الفلك

انهيار نجم تحت كتلة Chandrashekhar Limit

انهيار نجم تحت كتلة Chandrashekhar Limit


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.

كيف يتم حساب حد Chandrashekhar؟ ماذا يحدث للنجوم التي تقع تحت كتلة حد Chandrashekhar بعد انهيارها؟


كتلة شاندراسيخار هي أقصى كتلة نجمية نظرية يمكن دعمها بضغط انحلال الإلكترون المثالي.

تم حسابه في الأصل بواسطة Chandrasekhar باستخدام معادلات الحالة متعددة الاتجاهات للنجوم القزمة البيضاء ذات التركيبات المختلفة.

وجدت أنه إذا كانت معادلة الدولة $ P propto رو ^ {4/3} $، وهو مناسب للإلكترونات النسبية جدا، ثم التوازن يتم الحصول عليها فقط من أجل $ M_ {CH} = 5.8 mu_e ^ {2 } M _ { odot} $ ، حيث تصبح الكثافة غير محدودة و $ mu_e $ هو عدد وحدات الكتلة الذرية لكل إلكترون في الغاز.

الأقزام البيضاء النموذجية هي الكربون والأكسجين مع $ mu_e = 2 $، و $ M_ {CH} = 1.45M _ { odot} $، ولكن في قلب من السلف السوبرنوفا مصنوعة من الحديد 56 أنها ستكون أقل - حوالي $ M_ {CH} = 1.25 مليون _ { odot} دولار.

في السنوات الأخيرة ، تطور حد Chandrasekhar ليعني بالعامية أقصى كتلة ممكنة للقزم الأبيض. التصحيحات الرئيسية للحالة المثالية التي أخذها شاندراسيخار في الاعتبار هي تصحيحات كولوم ، والبدء المحتمل لانحلال بيتا العكسي (التقاط الإلكترون) وعدم الاستقرار عند كثافة محدودة متوقعة باستخدام GR بدلاً من الجاذبية النيوتونية. من المحتمل أن يحدد الأخير "كتلة Chandrasekhar" للأقزام الكربونية البيضاء لتكون 1.38 مليون دولار _ { odot} $.

يمكن دعم قزم أبيض كربوني كتلته أقل من ذلك بضغط تنكس الإلكترون ولن ينهار.

إذا كان سؤالك يسأل عن الاشتقاق من كتلة سوزوكي، ثم أقترح عليك أن ننظر إلى التحليلات الاستقرار التي يتم تقديمها في نص موحد حول هذا الموضوع مثل "الثقوب السوداء، الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية" حسب شابيرو وTeukolsky. يمكن الحصول على نتيجة تقريبية باستخدام النظرية الفيروسية بافتراض كثافة نجم منتظمة.


ما هو شاندراسيخار الحد؟ (علم الفلك)

يتم قبول الحد سوزوكي الآن أن ما يقرب من 1.4 مرات كتلة الشمس أي أبيض قزم مع أقل من هذه الكتلة ستبقى قزم أبيض إلى الأبد، بينما كانت متجهة نجم أن يتجاوز هذه الكتلة لإنهاء حياتها في هذا أعنف الانفجارات : مستعر أعظم.

حد Chandrasekhar (/ tʃʌndrəˈseɪkər /) هو الحد الأقصى لكتلة نجم قزم أبيض مستقر. تبلغ القيمة المقبولة حاليًا لحد Chandrasekhar حوالي 1.4 M☉ (2.765 × 1030 كجم). [1] [2] [3]

تقاوم الأقزام البيضاء انهيار الجاذبية بشكل أساسي من خلال ضغط انحلال الإلكترون ، مقارنة بنجوم التسلسل الرئيسي ، والتي تقاوم الانهيار من خلال الضغط الحراري. حد Chandrasekhar هو الكتلة التي فوقها يكون ضغط انحلال الإلكترون في قلب النجم غير كافٍ لموازنة الجاذبية الذاتية للنجم. ونتيجة لذلك ، فإن قزمًا أبيض كتلته أكبر من الحد عرضة لمزيد من انهيار الجاذبية ، ويتطور إلى نوع مختلف من بقايا النجوم ، مثل نجم نيوتروني أو ثقب أسود. أولئك الذين لديهم كتل تصل إلى الحد الأقصى يظلون مستقرين كأقزام بيضاء.

تم تسمية الحد باسم Subrahmanyan Chandrasekhar. سوزوكي تحسينات على دقة الحساب في عام 1930 عن طريق حساب الحد الأقصى لنموذج polytrope نجم في التوازن الهيدروستاتيكي، ومقارنة حد له إلى الحد الأقصى في وقت سابق وجدت من قبل E. C. ستونر لنجمه كثافة موحدة. الأهم من ذلك، فإن وجود حد، استنادا إلى اختراق المفاهيمي الجمع بين النسبية مع فيرمي الانحطاط، وبالفعل أنشئت لأول مرة في أوراق منفصلة نشرتها فيلهلم اندرسون وEC ستونر في عام 1929. تم تجاهل الحد في البداية من قبل المجتمع من العلماء لمثل هذا من المنطقي أن يتطلب الحد وجود ثقوب سوداء ، والتي كانت تعتبر استحالة علمية في ذلك الوقت. لوحظ حقيقة أن دور ستونر وأندرسون غالبًا ما يتم تجاهله في مجتمع علم الفلك


