Астрономија

Како може starвезда со мала маса да ја зголеми својата маса на 1,4 Мсун?

Како може starвезда со мала маса да ја зголеми својата маса на 1,4 Мсун?


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.

На мојот час по астрономија научив дека само starsвездите со мала маса (<0,5 Msun) ќе се контрахираат, а потоа ќе станат дегенерирани, сè додека не биде бело џуџе. Сепак, научивме и за границата на Чандрасехар, во која се наведува дека белите џуџиња имаат максимална маса од 1,4 Мсун.

Ако почетната starвезда има помалку од 0,5 Мсун, како резултат на бело-џуџе достигнува до 1,4 Мсун?

Дали сум можеби погрешен во мојата претпоставка дека масата на добиеното бело-џуџе зависи од масата на оригиналната starвезда?


Те научија погрешно. Arsвездите со околу 8 сончеви маси ќе завршат како бели џуџиња. Но, тоа е само нивно јадра кои стануваат дегенерирани и завршуваат како бело џуџе. Остатокот од пликот се губи за време на џиновската фаза поради густ ветер.

Таму е нелинеарна, но веројатно монотона врска помеѓу почетната прогениторна и конечна бела џуџеста маса (види подолу, од Калирај 2013) - Сонцето најверојатно ќе заврши како бело џуџе од 0,5 соларна маса, но во нормална stвездена еволуција, дегенерирано бело џуџе starsвездите можат да бидат произведени само до околу 1,25 сончеви маси од најмасовните проследници. Било помасивно од ова и веројатно е дека јадрото не станува дегенерирано пред да се запали и изгори низ потешките нуклеарни горива. Најмасивното, веројатно единствено, бело џуџе познато е "WD 33" во кластерот NGC 2099 и има маса од 1,28 $ ^ {+ 0,05} _ {- 0,08} M _ { odot} $, најверојатно е направено од О / Не смеса, и имаше проценета маса на прогенитор на главната низа од $> 3,5 М _ { одот} $ (Камингс и сор. (2016).

Со цел да се добие помасивно бело џуџе, до масата Чандрасехар (околу 1,38 сончеви маси за бело џуџе C / O или O / Ne во општата релативност), скоро сигурно треба да конкретни маса од близок бинарен придружник или да биде резултат на некакво спојување.

Ова е водечки кандидат за објаснување на супернова од типот Ia.


Од овие 2 страници: whitedwarf.org и imag.gsfc.nasa.gov обете држави велат дека starsвездите помалку од 8 пати поголема од соларните маси на крајот би станале бело бело џуџе. Значи, во зависност од масата на theвездата, можно е бело џуџе со 1,4 сончеви маси.


Ниската маса потекнува од раниот среден век како скратена или поедноставена форма на Свечена миса. Во раната црква, како и во православната црква денес, сите служби се пеат, и не е еквивалентно на римската мала маса или на англиканската " рече прослава “. [4]

Маси без свеченост во раното христијанство Уреди

Заедно со јавните свечени миси, практиката се разви од 4 век наваму, за помали приватни миси за помали групи верници. Овие маси често се славеле во катакомбите, за починатиот или за посебна годишнина. Пример е даден од Свети Августин:

Хеспериус, од семејство на трибунити,. откривајќи дека неговото семејство, неговиот добиток и неговите слуги страдаат од злоба на злите духови, тој за време на моето отсуство ги замоли нашите презвитери дека некој од нив ќе отиде со него и ќе ги протера духовите со неговите молитви. Еден отиде, принесе таму жртва на телото Христово, молејќи се со сета своја моќ да престане со вознемиреноста. Престана веднаш, преку Божјата милост.

Средновековно потекло на Уредувањето со мала маса

Христијанската практика била дека имало најмногу една миса секој ден во манастир или парохиска црква. Во Клини во XI век бил повикан лаички брат (конверс) да му служи на кој било свештеник-монах кој сакал да слави правила и обврски, бидејќи постепено паѓало читањето на низа, за време на прославата на приватните миси, од причини на погодност . Оваа историја на литургијата покажува како „надвор од приватната миса растеше прочитаната миса - малата миса“. [5]

Во доцниот среден век, со растечката свесност за бесконечната вредност на мисата, се појавила растечката желба да се размножи нејзиното славење. Духовните, како и материјалните причини беа при рака. Најизразен резултат од множењето на масите беше зголемувањето на ниските маси, бидејќи повеќето од нив беа за приватни барања и немаа јавен карактер. Овој тренд кон приватното и субјективното, до независност од големиот поредок на нештата исто така беше прикажан во друга злоупотреба, имено, издвојување на аранжманот за црковната година и ограничување на гласачките маси или избрани по своја волја или подредени според правила на масовната серија. [6] Со текот на времето, станало неопходно од различни причини да се слави повеќе од една во ист ден. Исто така, стана вообичаено манастирите да ракополагаат со повеќето монаси, иако првично монасите беа скоро сите лаици, и секој свештеник да изговараше дневна миса. За некое време, прослава, при што неколку свештеници учествуваа во целост свештенички дел во принесување миса, под услов сè со можност да се слави миса секој ден, но овој обичај згасна. Ниската маса се смета за неопходност што не е во согласност со идеалот, а тоа е Свечената маса.

