense layers of gas and finally, 100,000 years later, from the photosphere, or surface, where the temperature is a mere 5,700 degrees Fahrenheit.

The sun is amazingly consistent in making these mortgage payments. A few years ago an experiment in Italy confirmed that our star does not seem to have changed its energy output in at least the last 100,000 years, the time it takes that energy to migrate from the sun’s core.

The researchers were able to calculate how much energy the sun produces in real time, by measuring subatomic particles called neutrinos that are produced by nuclear reactions inside the sun, escape in seconds and reach Earth in just eight minutes. This energy, they found, matched the output that was generated 100,000 years ago and is only now detectable.

The action doesn’t stop at the sun’s surface. That friendly yellow photosphere boils like oatmeal and is pocked with dark magnetic storms (the infamous sunspots) that crackle, whirl and lash space with showers of electrical particles and radiation. The corona, composed of thin, superhot streamers of electrified gas, and visible only during solar eclipses, extends millions of miles from the glowing surface.

Things sometimes go wrong, although so far on a scale far below the outbursts seen on Proxima Centauri. As the magnetic fields generated by all that swirling, electrified gas emerge on the sun’s surface, they become twisted and tangled. Eventually they snap and reconnect in loops, releasing enormous amounts of radiation and charged particles — an explosive solar flare that can be more powerful than millions of hydrogen bombs.

Sometimes these flares blow whole chunks of the sun’s outer layers into space, in events called coronal mass ejections. The mother of all known solar storms thus far occurred on Sept. 1, 1859, when a blob of sun slammed into Earth. Sparks flew from telegraph systems in Europe and North America, causing fires. The auroras that night stretched as far south as Hawaii and Cuba and were so bright that people could read their newspapers by their light.

In 2012 another a coronal mass ejection barely missed Earth. An earlier study by the National Academy of Sciences concluded that a direct hit by such a storm could cause some $2 trillion in damage, shutting down the power grid and rendering satellites at least temporarily blind. Forget about trying to use the internet or your local A.T.M. many people wouldn’t even be able to flush their toilets without the electricity to run water pumps, the report noted. “I think as a civilization we become screwed,” Dr. McIntosh said.

Such storms are more likely to occur during the high points of the sun’s mysterious 11-year cycle of sunspot activity.

Lately, the sunspot cycles have been getting weaker. During the last cycle, 101 spots were observed on the sun in 2014, the year of peak activity that was well below the historical average of 160 to 240.

Last year, a committee of scientists from NASA and the National Oceanic and Atmospheric Administration forecast that the coming cycle would be similarly anemic, with a peak in 2025 of about 115 sunspots.

But Dr. McIntosh and his colleagues have produced a radically different forecast, of more than 200 sunspots at its peak. The 11-year sunspot cycle, they say, based on an analysis of 140 years of solar measurements, belies a more fundamental 22-year Hale cycle, named after its discoverer, George Ellery Hale. During that period the sun’s magnetic field reverses its polarity, then switches back.

Each cycle ends or begins when two bands of magnetism, migrating from opposite, high latitudes of the sun, meet at the equator and annihilate each other. On average each phase of the cycle takes 11 years, but it can vary.

Dr. McIntosh and his team found that the longer a cycle went on, the weaker the next cycle would be, and vice versa. The current cycle, the 24th since record-keeping started, shows every sign of ending after a little more than 10 years — shorter than average, which means the next cycle should be strong.

Sunspot Cycle 25 could have a magnitude that rivals the top few since records began,” Dr. McIntosh said in late April. On Thursday, he and his team were still waiting for “ignition” to begin. "It is very, very close,” he wrote in an email. "We are watching very closely.

على المحك ، إلى جانب صحة البنية التحتية الكوكبية لدينا ، هناك الفخر الذي يشعر به علماء الفلك في شعورهم بأنهم يفهمون العمليات المعقدة والعنيفة التي تحدث خلف وجه الشمس الهادئ نسبيًا.

I think the problem with the sun is that we’re too close to it, and so there’s too much data about the sun,” Dr. McIntosh said. He called it a breaker of models: “Your models are going to fail eventually. إنه جزء من سبب صعوبة التنبؤ بالطقس ، أليس كذلك؟ Because our observations are so detailed, but you know it’s hard to get it absolutely right.

وافق توني فيليبس ، عالم الفلك الذي يدير موقع Spaceweather.com ، في رسالة بريد إلكتروني. "In my experience, when people really understand something, they can explain it simply,” he said. "It is striking to me that almost no one in the solar-cycle prediction business can explain their favorite dynamo model in a way that lay people can ‘get it.’

ذكّره الموقف بالرجال المكفوفين الذين يضرب بهم المثل والذين يحاولون إنتاج نظرية الأفيال ، حيث ركز أحدهم فقط على الشعور بجذع الحيوان.

Scott and Bob are standing off to the side shouting, ‘Hey, you guys are ignoring most of the elephant,’” he said. "In other words, there’s more to the solar cycle than is commonly assumed by conventional models. And so, according to Scott, they are doomed to get the big picture wrong.