متعلق ب

ثقوب سوداء صغيرة

العناصر في المحيط

كريبتوس: خبير أسئلة وأجوبة

تتميز حياة النجم بانصهار هيدروجين نووي حراري إلى هيليوم ، وهليوم إلى كربون ، وما إلى ذلك ، مما ينتج عنه عناصر أثقل وأثقل. ومع ذلك ، فإن الاندماج النووي الحراري لا يمكن أن يخلق عناصر أثقل من الحديد. فقط انفجار سوبرنوفا يمكن أن ينتج النحاس والفضة والذهب و "العناصر النزرة" التي تعتبر مهمة لعمليات الحياة.

العناصر الأخف مثل الكربون والأكسجين والنيتروجين ضرورية أيضًا للحياة ، ولكن بدون انفجارات المستعرات الأعظمية ، ستبقى محبوسة إلى الأبد في النجوم. نظرًا لكونها أثقل من الهيدروجين والهيليوم اللذين يشكلان معظم الكتلة الأولية للنجوم ، فإنها تغوص لتشكل اللب المركزي للنجم - تمامًا كما يتم حبس معظم الحديد على الأرض في قلبه. إذا كانت النجوم ، كما يعتقد إدينجتون ، متجهة إلى أن تصبح أقزامًا بيضاء ، فستظل هذه العناصر محصورة في باطن النجوم ، أو في أحسن الأحوال يتم تسليمها بكميات دقيقة نسبيًا إلى الكون ككل عبر الرياح النجمية. تتطلب الحياة كما نعرفها تكوين كواكب صخرية ، وببساطة لا توجد طريقة لإخراج ما يكفي من المواد الصخرية إلى الكون ما لم تتمكن النجوم من إيصال تلك المواد بكميات بالجملة. والمستعرات الأعظمية تفعل ذلك بالضبط.

وبالتالي ، فإن حد Chandrasekhar ليس مجرد حد أعلى للكتلة القصوى للقزم الأبيض المثالي ، ولكنه أيضًا عتبة. النجم الذي يتجاوز هذه العتبة لم يعد يخزن حمولته الثمينة من العناصر الثقيلة. بدلاً من ذلك ، يسلمهم إلى الكون بأسره في مستعر أعظم يمثل موته ولكنه يجعل من الممكن للكائنات الحية أن توجد.

تعمق
اختيارات المحرر لمزيد من القراءة

بي بي سي: أنابيب الاختبار ونوبات الغضب: آرثر ستانلي إدينجتون وسوبرامانيان شاندراسيخار
في هذا البرنامج الإذاعي ، اكتشف تاريخ واحدة من أشد الخلافات في الفيزياء الفلكية.

FQXi: تفجير نموذج المستعر الأعظم
في منشور المدونة هذا ، تبحث زيا ميرالي في الثغرات الموجودة في فهمنا لانفجارات المستعر الأعظم.


النجوم ذات الكتلة الأعلى من حد Chandrasekhar تنهار في النهاية إما لتصبح نجومًا نيوترونية أو ثقوبًا سوداء. النجوم التي تقل كتلتها عن هذا الحد تُمنع من الانهيار بسبب ضغط انحلال إلكتروناتها.

متى يصبح النجم نجمًا نيوترونيًا ومتى يصبح ثقبًا أسود؟

8 كتل شمسية أو أكثر تنهار إلى نجوم نيوترونية أو ثقوب سوداء في نهاية مرحلة & quotsuper-giant & quot؛ من حياتهم. نجوم التسلسل الرئيسي مع / أقل من

8 كتل شمسية تصبح أقزامًا بيضاء في نهاية مرحلة & quotgiant & quot ؛ من حياتها ، وتخرج طبقاتها الخارجية على شكل سديم كوكبي. الأقزام البيضاء تتراوح من أقل من كتلة شمسية حتى

1.4 كتلة شمسية - حد شاندراسيخار - والتي بعدها لا يكون انحلال الإلكترون كافياً لدرء المزيد من الانهيار الجاذبي.

بناء على ما لقد قرأت، سوبر نوفا نوع 1A هو حرفيا انفجار (على العكس من حدث الانفجار الداخلي) التي، كما قلت، ويحدث عندما يتجاوز قزم أبيض 1.4 كتلة شمسية (وسوزوكي حدود) ومسألة من رفيق يتم إلقاء النجم عليه. عند هذه النقطة ، يستولي تفاعل نووي حراري جامح على القزم الأبيض ويدمره في انفجار مذهل لا يترك أي بقايا (نجم نيوتروني ، ثقب أسود ، إلخ). ما انا لا تفعل فهم سبب حدوث انفجار عند حدود Chandrasekhar في هذه الحالة ، بدلاً من الانهيار الإضافي إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود. هل لها علاقة بالاختلاف بين المادة المتحللة للإلكترون التي تشكل قزمًا أبيض والحديد الذي يشكل جوهر نجم ضخم؟ أم أنني أفتقد شيئًا واضحًا إلى حد ما؟

* تحرير * - اقرأ قليلاً عن الأقزام البيضاء واكتب 1a المستعر الأعظم. يبدو أن العرض الحالي هو أن الأقزام البيضاء أبدا في الواقع يصل الى حد بعيد حد شاندراسيخار خلال عملية التراكم، وأن الضغط الناتج عن الجاذبية مع اقتراب قزم أبيض في حدود 1٪ من الحد سوزوكي تسخن بما فيه الكفاية الأساسية لبدء الاندماج النووى الحرارى، والتي يبدأ التفاعل المتسلسل الجامح الذي يؤدي في النهاية إلى تدمير القزم الأبيض في انفجار.


