Täht evolutsioon suuri tähte

Original: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/large.html

David Taylor

Punased päkapikud kõikjal

Casual pilgu Põhijada kohta HR diagramm (joonis 1 Päikese areng leht) võib viia ühe uskuda, et tähed on ühtlaselt jaotunud kogu aeg, kuid see ei ole nii. Tähed moodustuvad, kui interstellulaarse gaasipilva kollaps ja killustik, ja tõsi on, et väikesed killud on palju tavalisemad kui suured. Isegi siis, kui teil on suur killustik, on räiguline kuju ja enamuse nende ebaühtlane tolmude levik, mis tähendab seda, et need on nii pikka aega kokku pandud kui üksainus objekt, siis ka need, mis jagunevad väiksemateks pilvedeks. (Vesinik ja heelium kiirgavad soojust väga ebaefektiivselt. See kehtib enamiku gaaside kohta, mistõttu õhk on selline hea isolaator ja seda kasutatakse termopaneeklaasides jne. Tolm kiirgab kuumust palju paremini, nii et ülemereterritooted võivad tolmu tekitada välja ja kollaps kiiremini.) Päike asub HR-skeemi keskele ja selles mõttes on see “keskmine” täht. Kuid kui üks meie galaktikast koosneb kõigi täppide loendusest, siis selgub, et enamik neist on punased kääbuspõõsad, kus on vähem kui pool Päikese massist ja vähem kui 10% selle helendusest. Päikesel võib olla H-R-skeemil keskmine positsioon, kuid see on heledam kui umbes 90% linnuliikmete tähteest. Väikesed tumedad punased tähed on väga levinud; kõik muu ei ole.1

Sa kunagi ei tea seda vaadates taevas, aga. Peaaegu iga tähe näed oma silmaga on kas väga noor, kuum, särav, massiivne täht või keskmise massi täht edasijõudnud areng, kas hiiglaslik või subgiant. Seda seetõttu, et nad on valgusküllased ja näed neid, mitte seetõttu, et nad on palju. Little päevasõidutulede punane tähed on rohkem levinud kaugelt – kuid on mitte üks nähtav palja silmaga. Punane kääbus lähima Maa ei avastanud kuni 1917. aastani.

Tähed, mis on vähem massiivsed või ainult paar korda suuremad kui Päike, muutuvad nagu Päike. Andmed on erinevad, kuid need ei puuduta meid siin. Mida me huvitame, on tähed, mis kindlasti ei arene nagu Päike: need haruldased objektid peajoone kaugemas ülemises otsas, mille mass on vähemalt üheksa korda suurem päikese massist. Need tähed moodustavad vaid umbes 0,3% kõigist tähte, kuid nagu näeme, on need olulised nende arvude kõrval.

Suur tähed ei arene oma elu esimese osa jaoks nagu Päike, üks erinevus. Tuumareaktsioonid on väga temperatuuritundlikud, nii et isegi väike rõhu ja temperatuuri tõus põhjustab tuumade põletamise kiiruse suurt suurenemist. Sirius, kõige säravam täht Maa öösel, on ligikaudu 23 korda helgem kui Päike, kuid see on ainult kaks korda suurem. Tõeliselt massiivsed tähed, need, kes on 20 päikese massi ja kaugemal, suudavad sulandada 160 000 korda päikesevalgust. Lihtne aritmeetika räägib sulle, et kui te suurendate tärni kütusekulu (energia tootmist) sajandite või tuhandete teguritega võrreldes Päikesega, kuid suurendate oma massi vaid tagasihoidliku hulga võrra, siis kümme korda kümmet korda kiiremini kui päike.

Ja see on täpselt, mis juhtub. The Sun on jääda Põhijada üle kümne miljardi aasta. Suurettevõtted ülemises otsas Põhijada jääda seda kõige viiskümmend miljonit aastat, ja mõned vähem kui viis miljonit. (Seevastu hämaras punane söed allosas Põhijada põletada oma kütuse nii aeglaselt, et mõned neist on eeldatavasti jääb peamiseks järjestuses triljoneid aastaid! Meie teadmised väga väikese tähega arenema pärast nende lahkumist peamine järjestus on täielikult pärit arvutused, sest universumi ei ole peaaegu piisavalt vana mõni neist on tegelikult lahkus Põhijada.)

