Yıldızlar neden patlar?

Belgesellerin anlatıcısının her zaman bir yıldızın patladığını, çünkü yakıtın tükendiğini duyduğumu duydum. Genellikle işler çok fazla yakıt aldıklarında patlar, yakıt bittiğinde değil. Lütfen açıkla...

star explosion

— Lorry Laurence mcLarry
kaynak

(Yeterince büyük) bir yıldızın çok fazla maddesi var. Yerçekimi tüm bu meseleleri kütle merkezinde bir araya getirmeye çalışıyor, bu yüzden bir şeylerin geri çekilmesi gerekiyor. Bir yıldız için çekirdek üreten ışıktaki füzyon işlemi geri itendir. Bir noktada yıldızın yakıtı bitiyor ve “dışarı itmek” yok oluyor, böylece her şey merkeze çok hızlı bir şekilde çöküyor. Sonra patlar.

— Thorbjørn Ravn Andersen

@ ThorbjørnRavnAndersen Önemli bir nokta, çöktüğü her şeyin olmadığı . Eğer o zaman serbest bırakılsaydı potansiyel enerji, çöküşü tersine çevirmek için bile yeterli olmayacaktı, bir patlamaya neden olacaktı. Sadece çekirdek çöktü. Zarf, uzaya üflenene kadar çöküşün habersiz bir şekilde farkında olmaya devam eder.

— Rob Jeffries,

Bu SE'de "yorum olarak cevaplara" izin veriliyor mu?

— dav1dsm1

@ dav1dsm1th Hayır, hiçbir SE'de izin verilmez. Bununla birlikte, oldukça yaygın bir uygulamadır; Herkes tam teşekküllü bir cevap yazma zamanına sahip değildir, bu yüzden ellerinden gelen her şeyi not eder ve birisinin tam bir cevap haline getirmek için gelebileceğini umar.

— Setsu

@Setsu Duymak güzel. Umarım bu yorumlar bir noktada (gürültü de dahil olmak üzere) temizlenir.

— dav1dsm1

Yanıtlar:

Kısa cevap:

İnert demir çekirdeğin çok hızlı çökmesi ile salınan yerçekimi potansiyel enerjisinin küçük bir kısmı dış katmanlara aktarılır ve bu, gözlenen patlamaya güç sağlamak için yeterlidir.

Daha ayrıntılı olarak:

İdeal bir model yıldızın enerjisini düşünün. Bir kütle "çekirdek" sahiptir ve başlangıç yarıçapı ve kütle arasında bir dış kaplama ve yarıçapı . $M$ $R_0$ $m$ $r$

Şimdi çekirdeğin ayrıldığı kısa bir zaman ölçeğinde çok daha küçük bir yarıçap daraltıldığını varsayalım . Serbest bırakılan yerçekimi potansiyel enerjisinin miktarı . $R \ll R_0$ $\sim GM^2/R$

Bu salınan enerjinin bir kısmı, dışa doğru hareket eden şoklar ve radyasyon şeklinde zarfa aktarılabilir. Aktarılan enerji zarfın yerçekimi bağlanma enerjisini aşıyorsa , zarf uzaya üflenebilir. $\sim Gm^2/r$

Patlayan bir yıldızda (II. Tip çekirdek çekirdek çöküşü) km, km ve km. Çekirdek kütle ve zarf kütlesi . Yoğun çekirdek çoğunlukla demirden yapılır ve elektron dejenerasyon baskısı ile desteklenir . Yıldızın “yakıtı bittiği” söylenir çünkü demir çekirdekli füzyon reaksiyonları önemli miktarda enerji salmaz. $R_0\sim 10^4$ $R\sim 10$ $r \sim 10^8$ $M \sim 1.2M_{\odot}$ $m \sim 10M_{\odot}$

Nükleer yanma çekirdek çevresinde devam eder ve böylece çekirdek kütle ağırlığı kademeli olarak artar ve bu nedenle çöküşü tetiklenir yaptığı gibi bu çok kademeli daralmaları (dejenere basıncı tarafından desteklenen yapılarda bir özelliği), yoğunluğu artar ve daha sonra bir istikrarsızlık elektron yoluyla sokulur demir çekirdeklerinin reaksiyonlarını veya foto-entegrasyonunu yakalamak. Her iki durumda da, elektronlar (çekirdeğe destek sağlayan şey) nötronları oluşturmak için protonlar tarafından paspaslanır ve çekirdek, s serbest düşüş zaman çizelgesinde çöker . $\sim 1$

Çöküş, güçlü nükleer kuvvet ve nötron yozlaşma baskısı ile durdurulur. Çekirdek sıçradı; bir şok dalgası dışa doğru hareket eder; Yerçekimi enerjisinin çoğu nötrinolarda depolanır ve bunun bir kısmı nötrinolar kaçmadan önce dış zarfı uzağa sürükleyerek şoka aktarılır. Woosley ve Janka (2005) 'te bunun ve önceki paragrafın mükemmel bir tanımlayıcı hesabı okunabilir .

Bazı rakamları koymak.

G, M^{2} / R, = 4 x 10^{46} J

$GM^2/R = 4\times 10^{46}\ {\rm J}$

G, m^{2} / r = 3 x 10^{44} J

$Gm^2/r = 3\times 10^{44}\ {\rm J}$

Dolayısıyla, süpernova patlamasını tetiklemek için çöken çekirdeğin serbest bırakılan potansiyel enerjisinin sadece% 1'inin zarfa aktarılması gerekir. Her nasılsa süpernova bunu yapmanın bir yolunu bulsa da, bu aslında henüz ayrıntılı olarak anlaşılmamıştır.