النجوم القزمة البيضاء هي المنتجات النهائية للتطور النجمي للنجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة مثل شمسنا. إنها أجسام كثيفة للغاية (ملعقة صغيرة من مادة القزم الأبيض تزن عدة أطنان!) وهي مدعومة ضد المزيد من الانهيار الثقالي عن طريق ضغط انحلال الإلكترون.

حد Chandrasekhar البالغ 1.4 كتلة شمسية ، هو الحد الأقصى النظري للكتلة التي يمكن أن يمتلكها النجم القزم الأبيض ولا يزال قزمًا أبيض (على الرغم من أن هذا الحد يختلف اختلافًا طفيفًا اعتمادًا على المعدن). فوق هذه الكتلة ، لا يكفي ضغط انحلال الإلكترون لمنع الجاذبية من انهيار النجم بشكل أكبر إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

تم تسمية الحد على اسم الحائز على جائزة نوبل سوبراهمانيان شاندراسيخار ، الذي اقترح الفكرة لأول مرة في عام 1931.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


تحليل الكون - بالطبع Wiki: السماء تقع!

علمنا الأسبوع الماضي كيف تصبح النجوم النيوترونية أجسامًا نجمية مضغوطة تُترك وراءها عندما تكون النجوم ضخمة ($ M_> 10 _ < odot> $) ينهون حياتهم بعنف في انفجار سوبر نوفا. سنستكشف هذا الأسبوع العمليات الفيزيائية التي تفسر هذه الانفجارات الهائلة.

كما ناقشنا في مقالة ويكي للتطور النجمي ، بعد استنفاد الهيدروجين في قلب نجم هائل ، تحدث مراحل متتالية من الاندماج في اللب وحولها. يوضح الشكل أدناه التكوين الأولي لهذه المناطق مع ظهور العناصر الأثقل بالقرب من اللب. يشار إلى هذا عمومًا باسم مكياج البصل ، ولكن هذه نظرة مبسطة للغاية ، حيث قد يكون هناك اختلاط بين الطبقات في بعض الأحيان مع تطور النجم. علاوة على ذلك ، هناك عناصر أخرى (مثل الكبريت) في بعض الطبقات ولكن الفكرة العامة تنطبق. على وجه الخصوص ، يجب أن نولي اهتمامًا وثيقًا لللب الحديدي المغلف بقشرة من مادة السيليكون والكبريت التي تحترق. تولد هذه القشرة المزيد من الحديد الذي ينمو كتلة اللب. على عكس جميع المراحل الأخرى لتطور النجم ، فإن المرحلة النهائية تشهد إخماد حرائق الاندماج العنصري في اللب.

يتم ضمان هذا المصير من خلال حقيقة أنه ، على عكس كل المراحل السابقة من الاندماج النووي ولدت الطاقة والحديد يستوجب الطاقة لتندمج في العناصر الثقيلة. بمعنى يصبح جوهر بالوعة الطاقة واسعة النطاق ومع اقتراب كتلتها الحد كتلة سوزوكي ($ sim1.4 M _ < odot> $)، والذرات تصبح النسبية (بالإضافة إلى وجود الإلكترونات المنحل) و يبدأ اللب في الانهيار ، غير قادر على ممارسة الضغط الخارجي المطلوب لمقاومة سحب الجاذبية نحو مركز النجم.

ينهار قلب النجم ، بحجم الأرض تقريبًا ، حتى يتمكن ضغط انحلال النيوترونات من موازنة ضغط الجاذبية. عند هذه النقطة يكون اللب بحجم مانهاتن ($ sim10 km $). دعونا نأخذ مهلة قصيرة من العمل لشرح الانهيار بالتفصيل.

مع انهيار اللب ، تتحول جميع البروتونات إلى نيوترونات من خلال العديد من العمليات الفيزيائية. أبسط عملية هي عملية معكوسة - اضمحلال $ beta $ ، حيث يتحد البروتون مع الإلكترون ليصبح نيوترونًا (محايد بحقيقة أن الإلكترونات والبروتونات لها نفس الشحنة بالضبط ، ولكنها معاكسة في الإشارة). بالإضافة إلى تكوين نيوترون ، ينبعث نيوترينو أيضًا. فكر في النيوترينو على أنه روح الإلكترون شبه عديمة الكتلة وغير المشحونة التي لم تعد موجودة في هذه الحالة ستكون نيوترينو إلكترونًا ، وترمز عادةً إلى $ nu_$. بعد انفجار السوبرنوفا 1987A في سحابة ماجلان الكبرى، تم الكشف عن وجود تدفق أعداد كبيرة من النيوترونات عن طريق ارتفاع معدل اكتشاف مفاجئ في نيوترينو التجارب الكشف التي كانت، ولا تزال، الموجودة الآن تحت الأرض لحماية ضد المكتشفة زائفة لا ترتبط مع الأحداث الكونية. يمكننا تمثيل هذا الانحلال النووي بصريًا في معادلة بسيطة:

(لاحظ أنه لكل نيوترون يتم تكوينه على هذا النحو ، يتم إنشاء نيوترينو أيضًا). الآن ، ننتقل من حيث توقف العمل. يصل اللب إلى الحد الأدنى لحجمه البالغ حوالي 10 كيلومترات ، لكنه يبدأ بعد ذلك في الارتداد. أثناء القيام بذلك ، يتم دفع موجات الصدمة إلى المادة النجمية التي تحاول أيضًا السقوط في المركز. بعد هذا الارتداد ، سينهار القلب مرة أخرى ، لكن هذه المرة يكون أكثر أو يتم تثبيته في مكانه كنجم نيوتروني مكتمل التكوين. في بعض النواحي ، يشبه هذا الجرس الرنين.

في هذه الأثناء ، تمر موجة الصدمة عبر المادة النجمية المتساقطة ويتم تعزيزها بالتدفق الهائل للنيوترينوات الناتج عن تكوين النجوم النيوترونية. تمزق موجة الصدمة هذه النجم في حدث نسميه مستعر أعظم. يُظهر الرسم البياني أدناه رسمًا كاريكاتوريًا رائعًا وتعليقًا من صفحة ويكيبيديا على المستعرات العظمى من النوع الثاني ، ويصور المراحل المختلفة لانهيار النواة.


تشكيل قزم أبيض

نعم. اعتبارًا من الآن ، أنت تعلم أن ما هو حد Chandrasekhar وكل التاريخ وراء اكتشافه والأقزام البيضاء. لذلك ، أنت في وضع مثالي لمعرفة الدور الذي يلعبه حد Chandrasekhar في تكوين قزم أبيض.

حسنًا ، وفقًا لوجهة النظر الكلاسيكية ، عندما ينهار نجم ، سيصبح في النهاية قزمًا أبيض مصيره النهائي. ولكن ، إذا تحدثنا من حيث حد Chandrasekhar (النظرة الحديثة) ، القزم الأبيض ليس المصير النهائي لجميع النجوم. بمعنى أنه يمكن أن يصبح نجمًا نيوترونيًا أو مجرد ثقب أسود. آه ، لا تحير. سأقول لك كيف.

انظر ، لكي يتحول النجم إلى ثقب أسود ، يجب أن تكون كتلته كذلك فوق 29.0 كتلة شمسية. وبالمثل ، لكي يصبح النجم نجمًا نيوترونيًا ، يجب أن تكون كتلته في نطاق 10.0 إلى 29.0 كتلة شمسية. أخيرًا ، لكي يصبح النجم قزمًا أبيض ، يجب أن تكون كتلته في حدود 0.07 إلى 10.0 كتلة شمسية.

حدود Chandrasekhar والقزم الأبيض

عندما ينفد وقود النجم من الوقود النووي ، فإنه سيستمر في الانهيار حتى يبدأ نوع من القوة الداخلية في العمل ويمنع نفسه من المزيد من الانهيار. في حالة الأقزام البيضاء ، يتحقق وضع التوازن هذا بضغط الإلكترونات. هنا، سيمنع ضغط تنكس الإلكترون المزيد من الانهيار للنجم تحت جاذبيته. لهذا السبب ، تُعرف الأقزام البيضاء أيضًا باسم الأقزام المتدهورة.

حسنًا ، إذا كنت لا تعرف ، يمكن تصنيف الأقزام البيضاء إلى ثلاث فئات مختلفة. لقد شرحت كل شيء عن رحلة نجم إلى قزم أبيض في هذه المقالة. تحقق من ذلك. أنا متأكد من أنك ستحبه. ولكن ، سأقدم أيضًا مراجعة سريعة هنا أيضًا.

يُعرف التصنيف الأول للقزم الأبيض بالنجوم صغيرة الحجم ، أي وتتراوح كتلته بين 0.07 إلى 0.5 كتلة شمسية. التالي في السطر هو النجوم متوسطة الحجم ، أي وتتراوح كتلته بين 0.5 إلى 8.0 كتلة شمسية. التالي والأخير في السطر هو نجم كبير الحجم ، أي وتتراوح كتلته بين 8.0 إلى 10.0 كتلة شمسية.

كما تعلم ، يعتقد علماء الفلك والعلماء أنه عندما يشع قزم أبيض كل طاقته الحرارية ، فإنه سيصبح في النهاية قزمًا أسود. لكننا لم نعثر على أي قزم أسود افتراضي. هل تعرف لماذا؟ حسنًا ، إذا قمت بذلك ، فنوّرني باهتمامك في قسم التعليقات. أنا أنتظر.

هذا كل ما يخص هذا المنشور. إذا أعجبك هذا المقال ، شاركه إذا أعجبك ، أعجبك إذا شاركته. يمكنك أيضًا أن تجدنا على Mix و Twitter و Pinterest و Facebook.