قال جاي باساتشوف ، عالم الفلك في كلية ويليامز ، الذي قضى حياته في مراقبة الهالة أثناء كسوف الشمس ، إنه لم يضع الكثير من الأهمية في مثل هذه التوقعات. في رسالة بريد إلكتروني ، سرد اجتماعًا خلال الدورة الأخيرة كان به "مجموعة محادثات مسلية".

The conversation, as he recalled it, went: “The next cycle will be stronger than average, the next cycle will be weaker than average, the next cycle will be either stronger than average or weaker than average, the next cycle will be neither stronger than average nor weaker than average.

He added, “So my plan is to wait and see.


'The Godzilla of Earths!' New planet weighing 17 times greater than Earth discovered

The newly discovered Kepler-10c planet has been dubbed ‘Mega-Earth’ thanks to its diameter of 29,000 kilometers and an estimated weight 17 times greater than Earth, which has a diameter of 12,742 kilometers. This makes Kepler-10c the biggest rocky planet ever discovered.

The new planet is circling a very old Sun-like star, Kepler-10, some 560 light years from Earth. If you look up in the sky this star can be seen in the Draco constellation, which is 300 million light years away.

The Kepler-10c planet is so unique because scientists hitherto believed that planets so big could only be made mostly of gas, like our solar system’s Jupiter and Saturn, which have a solid core of rock and metals, surrounded by a deep layer of frozen and liquid hydrogen, helium and other gases.

"A mega-Earth is a lot of solids concentrated in the same place without any gas. That is a problem because our understanding for how planets form requires the solids to get together in an environment where almost 99 percent of the mass . is hydrogen and helium," Dimitar Sasselov, professor of astronomy at Harvard University and director of the Harvard Origins of Life Initiative, told reporters. Sasselov described the newly-found planet as “the Godzilla of Earths.”

“This is a planet that doesn't fit the usual models of planetary formation,” the Guardian reported Xavier Dumusque, of the Harvard Smithsonian Centre for Astrophysics, as saying. The staggering mass of Kepler-10c was measured by the Italian National Galileo Telescope on Las Palmas in the Canary Islands, Dumusque said. The average weight of Kepler-10c matter is 7 grams per cubic centimeter, which suggests the alien world is made mostly of rock.

The Kepler space observatory first spotted Kepler-10c in 2011, but at the time it could only guess at the approximate size of the planet: about 30,000 kilometers in diameter. Later the solar system was subjected to a closer inspection.

The discovery of an unusual planet was announced at the American Astronomical Society meeting in Boston. Speaking to reporters after the meeting, Sasselov said that the discovery of a mega-Earth planet increases the chances of finding extraterrestrial life forms.

“As far as we know – and we know very little about origins of life – we think that life emerged from geochemistry” and such processes more easily occur on solid planets, Sasselov said, adding that it takes more time to form a large solid planet and in the process such planets could gather up large amounts of gas.

“Finding Kepler-10c tells us that rocky planets could form much earlier than we thought. And if you can make rocks, you can make life,” Sasselov said.

So far Kepler-10c’s surface is estimated to be as hot as 310 degrees Celsius, but if it has an atmosphere, than it means its surface could be cool enough to host life.

The Kepler-10 solar system was formed about 11 billion years ago, or a mere 3 billion years after the Big Bang. For reference, our own solar system was formed 4.6 billion years ago.

The system also has another planet, a lava world Kepler-10b that closely orbits its sun every 20 hours. A year on Kepler-10c lasts 45 Earth days.

A discovery of a solid rock mega-planet is a great event for astronomers as the absolute majority, or 75 percent, of the planets discovered by Kepler space observatory are gas giants with diameters less than four times of that of Earth’s.


Astronomers are watching a star die in real time

Stars seem eternal, but they’re not. They may live for billions of years, but they eventually die. How exactly they do this depends on lots of things, most importantly their mass: High-mass stars explode, while stars that are more Sun-like in their mass do so more slowly.

The Sun is many billions of years away from swelling into a red giant, shedding its outer layers, revealing its core as a tiny, hot white dwarf, and then fading away over time. But the star T Ursae Minoris (or T UMi) is already a red giant, and has been showing signs it’s entering its terminal count.

What’s really cool about this is that it’s changing rapidly right now, quickly enough that astronomers have been able to watch these changes occurring over just a few years (though it’s more obvious over many decades). T UMi is dying, and we’re watching it happen.

The engine behind all this lies deep inside the star. During a star’s “normal life”, hydrogen fuses into helium in the core. The helium takes far higher pressures and temperatures to fuse, so it builds up in the center, inert. If the star has enough mass, eventually enough helium builds up to start fusing into carbon and oxygen. That then builds up, inert, a dense lump of incredibly hot and compressed matter roughly the size of the Earth.