Kuid välja arvatud aja küsimus, aga suured tähed arenevad nagu Päike kuni punktini, kus Päike läbib heeliumi välgu. Suured tähed põlevad nii kuumalt, et nad võivad ulatuda heeliumi fusiooni temperatuurini, enne kui tuum hakkab elektroni-degenereeruma. Seega suurtel tähtedel põletav heelium leiab aset normaalses asjas, mis võib laieneda ja jahutada, kuna heelium põleb, nii et neil ei ole kogemusi päikese väljalülitamiseks. Erinevalt Päikesest langevad nad valguskütusena allapoole sujuvalt tagasihoidliku koguseni, kui nad võtavad üles “heeliumi peajärjestuse” tähe (süsiniku tuum, heeliumi põletav kest, vesinikku põletatav kest) kahekordne korpus. Nad ei kannata järsult, 98% ulatuses oma raadiuse ja helenduse kokkuvarisemist, nagu päike on.

Siis asjad muutuvad keeruliseks.

Selles evolutsiooni staadiumis laienevad väiksemad tähed nagu Päike, kuni nende välimine atmosfäär laieneb ja kõik, mis jääb maha, on valge kääbus, mis koosneb enamasti süsinikust ja hapnikust. Sellepärast nimetatakse selliseid pöialpülesid sageli CO-tähtedeks. Päike ei ole piisavalt suur, et süttida süsinikdioksiidi. Kuid suured tähed on ja alles paar miljonit aastat pärast nende heeliumi süttimist ja kui nad on endiselt oma punase hiiglasliku faasi all, siis süttivad nad süsinikku ja libisevad kolmekordse korpusesse.

Süsikaitse sulab hapniku, neooni ja magneesiumi segu, nii et võiks ette kujutada, et suure tähe lõpp-punkt võiks olla ilus planetaarne tuhas nagu ka päikesel, välja arvatud ONM valge kääbus (hapnik-neoon-magneesium) valgustus pigem pigem süsinik-hapnardäpi. Tegelikult on ONM-i valged pöialpoissid olemas, kuid need on üsna haruldased. Tuumafüüsika üksikasjad on sellised, et kui täpp on piisavalt suur, et süsinikku kokku hoida (umbes viis päikese massi), siis on see peaaegu suur, et tuumakütuse (umbes üheksa päikese massi) sulatada. Seega on ainult juhuslik täht, mille mass jääb suhteliselt kitsasse viieni kuni üheksa päikese massi vahele, võib lõppeda ONM-i valge kääbusena.2 Enamik süsinikku sulandvaid tähte hakkab hõõgu edasi, sulandades ühe elemendi üksteise järel.

Kui suur täht (mass > 9 päikeseenergia) liigub viimase heelium fusion, tema sisemus läbib kiire tulekahju seeria süütekordade erinevate tuumkütuse iga põletamine oma kest. Vähem kui 10000 aastat, täht liigub topelt-ümbris korra nagu Sun peavad hämmastava multi-kest struktuuri nagu sibul. Üksikasjad ei ole kriitilise tähtsusega meie arutelu, kuid kokkuvõtte sellest, mida suur täht interjööri näeb lõpu lähedal on lõbus (vt tabel I).

Tabel I – ümbris struktuur suur täht
ümbris (või Layer) peamised Element Mida ta teeb
pind vesinik mitte midagi
esimese ümbris vesinik põlemise heelium
teiseks ümbris heelium põlemise süsiniku
kolmandaks ümbris süsinik põletamisel hapnikuks, neoon, magneesium
neljas ümbris neoon põlemise hapniku, magneesiumi
viies ümbris hapnik põletamine väävli, räni
kuuenda ümbris magneesium põletamine väävli, räni
seitsmes ümbris räni põlemise raud
tuum raud mitte midagi

Iga tärnikoor põleb palju kiiremini kui see, mis asub selle kohal, seda peamiselt seetõttu, et see põleb kõrgemal temperatuuril. Kuid kuna tuumade sulatamise energia saagikus väheneb, kui tuumade mass tõuseb, siis moodustavad kestad järk-järgult vähem energiat, kuni lõpuks jõuab massiivne punane supergiant rauda, lõpetavad nad energia kogu tekitamise. Supergantide probleem selles punktis ei ole ebapiisav temperatuur ja surve südamikus, nagu see oli Päikese ja süsinikfluidiumiga. Probleem on selles, et punane supergiant ei saa rauda sulavkaitset, sest rauda ei saa sulatada.