كيف يمكن للحقول المغناطيسية تغيير حد كتلة شاندراسيخار

مؤسسة المؤلف الأول & # 8217s: المعهد الهندي للعلوم ، بنغالور ، الهند.

حالة: تم النشر في خطابات المراجعة المادية [وصول مغلق]

تمت كتابة منشور الضيف هذا بواسطة Vaibhavi Gawas ، طالب السنة الثانية في المعهد الهندي للتكنولوجيا في مدراس. يسعى Vaibhavi إلى الحصول على درجة البكالوريوس والماجستير المتكامل في الفيزياء وهو رئيس نادي الفيزياء وعلم الفلك في IIT Madras. إنها تحب الإسراف في القراءة عن الانفجارات النجمية وتنتظر مشاهدة المستعر الأعظم القادم. إلى جانب علم الفلك والفيزياء ، تحب Vaibhavi الرحلات والمشي لمسافات طويلة في الطبيعة ، ولا تستيقظ النفس الشعرية بداخلها إلا بسبب الرياح الموسمية.

المستعرات الأعظمية من النوع Ia (SNIae) ، التي لوحظ أنها ناتجة عن انفجار نجم قزم أبيض ، هي بشكل عام نوع ثابت للغاية من الانفجار النجمي الذي يشكل جزءًا كبيرًا من سلم المسافة. حتى أن تناسقهم قادنا إلى اكتشاف الطاقة المظلمة! ومع ذلك ، تم اكتشاف المزيد والمزيد من الأمثلة الغريبة عن SNIae ، مما دفع الباحثين إلى التشكيك في فهمنا للفيزياء الكامنة وراء SNIae. في ورقة اليوم ، يبحث المؤلفون في كيفية تأثير وجود مجال مغناطيسي على أنواع انفجارات SNIa التي نراها.

تميل النجوم القزمة البيضاء المصحوبة بشريك ثنائي إلى تجميع الكتلة على مدار فترة زمنية. عندما تنمو الأقزام البيضاء في الكتلة ، فإنها تواجه قوة جاذبية أقوى تدفع النجم نحو الانهيار. نحن نعلم أن الأقزام البيضاء مدعومة ضد انهيار الجاذبية بواسطة ضغط انحلال الإلكترون. ومع ذلك ، يمكن أن يحارب تنكس الإلكترون مقدارًا محدودًا فقط من ضغط الجاذبية.

حصل S. Chandrasekhar على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1978 لحساب الحد الأقصى لكتلة القزم الأبيض ، 1.4 كتلة شمسية ، التي يمكن أن يتحملها ضغط انحلال الإلكترون. عندما تتجاوز الكتلة الكلية للقزم الأبيض هذا الحد ، يتم إشعال تفاعل حراري نووي ويتمزق النجم في انفجار دراماتيكي. هذه الانفجارات من ألمع الأحداث في الكون! في غضون فترة زمنية تتراوح من 15 إلى 20 يومًا ، يمكنهم إطلاق نفس القدر من الطاقة التي ستنتجها شمسنا طوال حياتها.

لقد اعتقد 8217 أن جميع الأقزام البيضاء الكربونية (النوع الأكثر شيوعًا) تنفجر عندما تتجاوز حد الكتلة الشمسية البالغ 1.4. التركيب المماثل ونفس القدر من الكتلة يعنيان أن جميع SNIae تطلق نفس الكمية تقريبًا من الطاقة في انفجاراتها على مدى زمني مماثل. لذلك ، ستؤدي أي SNIa إلى ظهور منحنيات الضوء نفسها تقريبًا بمجرد معايرتها بشكل صحيح. يمكن قياس المسافة إلى الانفجار بناءً على المعايرة. ومن ثم ، فإن انفجارات SNIae تسمى أيضًا الشموع القياسية.

ومع ذلك ، ماذا لو تمكنت بعض الظواهر الغريبة من تغيير حد كتلة شاندراسيخار؟ لقد لاحظنا SNIae مع لمعان أكبر من المتوقع (SNIae الفائق السطوع). تحتاج هذه SNIae الفائقة السطوع إلى قزم أبيض سلف كتلته 2.1-2.8 كتلة شمسية من أجل مطابقة الملاحظات. أدى البحث في طبيعة الأقزام البيضاء الممغنطة بدرجة عالية إلى اكتشاف أن بعض الأقزام البيضاء يمكنها بالفعل امتلاك كتلة تتجاوز 1.4 كتلة شمسية ، وحتى 2.8 كتلة شمسية في بعض الأحيان. تشكك هذه التطورات في الشموع القياسية التي استخدمناها حتى الآن وتقدم أيضًا تفسيرًا محتملاً لأسلاف SNIae الفائق السطوع.

بحثت الأبحاث التي قادها أساتذة في قسم الفيزياء في المعهد الهندي للعلوم في الخصائص الأساسية للأقزام البيضاء الممغنطة للغاية والآثار المحتملة لانتهاك حد الكتلة الفائقة SNIa و Chandrasekar. في الورقة البحثية ، نظر المؤلفون في كيف يمكن للتغييرات في معادلة الحالة للأقزام البيضاء أن تغير حد الكتلة. ترتبط معادلة الحالة (EoS) بالضغط والكثافة داخل النواة النجمية. يمكن بعد ذلك حساب كتلة النجم ونصف قطره باستخدام هذه المعادلة.