Католичката енциклопедија од 1913 година го опишува резултатот како што следува:

[...] прославата беше во раниот среден век заменета со посебни приватни прослави. Без сомнение, обичајот да се нуди секоја миса за посебна намера помогна да се донесе оваа промена. Посебните прослави тогаш вклучувале изградба на многу олтари во една црква и сведување на ритуалот во наједноставна можна форма. Во овој случај, ѓаконот и под-ѓаконот се разделуваа со славеникот, како и неговото. Еден сервер зеде дел од хорот и од сите други министри, сè беше кажано наместо да се пее, темјан и бакнеж на мирот беа изоставени. Значи, имаме добро познат обред со мала маса (миса приватна) Ова потоа реагираше на голема маса (миса солемнис), така што и на голема миса самиот славеник рецитира сè, иако тоа исто така треба да го пее ѓаконот, подѓаконот или хорот.

До крајот на средниот век, критичарите станаа побројни, а мистиците, како што е Никола од Куза, или бискупи, се обидоа да извршат духовна и дисциплинска реформа, за да избегнат скандали со разгорена миса и злоупотреба на стипендии. Специјално дело на зделките на Мартин Лутер се однесува на „гнасотијата на малата маса наречена канон“ (Вон дем Греуел дер Стилмесе, па човек Канон не е познат, 1524 година). Неговите критики беа такви што свештениците, кои живееја на масовна стипендија, веќе не можеа да го прават тоа толку лесно, дури и во цврсто католичките области како епархијата во Салцбург. [7]

Уредување на реформата на Тридентин

Советот на Трент се занимаваше пред се со „Ниската миса“ (т.е. со литургија што се читаше и не се пееше), која стана обична форма на евхаристиската прослава во парохиите. Во 1562 година, специјална комисија требаше да го собере abusus missae. Римскиот мисал ревидиран по Советот на Трент се појавува како дело што ги дефинира, пред сè, ритуалите на „Ниска маса“ или „приватна миса“. Некои тврдат дека при давањето приоритет на „Ниската миса“, се развива практика да се прави евхаристиската прослава чин на приватна посветеност од свештеникот, додека верниците едноставно беа поканети да присуствуваат на мисата и да ги обединат своите молитви со неа како што е искрено што е можно повеќе како што се развива одреден индивидуализам заедно со devotio moderna. [8]

Оние кои за време на Контрареформацијата се обидоа да го обноват религиозниот живот, мораа да бараат различни начини и средства за да им овозможат на верниците да учествуваат на побожен начин. Еден од начините беше да се поттикне гласната молитва за време на мисата, да медитираме за тајните на животот на Христос со молење на Бројаницата, практика која постоеше локално уште од средниот век, но која стана популарна под влијание на организираните популарни мисии од Језуитите. [9] Германецот Сингмеса, што додаде пеени химни на Малата миса, постепено освои голема популарност, на местото каде што започна да ја презема Свечената миса. [10]

До средината на 20 век, нова форма на ниска маса, на промашување на дијалогата, се појави како нов начин на поттикнување учество на верните. Во малата миса, промената на функциите помеѓу свештеникот, лекторот, хорот за пеење и луѓето беше порамнета на униформа, зборувајќи само од свештеникот. Како и да е, Ниската маса имаше толку голема надмоќ над различните форми на висока маса, што без понатамошно разочарување беше искористена како основа за развој на дијалошката маса. Како и да е, најважно, високата маса мораше да постави норма. Различни локални цркви оделе во различни насоки и т.н. Бетсингмесе („молете се и пејте масовно“) многу брзо се здоби со признание од неговата прва пробна употреба на Вионскиот католички ден во 1933 година. [11] Ниту една промена не влијаеше на Missale Romanum, ниту неговите текстови ниту неговите рубрики, бидејќи промените се однесуваа на учеството на верниците единствено.