Olen märganud varem, et on  kaks võimalust saada tuumaenergia: kinnistamist valguse elemendid raskematest või fissioning raske elemendid kergemad. Teisisõnu, kas, kuidas sa liikuda keskel perioodilise tabeli elemente. Terve mõistus ütleb, et need suundumused peavad vastama kuskil, ja nad teevad: rauda. Maailmas tuumaenergia, raud peitub madalaima osa madalaim orus. Sa pead alati lisada energiat raud tuuma ronida orust ja muuta see muu element. Põhimõtteliselt on iga element allpool raud (raud on element # 26) on võimalik sulandada vabastada energiasisaldusega, ja iga element ülalpool seda saab lõhustus vabastada energiat. Aga raud ise ei saa vabastada energia: see on tuuma-energia vastab räbu pakk. Joonisel paremal on graafik “tuuma orus”, mis näitab, kui palju tuumaenergia on potentsiaalselt olemas kõik elemendid. Liikumine allapoole väljaanded energia; liikudes ülespoole nõuab, et energia lisatakse.

Seega on punase supergiant-stari keskosa rauasüdamik joont. Ilma tuumaenergiaallikaallikateta tasakaalu säilitamiseks on kogu tuum, mida saab teha, on leping. Seitsmenda koorega räni liitmine annab teiste tuumasünteesiprotsessidega võrreldes väga väikese energia, nii et räni kest peab üliõhukalt põlema, et seda kihti toetada. See, lisaks punase supergianti räpane kütusekulu (selle etapi jooksul võib see kergesti olla 150 000 kuni 500 000 korda helendav kui Päike), põhjustab rauava tuumaga kiiret kasvu. Räni põlemise süttimise järel (!) Toimub ainult ühe päeva järel (!), Hakkab raud südamik koonduma elektron-degeneratsiooni olekusse ja muutub väga kiiresti punase supergiantaarse tärniga keskel olevaks valge kääbuspilt. Väga lühikese aja jooksul jätkub tuumade põletamine selle kohal, kuid täht on nii massiivne, kui sellel ei jää palju aega enne, kui põletatud rauaga tuhk on südamikust palliks 1,4 korda nii suur kui päike. Nagu 1930. aastal Chandrasekhar ennustanud, on degenereerunud raua sama massiivne kui võib olla ka valge kääbus.

See on jõudnud Chandrasekhar’s Limit.

Silma vilkuva kogu rauava südamiku kukkumine planeedi Marsi suurusest kerkib vaid 12 miili. Kollapsi fantastiline surve all purustatakse rauda tuumad nii tihedalt kokku, et need on sõna otseses mõttes purustunud, muutes selle asemel uhkete prootonite ja neutronite supp. Sellise tihedusega kvantmehaanika reeglid sunnivad elektronid kontodele prootonitega (mis muundab prootonid neutroniteks) ja neutraalsed neutronid on peaaegu kõik, mis on jäänud. Punase hiiglase tuum tõuseb äkitselt kummalisse, gigantumaalsesse “tuuma” koos 1,4 massi neutronite massist, väga vähestest prootonitest ja miljardite tonnide tihedusega ühiku tolli kohta.

Elektromagnetiline jõud, mis oli kunagi leidnud üles elektrone degenereerunud asja valge kääbus on läinud, sest seal ei ole enam elektronid. Kuna neutroneid purustatud alla tihedus aatomituumade aga  tugev tuuma jõud hakkavad. Tugev tuuma jõud ei meeldi osakesi saada lähestikku enam kui elektromagnetiline jõud teeb, ja tugev tuuma jõud on hästi tugevad. Kui ta lõpuks avaldab inself, kokkukukkuva neutron tähtis ringingly slams et peaaegu hetkeline peatus kell raadiuses ehk kuue miili.

Vahepeal taga neutron tähtis, tavaline aine kihid napilt tuum on süvistamine allapoole koos raskuskiirendus nii fenomenaalne et mõne kümnendiku teise kulub, et jõuda kesklinnast, see on juba liikuma 25000 miili sekundis. Mass väävli, räni ja hapniku, mis on veerand miljonit korda massiivsem kui Maa ja liigub 15% valguse kiirus rammis neutron tuum – ja lauapalli off see nagu kummist pall tabab tahke terasest lahtiselt peas. Tohutu lööklaine hakkab levinud väljapoole.