لم يأخذ نظام Lane-Emden EoS الأصلي في الاعتبار المجال المغناطيسي. ينشئ القزم الأبيض التوازن الهيدروستاتيكي بناءً على التأثيرات الكمومية للإلكترونات المتدهورة. من المعروف أن المجالات المغناطيسية العالية جدًا تغير حالات الطاقة المتاحة لهذه الإلكترونات المتدهورة. & # 8216 تأثيرات تكمية لانداو & # 8217 تلخص تأثيرات المجالات المغناطيسية على الإلكترونات المتدهورة ، وتجلب مستويات لانداو (مستويات طاقة الإلكترونات المتدهورة في المجال المغناطيسي). بدون وجود مجال مغناطيسي ، تكون جميع مستويات لانداو مشغولة (انظر الشكل التالي للتوضيح). مع زيادة قوة المجال المغناطيسي ، يتوفر عدد أقل من مستويات لانداو للإلكترونات. التغييرات في مستويات الإلكترون تغير ضغط الانحلال ، وبالتالي تغيير الكثافة و EoS للقزم الأبيض.

لكي يدخل تكميم لانداو حيز التنفيذ ، فإن المجالات المغناطيسية لـ

مطلوب 10 ^ 15 Gauss. الآن ، تمتلك معظم الأقزام البيضاء مجالات مغناطيسية سطحية لا تزيد عن 10 ^ 10 جاوس ، وهو أقل بكثير من 10 ^ 15 جاوس. ولكن مع زيادة كثافة المادة نحو قلب القزم الأبيض ، يزداد المجال المغناطيسي بالقرب من اللب أيضًا بشكل حاد بسبب الحفاظ على التدفق المغناطيسي. علاوة على ذلك ، فإن أسلاف SNIae تتراكم الأقزام البيضاء. مع زيادة الكتلة المتراكمة ، يزداد ضغط الجاذبية ، وبالتالي يتقلص القزم الأبيض.

بعبارة أخرى ، نظرًا لأن حجم القزم الأبيض المتراكم يتناقص مع ارتفاع كتلته الإجمالية ، فإن الحفاظ على التدفق المغناطيسي في مثل هذه الأجسام المدمجة يؤدي إلى زيادة في شدة المجال المغناطيسي في المركز. كما هو مبين في الشكل 3 ، يسمح المجال المغناطيسي المركزي القوي بمزيد من دعم الضغط الخارجي من انحلال الإلكترون ، مما يسمح للقزم الأبيض بالبقاء على قيد الحياة عند ارتفاع ضغط الجاذبية الداخلي والنمو إلى ما بعد 1.4 كتلة شمسية.

تمت صياغة حد كتلة Chandrasekhar دون مراعاة التأثيرات المغناطيسية ، لكن الملاحظات الحالية تعني أنه لا يمكن إهمال الحقول المغناطيسية العالية. يؤدي EoS المشتق بعد التفكير في مستوى واحد فقط (الصفر) لانداو إلى حد كتلة نهائي جديد للأقزام البيضاء يبلغ حوالي 2.58 كتلة شمسية. يمكن أن يكون للأقزام البيضاء ذات المجالات المغناطيسية المنخفضة مستويات لانداو متعددة تؤدي إلى كتلتها القصوى بين 1.4 و 2.58 كتلة شمسية. الأقزام البيضاء ذات المجالات المغناطيسية الضئيلة تميل إلى امتلاك مستويات لانهائية لانهائية وتظهر حد كتلة شاندراسيخار المعتاد. قد يفسر هذا الاعتبار لحدود الكتلة الجديدة وما فوق حد Chandrasekhar حدوث انفجارات الأقزام البيضاء الفائقة السطوع ويمكن أن يقودنا إلى إعادة تعريف الشمعة القياسية SNIa!


إي يو أسترو

قبل مائة عام ، أمس ، 19 أكتوبر ، 1910 ، ولد سوبراهمانيان شاندراسيخار.

يمكن القول إن أعظم عالم فيزياء فلكية في القرن العشرين ، ورد اسمه في كل كتاب من كتب علم الفلك. من الحد العلوي من كتلة قزم أبيض، سوزوكي & # 8217s الحد، إلى شاندرا تلسكوب الأشعة السينية التي تدور، وقال انه ترك بصمته على المفاهيم ذاتها والمفردات التي الفيزيائيين والفلكيين تستخدم حتى اليوم.

كان شاندراسيخار ابن شقيق السير شاندراسيخارا فينكاتا رامان ، الحائز على جائزة نوبل للفيزياء عام 1930. تلقى تشاندراسيخار تعليمه في جامعة مدراس وفي كلية ترينيتي بكامبريدج. من عام 1933 إلى عام 1936 شغل منصبًا في ترينيتي.