Стратфорд Калдекот изрази жалење дека влијанието на малата маса се прошири дури и на мисата по Ваткан Втори и дека, и покрај спротивните протести, за него може да се каже дека малата маса е нејзин вистински модел. [12]

Во 2005 година, папата Бенедикт Шеснаесетти воведе изборна новина во традиционалната мала маса: во миси со собрание што се слави според Мисал од 1962 година, народниот јазик, а не само латинскиот, може да се користи при прогласувањето на читањата на Светото писмо, под услов да се користи преводот доаѓа од издание одобрено од Светата Столица. [13]

Уредување „приватна маса“

„Приватна миса“ (на латински, Миса приватна или secreta, familiaris, peculiaris), [14] што сега се подразбира како миса што се слави без собрание, порано значеше каква било мала миса, дури и со големо собрание. [15] [16] [17] Во изданијата на „Римската мисал“ порано од онаа во 1962 година, „Missa privata“ сè уште беше спротивставена на „Missa solemnis“. [18] Во 1960 година, папата Јован XXIII, кој во 1962 година го отстрани од римскиот мисал делот на чело Rubricae генерира Missalis, заменувајќи го со својот Кодекс на рубрики, ја отфрли употребата на изразот „Missa privata“: „Најсветата жртва на мисата што се слави според обредите и прописите е чин на јавно обожавање што му се нуди на Бога во името на Христос и Црква. Затоа, терминот „приватна миса“ треба да се избегнува “. [19] Кога се применува на мала маса воопшто, зборот приватната посочи дека таа форма на миса била лишени на одредени церемонии. [20]

Евхаристиската прослава е „еден единствен чин на обожување“, но се состои од различни елементи, кои секогаш вклучуваат „прогласување на Божјото Слово благодарение на Бога Отецот за сите негови придобивки, пред сè дарот на неговиот Син осветување на леб и вино, што ја означува и нашата сопствена трансформација во тело Христово [21] и учество во литургискиот банкет со примање на Господово тело и крв “. [22]

Ниската миса, која се славеше на ист начин без разлика дали е присутно собрание или не, беше најчестата форма на миса пред 1969 година. Во изданието на Римскиот мисал во 1970 година се направи разлика [23] помеѓу мисата што се слави со собрание и мисата се слави без собрание. [24] Ваква разлика не беше направено во претходните (Тридентански) изданија на „Римскиот мисал“, кои само правеа разлика помеѓу Свечена маса и мала маса (нарекувајќи ја втората Миса лека или, како во Rubricae генерира Missalis вклучени во изданијата пред 1962 година, Миса приватна).

Структурата на мала маса е генерално иста како и на свечена голема маса.Сепак, се додаваат молитви по завршувањето на мисата, вклучително и молитвите од Леонин. На главниот славеник не му помага ѓакон, ниту подѓакон, ниту му одговара хор, но еден или два олтарски сервери ги следат своите должности како аколити и одговараат на одговорите на латиница. Сите молитви се читаат и не се очекува пеење. Обредот за поттикнување не е вклучен. Верниците се очекува да клекнат на поголемиот дел од мисата, освен прогласувањето на Евангелието. [25]

Национални варијации Уреди

Првично, мала маса се пееше во монотоно. Така, читаме за свештениците во средниот век пее нивните "Миса приватнаa "или" Low Mass ". Овој обичај на пеење изумрел во 18 век. Голем дел од Ниска маса се зборува со глас што може да го чуе само славениот свештеник и серверот (ите).

Французите и Германците го развија концептот за придружување на Ниска миса со музика како помош за посветеноста на верниците, со што се појавија француските миси на органи и Дојче Сингмеса. Исто така, Месе басе, француски превод на Мала маса, беше искористен за означување на масовни композиции, на пр. Фаровиот Меси база.

Во 1922 година, Светата Столица одобри на Дијалогската миса, што им овозможи на верниците да зборуваат, со серверот, на латинските одговори на Тридентанската миса и да ги кажат деловите што им беше дозволено да ги пеат на Миса Кантата, како и тројката „Домин не сума достоинство“ што свештеникот го рече како дел од обредот на причеста на верниците, кој, иако не беше предвиден во Обичното одржување на мисата дури по Вториот ватикански собор, може да се вметне во прославата на мисата.

Три маси на сите души Измени

Денот на сите души е единствениот неделник, несветен ден во црковната година на кој на свештеник му е дозволено да слави три миси. Тридентин Мисал содржи три различни групи на масовни пропагатори што треба да се слават, доколку свештеникот може да ги прослави сите три миси. Забележете дека колку и да се слават миси, верниците можат да се причестат на повеќе од две миси на ден.