Kokkuvarisemist valge kääbus tuum viiakse neutron mass on välja palju gravitatsiooniline energia span ühe teise kui täht on vabanevad tuumaenergia kogu oma elu, ja me räägime väga suur staar. (Nagu ma märkisin rääkides heelium flash päikese-tähed, see on flabbergasting kui palju energiat on sisse gravitatsiooniline kollaps, kui kollaps on tohutu piisavalt ja piisavalt sügavale.) Peaaegu kõik see gravitatsiooniline energia on ümber soojust Euroopa neutron tuum, kuid see ei ole seal. Peaaegu sama kiiresti kui see loodi, kiirgatakse energia ära Subatomaarsed osakesed tuntakse neutrinos.3  Üksikasjad, mida neutriinod on ja kuidas nad käituvad väljub käesoleva essee, nii piisab öelda, et kui prooton ja elektron sulandatakse neutron sees täht, fusion loob umbes kümme neutriinod. See on äärmiselt oluline, sest tavalised varises tärni (see valge pöialpoissi) rahuneda kiirgavad valgust, arvestades kokkupandud neutron tuum jahtub enamasti kiirgavad neutriinod. Ja vahe on, kulub valge kääbus miljardeid aastaid kiirata ära oma soojuse, kuid see võtab neutron core ainult umbes 10 sekundit.

Gravitatsioonilise kollapsi südamiku seega vabastab torrent umbes 1058  neutriinod, millel mõlemal ligikaudu sama kineetiline energia elektroni 10-miljoni-voldine Pikselöök. See on peaaegu võimatu aru, kui palju energiat see tähendab, et ma lihtsalt kirjeldada, mis juhtub punane ülihiid kõrval tärni:

Umbes 99,7% ulatuses neutriinod Punch läbi välimiste kihtide punase hiiu nagu nad ei ole seal, ja rassi kosmosesse juures valguse kiirus. (Peatudes neutriino koos tavalise aine on umbes nagu peatumine Vintpüssikuuli kausi Jello – mis on täpselt, miks neutriinod kiirgavad kaugusel neutron core nii kergesti.) Ülejäänud 0,3% ja neutriino impulsi imendub väga tihe asja lööklainekoormusi taandumisel keskele. Absorptsioonimaks 0,3%, ei pruugi tunduda palju, kuid 0,3% kujuteldamatus kogus on ikka mõeldamatu. Lööklaine on koheselt lõhata ülekuumendatud veekeeris nii kuum, saadud detonatsiooni sõnalt puhub ära kõik Eespool neutron tuum. Vähemalt viis Päikese massi gaasi, ja võib-olla neli korda nii palju, pillutakse kaugusel tärni kiirustel kümneid tuhandeid kilomeetreid sekundis. Energia väljutatud gaasi on nii suur, kui see rammis lähedal tähtedevahelise pilve see võib šokeerida kogu pilve sisse ootamatu kokkuvarisemiseni, luues hulgaliselt uusi tähed ühe löögi.

Joonis 1 Krabi neelus

Paar kuud, hõõguvatele kuma jäänuseid endise punane ülihiid on sadu miljardeid korda heledamad kui Päikese Paar kuud, see on peaaegu sama hele kui kõik ülejäänud tähed galaktika kokku. Isegi kuus kuud hiljem, on see siiski sada miljonit korda eredam kui päike Kuid isegi see särav valgus moodustab vaid protsendi või nii energia väljuvas gaasi, mis ise sisaldasid vähem kui protsenti energiat, mille neutriino impulsi, et märku lõpliku core kollaps. Kui mõned kohutav mehhanismi kõik energia tuum kokkuvarisemine võib muuta valgus, siis isegi plahvatus 500 valgusaasta kaugusel Maa oleks praad meile kuumuse ja valguse heledam kui Päikesel. Täht, mis kogeb selline plahvatus nimetatakse supernoova. Need plahvatused on haruldased: seal ei ole nähtaval supernoova Linnutee kuna 1604. (Õnneks, sest supernoova on nii ere, see on lihtne jälgida neid teiste galaktikate.)

Aastal pärast plahvatust, neutron tuum jäetakse alasti ja üksi ruumi. Seega astronoomid nimetavad seda neutrontähe. Natuke asja tavaliselt petetuna selle pinnal, mida supernoova plahvatus, nii neutron stars on tavaliselt mass umbes 1,3 korda suurem kui Päikese Tavaliselt nad tekivad rotatsiooni vähemalt 10 korda sekundis, ja omavad magnetvälja triljon korda nii tugev kui Maa. Selline valdkonnas koos oma dünamo-nagu pöörlemise kiirus tähendab, et vastsündinud neutrontäht on midagi nagu hiiglaslik osakeste kiirendi. Elektronid püütud keerlevad magnetväljad kiirendatud peaaegu valguse kiirusel ja taladega kaugusel. Ilmatu hulga kiirguse valada uue neutrontähe süttib põgenevad gaase oma endise punane hiiglane elu samamoodi, et vähemal tärni süttib planetaarudu. Valgus näita ei kesta liiga kaua galaktika standarditele: ainus energiaallikas kättesaadavaks neutrontäht on pöörlemine ja kuigi hooratta 12 miili üle ja kaal on 430000 korda mass Maa on suurepärane hooratas, see ikka peab alavääristama. See võtab umbes 25000 aastat.