بحلول أوائل الثلاثينيات من القرن الماضي ، خلص العلماء إلى أنه بعد تحويل كل الهيدروجين إلى هيليوم ، تفقد النجوم الطاقة وتتقلص تحت تأثير جاذبيتها. هذه النجوم ، المعروفة باسم النجوم القزمة البيضاء ، تتقلص إلى حجم الأرض تقريبًا ، ويتم ضغط الإلكترونات ونواة الذرات المكونة لها إلى حالة من الكثافة العالية للغاية. باستخدام النظرية الجديدة لميكانيكا الكم ، حدد Chandrasekhar ما يُعرف بحد Chandrasekhar - وهو أن النجم الذي تزيد كتلته عن 1.44 ضعف كتلة الشمس لا يشكل قزمًا أبيض ، ولكنه يستمر في الانهيار. اكتشف لاحقًا أن انهيار نوى النجوم الأكثر ضخامة ينفجر من غلافها الغازي في انفجار مستعر أعظم من النوع الثاني ، تاركًا نجمًا نيوترونيًا. يستمر النجم الأكثر ضخامة في الانهيار تاركًا ثقبًا أسود. يستخدم المستعر الأعظم من النوع Ia نفس الآلية بطريقة مختلفة ، إذا كان النظام النجمي الثنائي لديه قزم أبيض يسرق المادة من رفيقه ، وتجاوز حد Chandrasekhar ، فسوف ينهار القزم الأبيض وينفجر. لهذه المشاركة حصل على جائزة نوبل في الفيزياء 1983

شاندرا يحصل على جائزة نوبل (1983)

ساهمت هذه الحسابات في الفهم النهائي للمستعرات الأعظمية والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء ، وإنتاج العناصر في الجدول الدوري.


Subrahmanyan Chandrasekhar

سيراجع محررونا ما قدمته ويحددون ما إذا كان ينبغي مراجعة المقالة أم لا.

Subrahmanyan Chandrasekhar، (ولد في 19 أكتوبر 1910، لاهور، الهند [الآن في باكستان] -died 21 أغسطس 1995، شيكاغو، إلينوي، الولايات المتحدة)، الهندي المولد الفيزياء الفلكية الأمريكي الذي، مع وليام فاولر A.، حصل على جائزة نوبل للفيزياء 1983 للاكتشافات الرئيسية التي أدت إلى النظرية المقبولة حاليًا حول المراحل التطورية اللاحقة للنجوم الضخمة.

كان سوزوكي ابن شقيق السير شاندرا فنكاتا رامان، الذي فاز بجائزة نوبل للفيزياء عام 1930. تلقى تعليمه في كلية سوزوكي الرئاسة، في جامعة مدراس، وفي كلية ترينيتي في كامبريدج. من عام 1933 إلى عام 1936 شغل منصبًا في ترينيتي.

بحلول أوائل الثلاثينيات من القرن الماضي ، خلص العلماء إلى أنه بعد تحويل كل الهيدروجين إلى هيليوم ، تفقد النجوم الطاقة وتتقلص تحت تأثير جاذبيتها. هذه النجوم ، المعروفة باسم النجوم القزمة البيضاء ، تتقلص إلى حجم الأرض تقريبًا ، ويتم ضغط الإلكترونات ونواة الذرات المكونة لها إلى حالة من الكثافة العالية للغاية. تحديد سوزوكي ما يعرف باسم سوزوكي حد أن نجم جود كتلة أكثر من 1.44 مرة من الشمس لا تشكل القزم الأبيض ولكن بدلا من ذلك يستمر في الانهيار، ضربات خارج الغلاف الغازي في انفجار السوبرنوفا، ويصبح النيوترون نجمة. يستمر النجم الأكثر ضخامة في الانهيار ويتحول إلى ثقب أسود. ساهمت هذه الحسابات في الفهم النهائي للمستعرات الأعظمية والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. جاء شاندراسيخار بفكرة وضع حد لرحلته إلى إنجلترا في عام 1930. ومع ذلك ، قوبلت أفكاره بمعارضة شديدة ، خاصة من عالم الفلك الإنجليزي آرثر إدينجتون ، واستغرق الأمر سنوات حتى يتم قبولها بشكل عام.

انضم سوزوكي موظفي جامعة شيكاغو، حيث ارتفعت من أستاذ مساعد في الفيزياء الفلكية (1938) إلى مورتون D. هال تميز أستاذ الفيزياء الفلكية خدمة (1952)، وأصبح مواطنا أمريكيا في عام 1953. وقال انه عمل مهم على نقل الطاقة من الإشعاع في الأجواء النجمية والحمل الحراري على سطح الشمس. حاول أيضًا تطوير النظرية الرياضية للثقوب السوداء ، واصفًا عمله في النظرية الرياضية للثقوب السوداء (1983).

حصل شاندراسيخار على الميدالية الذهبية للجمعية الملكية الفلكية عام 1953 ، والميدالية الملكية للجمعية الملكية عام 1962 ، وميدالية كوبلي للجمعية الملكية عام 1984. ومن بين كتبه الأخرى مقدمة لدراسة البنية النجمية (1939), مبادئ ديناميات النجوم (1942), النقل الإشعاعي (1950), الاستقرار الهيدروديناميكي والهيدرومغناطيسي (1961), الحقيقة والجمال: الجماليات والدوافع في العلوم (1987) و مبادئ نيوتن للقارئ العادي (1995).

محررو Encyclopaedia Britannica تمت مراجعة هذه المقالة وتحديثها مؤخرًا بواسطة Amy Tikkanen ، مدير التصحيحات.