Уредување на папскиот мал број

На папската слаба миса, односно мала миса, која ја слави бискуп, покрај двата сервери што ќе ги најдете на која било типична мала миса, има и двајца свештеници-придружници на епископот кои му помагаат, потсетувајќи нè дека епископ задржува полнотата на светите наредби. Наместо митра, билата се користи од страна на прелатот. [26]

Пред Вториот ватикански собор, на папската ниска миса (што обично се славеше на преносен олтар поставен во една од просториите на Апостолската палата и се разликува од приватната миса што ја рече Папата во неговата приватна капела), папата беше потпомогнати од двајца епископи и четворица папски мајстори на церемонии. Чемберлејнс (кубикулари) служеше како носители на факел. Се користел папскиот канон, како и буги. Облекување и одметнување на жртвеникот е уште една особеност на папската слаба маса. [27]

Трите ниски маси (Басови на Les Trois Messes) е божиќна приказна на Алфонс Даудет, објавена во 1875 година во Приказни за понеделник и интегриран во 1879 година во колекцијата на Писма од мојата ветерница. Приказната е на крајот на XVIII век, во замислен провансалски замок. Пријатен и непочитен, засенчен со фантазија, го отсликува свештеникот виновен за гревот на ненаситност. Во искушение на ѓаволот, кој во маската на својот млад Секстон, му го опиша детално деталното извонредно мени на новогодишната ноќ, тој испрати три Божиќни миси за побрзо да се залетаат на масата. Бог го казнува неговиот престап: пред да замине во рајот, тој ќе мора да рецитира, за еден век, во друштво на своите верни виновници, служба на Рождеството Христово или триста ниски маси.

Истиот филм на француски јазик е снимен во 1954 година од Марсел Пагнол.


Преглед на дел 2 (arsвезди)

Следниве се она што ги сметам за најважните теми опфатени во овој дел.

фотосфера, од која произлегува скоро целата светлина што ја гледаме

сончеви дамки, активни региони кои се темни поради релативно пониска температура од околните региони

гранули, врие (конвективен) тече под фотосферата.

корона, обично се гледа само за време на целосно затемнување на Сонцето и потопло од фотосферата. Се верува дека короната се загрева со соларни магнетни полиња.

ракети и проминенции, рафали на магнетното поле над фотосферата.

површинска температура: 6000K - & gt врвна бранова должина на црно тело: 500 nm

ротира еднаш / 25 дена на екваторот подолго на половите (диференцијална ротација)

75% водород, 23% хелиум, 2% елементи во трагови

11-годишен циклус на сончеви дамки 22-годишен магнетски циклус

магнетно поле - поради диференцијална ротација

Растојанија до starsвездите со паралакса

Користете ја орбитата на Земјата како голема почетна линија, побарајте годишен „замавнување“ во очигледна положба на блиските starsвезди

1 компјутер = 1 парсек = 1 паралакс секунда = 3,26 светлосни години: starвезда на растојание од 1 компјутер од Земјата се движи напред и назад 1 лак секунда секоја година додека Земјата се движи во орбитата со радиус 1 A.U.

растојание (компјутер) = 1 (А.У.) / паралакса (лачна секунда) или

паралакса (лачна секунда) = 1 (А.У.) / растојание (компјутер).

Ако една starвезда има паралакса од 0,05 секунди лак, колкаво е нејзиното растојание?

Дали паралаксата на една starвезда би била поголема кога орбитата на Земјата би била поголема?

Паралаксот е најсигурен метод за мерење на растојание, но е добар само за најблиските starsвезди (во соларно соседство) - до 100 компјутери или слично.

Најблиска starвезда: Проксима Кентаури, 1,3 парсеци. Која е нејзината паралакса?

Внатрешна наспроти очигледна осветленост

Инверзен квадратен закон на светлина - & g очилната осветленост зависи и од внатрешната осветленост (сјајност) и од далечината

Значи, од измерената очигледна осветленост (интензитет на светлина) и растојанието на една starвезда, може да се заклучи за нејзината сјајност.

Температурата на гасот е мерка за просечната брзина на честичките во гасот.

Спектрален тип (спектрален облик или линии) на starвезда - и неговата температура на површината.

Бидејќи сјајноста е пропорционална со R 2 T 4 , може да се заклучи големината (радиусот) на вездата.

Ако една starвезда е половина пожешка од нашето Сонце, но има иста сјајност, колку е голем нејзиниот радиус во споредба со Сонцето?

Бинарните starsвезди овозможуваат проценка на масата на starsвездите

Класификација на starsвездите: Дијаграмот Херцпрунг-Расел (H-R)

Еден од најважните дијаграми во астрономијата

Нацртува боја (или температура) на хоризонталната оска - сина = врело = лево, црвена = ладна = десно - и осветленост (или големина) на вертикалната оска - светло = горе, слабо = надолу.

ОБАФГКМ: О = најжешко, М = најкул.

спектралниот тип носи скоро исти информации како и бојата или температурата

Повеќето (околу 90%) starsвезди - вклучувајќи го и Сонцето - се чини дека лежат на главната низа. Другите се во региони со црвени џинови и бели џуџиња.