Kõige silmapaistvam neutrontähe vaadatuna Maa on üks keskmes Crab Nebula, näidatud joonisel 1. See udukogu laieneb nii kiiresti, et väikesed erinevused seda fotot ja tehtud fotosid vaid 60 aastat tagasi võib näha palja silmaga. Krabi udukogu on pärast supernoova, mis plahvatas 1054 AD. (Noh, kui täpne olla, valguse plahvatus jõudnud Maa 1054 AD. Täht ise plahvatas mõned 6000 aastat enne seda.) See supernoova oli nii ere võis näha ka päevasel ajal, ja see oli ja registreeritakse igaüks alates navaho Hiina.

Krabi neelu keskosas asuv neutronilm täidab umbes 30 korda sekundis. 1960. aastate lõpul oli see üks esimesi nn “pulsarid”, mida tuleb identifitseerida. Pulsarid on kiirelt pöörlevad neutroniteta tähed, millel on oma pinnal magnevad kuumad kohad, mis väljastavad kiirgustuludest nagu tuletorn. Kuna kiir lööb üle kogu Maa, näib neutronitähis kiirgavat raadiolainete äkilist impulssi, seega nime. Tänu neutroniteta tohutule pöörleva inertsile vilguvad pulsarid täpselt, mis konkureerivad aatomkelladega. Kui pulsarid avastati esmakordselt, ei olnud astronoomid nii kindlad, kas mis tahes loodusnähtused võivad tekitada sellist täpset ajastust, et nad kutsusid ainult pulsareid LGM-1, LGM-2 jt. LGM seisis Little Green Meni eest, sest neil oli kahtleb, et midagi peale arenenud tsivilisatsiooni võiks tekitada sellist majaki.

Astronoomide suurt pettumust ei ole alates kosmosepõhiste teleskoopide tulekust Maast lähedal olnud nähtav supernoona. SN 1987a tuntud supernoov on siiani kõige lähemal umbes 180 000 valgusaastal. Uue supernoeni nii lähedal kui see, mis tegi krabi- ämbri, saata astronoomid kiiresti kiiresti lähimale vaatluskeskusele, on vähe kahtlust, et mõned nooremad naised sattuksid põrandal seljajäljed…


1 – 140 peajärvi tähega lähima Maa kohta on ainult 6 päikesest heledamad. 119 (85%) on vähem kui 10% nii eredad kui Päike ja uskumatu 102 (73%) on vähem kui 1% nii erks kui Päike.

2 – Valge kääbuse kindlaksmääramine CO või ONM on teadaolevalt keeruline, kuna enamus neist näitavad ainult oma spektrites vesinikku või heeliumi. Probleemiks on see, et valge kääbuse pinnal tohutu gravitatsioon muudab selle nii sujuvaks kui löögikuuli. Kõik punased hiiglased päevad, mis jäävad põlevast kütusest välja, võivad libiseda kääbi pinnale nagu kuulliini all olev õlipõrk ja kaetakse see täielikult mõne meetri sügavusega “ookeanil”. Seega on kõik, mida me Earthist näeme, vesinik või heelium. Õnneks on ligikaudu 20% teadaolevatest päkappujudest niisugused õhukesed pinnakihid, et substraat on ikkagi näha.

3 – Võetud itaalia k “väike neutraalne”,  neutrinos  on Subatomaarsed osakesed, mille mass on tõenäoliselt väiksem kui üks kahest-miljondik omaga elektron, mis tähendab, et vähimatki smidgeon energy piisab liikumapanevaid ligi kiirust valgus. Nad on toodetud tohutu hulga tuuma reaktsioonid: aega, mis on võtnud sul lugeda seda lauset, umbes 1012 neutriinod läbinud keha, viisakalt Päikese  Neutrinos on elektriliselt neutraalne. Koos oma kiirust ja suurust, see tähendab, et nende läbitungimisenergia on fenomenaalne. Vähem kui üks triljon mis mõjutab Maa on peatatud: ülejäänud täielikult läbida kogu planeedi, kui see ei olnud seal, ja edasi.  neutriinode avastatakse abil tohutu detektorid ja tundlik vahendid ja kannatlikult oodanud juhuslikud “streik”.