Stellar Black Hole & # 8211 نوع من الثقب الأسود يتكون من انهيار الجاذبية لنجم

الثقب الأسود هو منطقة في الفضاء تكون فيها قوة سحب الجاذبية قوية جدًا بحيث لا يتمكن الضوء من الهروب. الثقب الأسود النجمي (أو الثقب الأسود ذو الكتلة النجمية) هو نوع من الثقوب السوداء يتكون من انهيار جاذبية النجم. تشكل الثقوب السوداء النجمية ، التي تقل كتلتها عن الشمس بحوالي 100 مرة ، إحدى نقاط النهاية التطورية المحتملة للنجوم عالية الكتلة. لديهم كتل تتراوح من حوالي 5 إلى عدة عشرات من الكتل الشمسية. بمجرد أن يحترق قلب النجم تمامًا ويتحول إلى الحديد ، يتوقف إنتاج الطاقة وينهار اللب بسرعة مما يؤدي إلى انفجار سوبر نوفا. تُلاحظ العملية على أنها انفجار مفرط نوفا أو انفجار أشعة جاما. إذا كان اللب أكبر من حوالي 2-3 كتل شمسية ، فإن ضغط النيوترونات غير قادر على إيقاف الانهيار ويتكون ثقب أسود نجمي. يشار إلى هذه الثقوب السوداء أيضًا باسم الانهيارات.

من أجل صنع واحد ، يجب أن ينفجر نجم من خمسة إلى عدة عشرات من كتلة شمسنا إلى مستعر أعظم. يتم تشكيل هذه الثقوب السوداء عمومًا على أنها ثقوب سوداء كير ، حيث من المتوقع أن يتم الحفاظ على الدوران الأصلي للنجم الهائل أثناء الانهيار وأن تحتوي الثقوب السوداء على القليل من الشحنة الكهربائية. توجد ثقوب سوداء هائلة في مركز معظم المجرات ، بما في ذلك مجرتنا درب التبانة. إنها ثقيلة بشكل مذهل ، وتتراوح كتلتها بين الملايين والمليارات من الكتل الشمسية.

يُنظر إلى هذه العملية على أنها انفجار مفرط نوفا ، أو انفجار أشعة جاما. تسمى هذه الثقوب السوداء أيضًا بالانهيارات. نظرًا لأن الإشعاع لا يمكنه الهروب من الجاذبية الشديدة للثقب الأسود بمجرد عبوره أفق الحدث ، فمن الصعب جدًا اكتشافه بمعزل عن الآخر.

وفقًا لنظرية اللا شعر ، يمكن للثقب الأسود أن يكون له ثلاث خصائص أساسية فقط: الكتلة والشحنة الكهربائية والزخم الزاوي (الدوران). يُعتقد أن الثقوب السوداء التي تكونت في الطبيعة لها بعض الدوران. يرجع دوران الثقب الأسود النجمي إلى الحفاظ على الزخم الزاوي للنجم أو الأشياء التي أنتجه. لذلك ، توجد الثقوب السوداء النجمية بسهولة في الأنظمة الثنائية للأشعة السينية ، حيث يتم سحب الغاز من النجم المرافق إلى الثقب الأسود.

الانهيار التثاقلي للنجم هو عملية طبيعية يمكن أن ينتج عنها ثقب أسود. إنه أمر لا مفر منه في نهاية حياة نجم كبير عندما يتم استنفاد جميع مصادر الطاقة النجمية. إذا كانت كتلة الجزء المنهار من النجم أقل من حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف (TOV) للمادة المتحللة بالنيوترونات ، فإن المنتج النهائي هو نجم مضغوط - إما قزم أبيض (للكتل التي تقل عن حد Chandrasekhar) أو نجم نيوتروني أو نجم كوارك (افتراضي).

يمكن لعلماء الفلك أيضًا قياس كتلة الثقب الأسود (عادةً ما بين 3 و 20 كتلة شمسية للثقب الأسود النجمي) من خلال ملاحظة تأثير الجاذبية على النجم المرافق. الكتلة القصوى التي يمكن أن يمتلكها النجم النيوتروني (دون أن يصبح ثقبًا أسود) ليست مفهومة تمامًا. في عام 1939 ، قُدرت الكتلة الشمسية بـ 0.7 كتلة ، تسمى حد TOV. في عام 1996 ، وضع تقدير مختلف هذه الكتلة العليا في نطاق من 1.5 إلى 3 كتل شمسية.


شاهد الفيديو: Collapse: The Rage - Часть 2Финал (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Jayvee

    أعتذر أنني أقاطعك ، أود أيضًا أن أعرب عن رأيي.

  2. Vokasa

    مرة أخرى نفس الشيء. مهلا ، هل يمكنني إعطائك بعض الأفكار الجديدة؟!

  3. Perkinson

    في مكانك كنت سأحاول حل المشكلة نفسها.

  4. Vinson

    بالطبع ، لا يمكن أبدًا أن تكون آمنًا.

  5. Doughall

    برافو ، هذه الفكرة الجيدة جدًا ستكون مفيدة.

  6. Mer

    إنها معلومات رائعة وجيدة للغاية



اكتب رسالة