Температурата може да го објасни MS (потопло - & gt светло и сино)

Starsвезди со голема маса на светло сина МС, starsвезди со мала маса на слабо црвена МС. Масата ја одредува локацијата на starвездата на Главната низа!

Горна главна низа (масивни starsвезди) е многу посветла од Сонцето - до 1.000.000 пати посветла. L M 3.5 - Сјајноста многу силно зависи од масата. Starвезда со маса 10 М.Сонце е 3.100 пати посветла од Сонцето.

Големата големина (радиус) ја прави и starвездата посветла - & gt Red Giants се светли затоа што се големи, иако се ладни. WD се слаби затоа што се ситни, иако се жешки.

Извори на енергија: Како сјаат Shвездите?

Хидростатички притисок: рамнотежа на гравитација туркање, притисок притискање надвор

Температура на јадрото на Сонцето: Т.

Доволно жешко да се надмине бариерата Кулон за да се подложи на нуклеарна фузија

Фузијата претвора мала количина на маса во енергија (E = mc 2) во форма на фотони (светлина) и неутрини

Три начини за транспорт на топлина: спроводливост, зрачење и конвекција

Се собира гравитационо од огромниот облак на гас (H, He.)

Веднаш штом ќе се собере доволно маса, компреси на гравитационата сила - & gt јадрото се загрева - & започнува фузијата на gt - & gt тоа е starвезда!

Сите starsвезди спојуваат H во He во нивните јадра живеат на главната низа (MS) на H-R дијаграмот.

Маса на starвезда ја одредува локацијата на МС: Сонце во долната средна мала маса (= црвени џуџиња) на долниот (десен) крај на масивните starsвезди на МС на горниот (левиот) крај на МС.

Масата исто така го одредува животниот век на starвездата: поголема маса - & gt повеќе гориво, но многу попросветлено - & g троши гориво побрзо. Mainвезда од главната низа со маса М.= 5 МСонце има животен век на МС од само 180 милиони години, додека starвезда со маса 0,5 М.Сонце има живот на МС 56 милијарди години - многу постар од досегашната возраст на Универзумот.

Кога H во јадрото се исцрпува, гравитацијата го надминува притисокот и јадрото се распаѓа.

Starsвездите со мала маса стануваат Тој бели џуџиња (WD)

Јадрото се загрева додека H во обвивката околу јадрото не започне фузија

Атмосферата се надува како балон и се лади - & gt starвездата станува црвен гигант, поголем од орбитата на Земјата

Јадрото продолжува да се договара, загрева сè додека не може да се спои во C и O (Т.

100 000 000 К). Но, јадрото никогаш не се загрева доволно за да запали јаглерод.

Црвениот гигант го закопа WD длабоко во него

На крајот, тој ќе снема, јадрото ќе се договори повеќе и ќе се разнесе атмосферата - & gt планетарната маглина - & gt дува повеќе - & gt C-O WD оставена на средина.

Масивни starsвезди: М.& gt 7 МСонце

Кога H се потроши, јадрото се распаѓа, ги спојува He во C и O

Јадрото не може да ја издржи гравитацијата, продолжува да се руши, спојувајќи ги C и O до Ne, Mg, Si, S и, конечно, Fe (железо)

Fe има најголема енергија за врзување, затоа не може да извлекува енергија

Гравитацијата победи! Цела starвезда пропаѓа, скокови во супернова (претежно тип II) може да надмине цела галаксија исфрла хемиски збогатен материјал со десетици илјади километри во секунда и шири материјал низ меѓуerstвездениот простор.

Без супернови, ние не би постоеле!

Некои густи материјали остануваат во јадрото како неутронска starвезда или црна дупка

Масата на aвезда е најважната карактеристика за да се одреди нејзиниот животен век.

Обично се формираат oreвезди со мала маса од масивни. Исто така, starsвездите со мала маса живеат подолго. Така најчести starsвезди се MSвезди со мала маса на MS.

Бело џуџе - компактна starвезда поддржана од притисок на дегенерација на електрони. Максималната маса дозволена за WD е 1,4 MСонце = Ограничувањето на Чандресехар помасивно WD дополнително ќе пропадне. Зголемувањето на WD од неговиот придружник во бинарна состојба може да резултира во супернова тип I, детонација на преостанатите нуклеарни горива.

Неутронска starвезда - компактна starвезда поддржана од притисок на дегенерација на неутронот Максималната маса е 2-3 Msun.

Зачувувањето на аголниот моментум доведува до брзо вртење на неутронска starвезда, што може да се види како пулсар.

Црна дупка - густ објект од кој дури и светлината не може да избега (т.е., брзината на бегство ја надминува брзината на светлината). Но, гравитационите ефекти на црната дупка (на пример, elвезденото движење и емисијата на Х-зраци) може да се користат за да се пронајде неговото присуство.