Some stars have enough mass that this C/O ball will eventually start to fuse as well, creating progressively heavier elements, leading (in stars with more than about 8 times the Sun’s mass) to an explosion: supernova. But for stars more like the Sun the process ends here. Kinda…

That ball of carbon and oxygen is fiercely hot. Even if the star itself lacks the pressure to continue to fuse helium, the energy radiating upward from that core is so huge it can ignite helium fusion around it. This happens in a thin spherical shell around the core. Not only that, but the helium fusion generates enough energy to create a shell of hydrogen fusing around it! In these cases the core is not fusing at all all the action is happening حول هو - هي.

In the meantime, all this energy being generated in the center of the star gets dumped into the outer layers (which are mostly hydrogen). When you heat a gas it expands, and so the star swells up, becoming a giant. The energy it emits per square centimeter on its surface, though, actually drops, so it cools and becomes red. We call such stars red giants.

However, this situation is not stable. [Note: All of the stuff I’m describing here is outlined in much more detail in my book Death from the Skies! which all the cool kids are buying.] The physics of thin shell helium fusion is such that the rate of fusion is ridiculously sensitive to temperature — it literally goes as the 40th power of temperature! If the temperature goes up by, say, 20%, the rate of fusion in the helium shell will increase by well over a factor of a thousand! So any change in the conditions and the fusion rate jumps hugely, generating a lot of energy very rapidly.

And that does happen. The inert core shrinks under the force of its own gravity, and heats up. That heat goes into the helium shell, which responds by fusing faster, and eventually a tipping point is reached. The rate becomes so huge that it essentially uses up all the helium in one sudden flash.

وهذا ما يسمى ب thermal pulse, and the name is pretty mundane compared to the mind-numbing amounts of energy it dumps into the star. This makes the outer layers expand so rapidly the star’s gravity can’t hold on, and the material is ejected, blasted away from the star and into space.

After that, things settle down, but the cycle repeats. The helium starts to fuse in a thin shell again, things spiral out of control, and boom! A star like the Sun will go through this several times before the outer layers are completely ejected, the intensely hot white dwarf core is exposed, and the energy from it makes the ejected outer layers glow, becoming a planetary nebula.

T UMi is undergoing this right now. The new paper out about it indicates that over the past century or so it’s showing signs that it recently underwent just such a thermal pulse! This has never been seen before.

T UMi is what’s called a Mira-type variable. Besides being a red giant undergoing thermal pulses, the outer layers themselves pulsate, literally expanding and contracting. This is a different phenomenon from the pulse (note the different words being used). At the pressure and temperatures that exist in the outer layers, conditions are such that the gas expands and contracts on a timescale of about a year. This is fairly common in stars like this.

But what’s weird is that over the past century, these pulsations have changed significantly. Just a century or so ago the star went through a cycle of contracting and expanding again about once every 310 days. That cycle now takes just about 200 days! That’s a huge change. These pulsations affect the star’s brightness when it contracts it gets hotter but the surface area shrinks, which in the end makes the star fainter. When it expands it has a lot more surface area emitting light so it gets brighter. These changes are pretty easy to measure even with a small telescope, and in fact the research relies on amateur observations of T UMi over the past several decades.

The authors of the study posit that the star underwent a pulse just a few decades ago, and this is what’s affecting the outer layer pulsations. They predict the star’s pulsation rate will continue to shrink for about another 50 years before slowing again — that’s a testable prediction, and one that an astronomer can observe over single lifetime. That’s astonishing! Most changes in stars take millennia or even more.

The red giant star T Ursae Minoris (center). Note the color. Credit: DSS

The models they made to work all this out also give some numbers for the star. It probably started with twice the mass of the Sun and has lost about 15% of that due to ejections from thermal pulses. It’s about 1.2 billion years old — more massive stars age faster. Also, it’s definitely a red giant, since it’s diameter is nearly 300 times the Sun’s — about 400 million kilometers. If the Sun were that big it would engulf the Earth and nearly be big enough to swallow Mars!

This too will eventually be the fate of the Sun. I wouldn’t worry about it on a personal level too much it won’t even start to undergo thermal pulses for another 7.7 billion years. Or so. Plenty of time to get your affairs in order, I’d wager.

But this is of great scientific interest. The Sun is the nearest star to us and the one that is arguably best studied. Understanding its behavior leads us to understand stellar behavior in general. And, of course, there’s a certain morbid fascination with how the Sun will shuffle off its own mortal coil. It probably won’t get big enough to engulf the Earth (as it loses mass its gravitational hold on Earth weakens, so our orbit expands, probably enough to keep it from getting swallowed up), and new works shows the exposed core of the Sun may be hot enough to make the ejected gas become a planetary nebula.

That’ll be pretty! For aliens living eons from now, I suppose.

In the meantime observations of T UMi will continue, and we can keep watching this saga unfold before us. It amazes me that we can use our knowledge of physics to understand what happens hundreds of millions of kilometers beneath the surfaces of stars, and observe them to see if it all works… and it’s even more amazing that it does work.


شاهد الفيديو: وصايا نبوية: إفرض إحترامك على الجميع و عش عزيزا قويا بين الناس (قد 2022).