Kilit nokta , hızlı çöküşün sadece yıldızın çekirdeğinde gerçekleşmesidir. Yıldızın tamamı tek olarak çökerse, o zaman yerçekimi potansiyel enerjisinin çoğu radyasyon ve nötrinolar olarak kaçar ve çöküşü tersine çevirmek için bile yeterli enerji olmazdı. Olarak çekirdek serbest yerçekimi enerjisi çöküşü modeli, en (% 90 +) olan nötrinolara kaybedilen fakat geriye kalan yine çöktürülmemiş bağlantı kesme kolayca yeterli zarf . Çöken çekirdek bağlı kalır ve bir nötron yıldızı veya kara delik haline gelir.

Bir yıldızın (beyaz bir cücenin) patlamasına neden olmanın ikinci yolu, termonükleer bir reaksiyondur. Karbon ve oksijen nükleer füzyon reaksiyonlarında tutuşabiliyorsa, beyaz cücenin yerçekimi bağlayıcı enerjisini aşacak kadar enerji açığa çıkar. Bunlar tip Ia süpernovaları.

— Rob Jeffries
kaynak

Çekirdek çöküşü süpernovalarının modellerinin genellikle sürekli süpernovalar üretmediklerini kaydetmeye değer. Simülasyonlarda şok genellikle durur ve bu olmasa bile, simülasyonlar genellikle gözlenen parlaklıklarla eşleşmekte zorlanırlar. Bu makaleye giriş, alandaki bazı zorluklara iyi bir giriş niteliğindedir: adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...746..106P

— J. O'Brien Antognini

Benim sorum geniş ölçüde neden istikrarsızlık noktası ne olursa olsun parametre alanı içinde dolaşırken geçişi yapmak yerine neden patlıyor. Protonları ve elektronları bir arada sıkıştıracak kadar yeterli sıcaklık / yoğunluğa sahip olduğunuzda, aniden her şeyin her şeyi tutanı çıkardığı, düşüştüğü, yoğunluğu daha da artırabileceği, daha fazla çıkardığı kilit nokta mı? t o "yavaş" rampa ve bir stabilitesini koruyabildiği açıktır bir yöntem? Kuşkusuz yıldız elektron yakalamalarından tüm elektron yakalamalarına gitmiyor mu?

— Nick T

@ J.O'BrienAntognini Gerçekten de, modeller gerekli olan enerjinin% 1'inin nasıl aktarılacağına karar vermek için mücadele edebilir - yukarıda bahsettiğim gibi. Fakat gerçek yıldızlar bunu çözdü ve hiç kimse enerji kaynağının ne olduğunu tartışmıyor.

— Rob Jeffries,

@NickT gerçekten bir kaçak dengesizliktir. Elektron yakalama bir eşik yoğunluğunda meydana gelir, çünkü dejenere elektronlar belirgin, yoğunluğa bağlı bir maksimum enerjiye sahiptir (bir Maxwellian dağılımına sahip değildir). Elektronların bu şekilde kaybolması basıncı düşürür, böylece yıldız çöker, yoğunluğu arttırır ve böylece dejenere elektronların maksimum enerjisi artar ve daha fazla nötronizasyona katılmalarını sağlar. Sonuç, başlangıçtan itibaren bir saniye içinde toplam çökmedir.

— Rob Jeffries,

@RobJeffries Bu doğrudur, bununla birlikte, süpernovalarda başarısız olmuş muazzam yıldızların önemli bir kısmının olabileceği çok iyi olabileceği de belirtilmelidir! Bu yüzden birkaç yıldız kesinlikle çözdüğü halde, mutlaka hepsinde olduğu gibi değil! Başarısız süpernova fraksiyonunu% 5 ile% 50 arasında bir yere koyan bazı kısıtlamalar var: adsabs.harvard.edu/abs/2016arXiv161002402A

— J. O'Brien Antognini

Daha basit dönüşlerde cevap vermek. (Evet, çok basitleştirilmiş, ancak temel kavramı tanıtmalıdır).

Bir Yıldız, Hidrojen gibi hafif elementler arasındaki Helyuma dönüşen nükleer füzyonla "yanar". Bu yanmanın sıcaklığı ve enerjisi sürekli olarak onu tutan yıldızın içindeki maddeyi zorlar. Erimiş hidrojen, merkeze çökmesini engellemek için yeterli enerji üretir.

Yıldızın yakıtı bitmeye başladığında, "ateş" daha da soğur ve itmek zayıflar.

Sonunda itme yıldızı birbirinden ayırmaya yetmiyor ve hepsi bir araya geliyor. Bu çöküş patlamaya neden olan çok fazla enerji açığa çıkarır.

— Tim B
kaynak

"Yıldızın yakıtı tükenmeye başladığında," ateş "daha da soğur ve itmek zayıflar." Bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık, süpernova patlamasına kadar ömrü boyunca artmaya devam ediyor.

— Rob Jeffries,

@RobJeffries Uzman olduğumu iddia etmiyorum ama benim anladığım şu ki, devam eden füzyonun ısısından ziyade potansiyel enerjiyi serbest bırakan çekimsel çöküş nedeniyle mi? "Ateş" daha da büyüdü, ancak diğer faktörler üstleniyor.

— Tim B,

Yerçekimi potansiyel enerjisinin ısıya dönüşümü en az düzeydedir. Sıcaklıktaki artış aslında çekirdekte daha ağır ve daha ağır elementlerin sürekli füzyonundan kaynaklanmaktadır. Örneğin, bu wiki sayfasını okuyun .

— zephyr

Güzel ve kısa, ama Rob Jeffries'in yaptığı gibi bu açıklamaya "sıçrama" terimini ekleyecektim. Canlı ve açıklamanızı "patlamaya neden olmaktan" daha güzel bir şekilde bitirir

— Mike Wise

n

$n$

n + 1

$n+1$