H и Тој се најраспространетите елементи во Универзумот, а скоро од нив се произведени за време на Големата експлозија.

Елементи потешки од Тој (до Fe) се синтетизираат во starsвездите.

Елементи потешки од Fe може да се синтетизираат во супернови и при спојувања помеѓу две неутронски везди

Гравитациона сила - меѓусебни привлечности помеѓу сите работи во Универзумот


Познато Затвори elвездени пресметки Број на бран

Од: Шенон Хол, 28.05.2018 г. 2

Добијте вакви написи испратени до вашето сандаче

Новата анализа на нашето elвездено соседство открива 7 пати поголем trafficвезден сообраќај во близина како што беше познат претходно.

Астрономите се во потрага по наоѓање stвездени удари и текови - starsвезди што го бришат нашиот Сончев систем, потенцијално исфрлајќи градски бури од комети кон внатре и опсипувајќи ја нашата планета со смртоносни остатоци.

Ортот Оорт, кој го обвива нашиот сончев систем со можеби трилиони ледени предмети, се протега на можеби 5 трилиони милји (50.000 астрономски единици) од Сонцето.

Како пример земете ја Глизе 710, портокалова џуџеста starвезда оддалечена околу 63 светлосни години во со theвездието Серпенс. За 1,3 милиони години, тој ќе се приближи толку близу што ќе помине во облакот Оорт - таа далечна школка населена со трилиони минијатурни ледени тела - ги корне тие комети од нивните орбити и ги испраќа кон Земјата. Но, нема да биде прв или последен пат блиската starвезда да и ’напише проблеми на нашата планета.

До неодамна, астрономите можеа да одредат само неколку starsвезди кои играат билијард со надворешниот Сончев систем. Сега, Корин Бејлер-onesонс (Институт Макс Планк) користеше податоци од вселенскиот телескоп Гаја за да трасира патеки на 7 милиони nearbyвезди во близина помеѓу 5 милиони години во минатото и 5 милиони години во иднината - овозможувајќи му на неговиот тим да открие 25 starsвезди таа брзина опасно близу до дома. Студијата се појавува на серверот за печатење arXiv.

Поток на везди

Во 2017 година, Бејлер-onesонс на сличен начин го пребара првото издание на податоци на Гаја за да најде блиски stвездени средби. Но, тоа ослободување беше ограничено на 300.000 starsвезди, дозволувајќи му да забележи само две starsвезди што дошле во рок од околу 3 светлосни години во период од 10 милијарди години. „Силата на второто објавување на податоци е зголемување на бројот“, вели Бејлер-onesонс. „И, не е изненадувачки, главниот резултат е што наоѓаме многу повеќе средби отколку што знаевме порано“.

Иако новата студија открива 25 starsвезди кои поминуваат во рок од 3 светлосни години од Сончевиот систем, никој не се лула поблизу од Глизе 710. Тоа е резултат што го изненади Ерик Мамајек (Лабораторија за погон на авиони), кој не беше вклучен во студијата.

Впечаток на уметникот за Гаја да ги мапира theвездите на Млечниот пат.
Позадина на медијалаб на ЕСА / АТГ: ESO / S. Brunier

Но, авторите се уверени дека 25-те starsвезди претставуваат само дел од вистинските средби што се случиле во овој временски период. „Тие сè уште само ја чешаат површината“, се согласува Мамајек. Тоа е затоа што сателитот Гаја ги елиминира starsвездите со мала маса (кои во моментот се едноставно слаби за да се видат) и starsвездите со голема маса (кои честопати се толку светли што ги заситуваат детекторите на сателитот) - со што се ограничуваат податоците на starsвездите кои се движат помеѓу 0,5 и 1,3 пати поголема од масата на Сонцето.

Како такво, тимот се сомнева дека забележале само 15% од сите средби што веројатно го удираат нашиот сончев систем. „Тоа е добар прв чекор, но не треба да се гледа на ова како на последниот збор“, додава Мамајек.

На крајот на краиштата, сателитот Гаја сè уште не завршил со чешлање на небото. Бејлер-onesонс се надева дека неговото трето објавување на податоци ќе му овозможи да анализира 50 милиони или можеби 100 милиони starsвезди, зголемувајќи го опсегот на маси кон lowerвездите со помала и поголема маса. Тоа е важно не само затоа што ќе го зголеми бројот на познати средби, туку исто така ќе му помогне на тимот подобро да ја процени потенцијалната штета од секоја средба.

Совршената бура - онаа што го вознемирува облакот Оорт и испраќа комети кои се тресат кон Земјата - е создадена од starsвезди кои не се само во близина, туку се и масивни и бавно се движат. Бејлер-onesонс не очекува да открие повеќе масивни starsвезди одблизу - тие starsвезди се ретки и веќе добро проучени надвор од Гаја. Тој, сепак, се сомнева дека ќе се зголеми бројот на познати вездени удари и трчања со мала маса.

Aвезда со мала маса можеби не изгледа како да има моќ да го сврти нашиот свет наопаку. Но, размислете повторно за Глизе 710, кој има маса од околу 70% од сонцето. „Навистина е патетично“, вели Бејлер-onesонс. „Но, тоа е прилично близу и оди прилично бавно, така што има далеку најголем ефект од сите theвезди за кои знаеме“.

Така, неговиот тим може да најде findвезда или кафеаво џуџе кое е многу помало во маса, но се движи побавно и се приближува - што претставува најголема закана за Земјата досега.

Вршење на врската

Со повеќе податоци во иднина, Бејлер-onesонс се надева дека подобро ќе разбере како астрофизичките феномени влијаат на биолошките и геолошките настани на Земјата - и да најде блиска средба што непогрешливо би го потресе нашиот Сончев систем.

„Светиот грал би бил да се најде стар кратер и да се обиде некако двосмислено да се поврзе со одредена причина“, вели Бејлер-onesонс. Само замислете дека можете да посочите aвезда на ноќното небо и да знаете дека тоа предизвика смрт на диносаурусите, додава коавторот Јан Рибиски (Институт Макс Планк). Но запомнете, диносаурусите исчезнаа пред околу 66 милиони години - 61 милион години порано од податоците што во моментов се во можност да се испитаат. Како такви, Бејлер-onesонс и Рибиски се уште се далеку од таа цел.

Концепција на уметникот за olвездата на Шолц. Сонцето може да се види како светла позадина starвезда лево.
Мајкл Осадчив / Универзитет во Рочестер

Можеби изгледа невозможно да се поврзе recordвездениот запис со историјата на Земјата, но сепак може да бидат поврзани со сончевиот систем. Земете уште еден неславен удар и бегство: olвездата на Шолц, која пресече патеки со облакот Оорт пред 70.000 години кога луѓето и неандерталците ја споделија планетата. Веројатно е дека theвездата остави докази за нејзиното минување.

Во студијата објавена на 1-ви мај Месечни известувања на Кралското астрономско друштво, Карлос де ла Фуенте Маркос (Универзитет Комплутенсе во Мадрид) и неговите колеги ги анализираа патеките на повеќе од 300 мали тела во нашиот Сончев систем. Тимот откри дека се чини дека триесетина од овие тела потекнуваат од насоката на со theвездието Близнаци - точната точка каде што starвездата на Шолц го размачкала облакот Оорт пред сите тие години - кога требало случајно да бидат распределени низ небото. Тоа е шема што сугерира дека starвездата ги корнела тие комети од нивните оригинални орбити.

„Тоа беше шокантно да се види“, вели Мамајек. „Вие ги врзувате набудувањата на Сончевиот систем со набationsудувањата на овие starsвезди што се оддалечени со светлосни години. Неверојатно е actually ние всушност можеме да ги видиме последиците од летвите на овие минувачки passingвезди низ облакот Оорт “.


Како може starвезда со мала маса да ја зголеми својата маса на 1,4 Мсун? - Астрономија

Бели џуџиња се формираат додека надворешните слоеви на мала џиновска starвезда со мала маса издишуваат за да направат планетарна маглина. Бидејќи starsвездите со помала маса ги прават белите џуџиња, овој вид остатоци е најчестата крајна точка за elвездената еволуција. Ако преостанатата маса на јадрото е помала од 1,4 соларни маси, притисокот од дегенерираните електрони (наречен притисок на дегенерација на електрони) е доволно за да се спречи понатамошен колапс.

Бидејќи јадрото има маса на Сонцето компресирана на нешто со големина на Земјата, густината е огромна: околу 10 6 пати погуста од водата (белиот џуџест гас во вредност од една количина шеќерна коцка има маса & gt 1 автомобил)! Јадро со поголема маса е компресирано до помал радиус, така што густините се уште поголеми. И покрај огромната густина и „крутите“ електрони, неутроните и протоните имаат простор за движење слободно - тие не се дегенерирани.

Белите џуџиња сјаат едноставно од ослободувањето на топлината што остана од времето кога theвездата сè уште произведуваше енергија од нуклеарните реакции. Нема повеќе нуклеарни реакции што се случуваат, така што белото џуџе се лади од почетната температура од околу 100 000 K. Белото џуџе брзо ја губи топлината на прво ладење до 20 000 K за само околу 100 милиони години, но потоа стапката на ладење се забавува: потребни се околу 800 милиони години да се излади до 10 000 К и уште 4 до 5 милијарди години да се олади до Сончевата температура од 5800 К.

Нивната стапка на ладење и дистрибуцијата на моменталните температури може да се искористат за да се одреди староста на нашата галаксија или старите starвездени јата кои имаат бели џуџиња во нив. Сепак, нивната мала големина ги прави крајно тешки за откривање. Бидејќи е над атмосферата, вселенскиот телескоп Хабл може да ги открие овие мали мртви starsвезди во блиските стари starвездени јата, наречени топчести јата. Анализата на белите џуџиња може да обезбеди независен начин за мерење на староста на топчестите гроздови и да обезбеди верификација на нивната многу стара возраст добиена од вклопувањето на главната низа. Изберете ја сликата подолу за да ја зголемите (ќе се прикаже на друг прозорец).

Нова и Супернова Тип Ia

На крајот, водородниот гас станува густ и топол доволно за да започнат нуклеарните реакции. Реакциите се случуваат со експлозивна брзина. Водородниот гас се исфрла однадвор и формира експанзивна обвивка на топол гас. Топлата гасна обвивка одеднаш произведува многу светлина. Од Земјата, се чини дека на нашето небо се појавила нова starвезда. Раните астрономи ги повикале нови („ново“ на латински). Сега се знае дека се предизвикани од стари, мртви везди. The spectra of a nova shows blue-shifted absorption lines showing that a hot dense gas is expanding towards us at a few thousands of kilometers per second. The continuum is from the hot dense gas and the absorption lines are from the lower-density surface of the expanding cloud. After a few days the gas has expanded and thinned out enough to just produce blue-shifted emission lines.

After the nova burst, gas from the regular star begins to build up again on the white dwarf's surface. A binary system can have repeating nova bursts. If enough mass accumulates on the white dwarf to push it over the 1.4 solar mass limit, the degenerate electrons will not be able to stop gravity from collapsing the dead core. The collapse is sudden and heats the carbon and oxygen nuclei left from the dead star's red giant phase to temperatures great enough for nuclear fusion. The carbon and oxygen quickly fuse to form silicon nuclei. The silicon nuclei fuse to create nickel nuclei. A huge amount of energy is released very quickly with such power that the white dwarf blows itself apart. This explosion is called a Type Ia supernova to distinguish them from the other types of supernova that occurs when a massive star's core implodes to form a neutron star or black hole.

Type I supernovae happen in close binary systems and do not show strong hydrogen emission lines. Type I (especially Ia) supernova create most of the iron and nickel found in the interstellar medium. Type II supernovae happen in single star systems (or at least far enough away from any companion star to retain their hydrogen outer layers) and have strong hydrogen emission lines. Type II create most of the oxygen found in the interstellar medium. Type Ia supernovae are several times more luminous than Type Ib, Ic, and Type II supernovae, leave no core remnant behind, and result from when a low-mass star's core remnant (a white dwarf) detonates. They have a strong ionized silicon emission line at 615 nm. Type Ib and Ic supernovae result from the collapse of a massive star's core whose outer hydrogen layers have been transferred to a companion star or blown off from strong winds which is why they do not show hydrogen emission lines. Type Ib have strong helium emission lines and Type Ic do not.

Since the Type Ia supernova form from the collapse of a stellar core of a particular mass, rather than the range of core masses possible for the other types of supernova, the Type Ia supernova are expected to have the same luminosity. The distances to very luminous objects can be derived using the inverse square law of light brightness if their luminosity is known. Because of their huge luminosities, the Type Ia supernovae could be used to measure distances to very distant galaxies. In practice there is a range of luminosities for the Type Ia, but the luminosity can be derived from the rate at which the supernova brightens and then fades—the more luminous ones take longer to brighten and then fade. Astronomers using Type Ia supernova to measure distances to very distant galaxies have come to some surprising conclusions about the history and future of the universe (see the cosmology chapter for more about that).


Hubble Observes Rapidly Evolving Central Star of Stingray Nebula

This image of the Stingray Nebula was taken with Hubble’s Wide Field and Planetary Camera 2 in 1998. In the center of the nebula the fast evolving star SAO 244567 is located. Observations made within the last 45 years showed that the surface temperature of the star increased by almost 40,000 degree Celsius. Now new observations of the spectra of the star have revealed that SAO 244567 has started to cool again. Image credit: NASA / ESA / Hubble.

The star in question is called SAO 244567. It is the central star of one of the youngest known planetary nebula, the Stingray Nebula.

Located approximately 2,700 light-years away, this star has been visibly evolving between observations made over the last 45 years.

Between 1971 and 2002 the surface temperature of SAO 244567 skyrocketed by almost 40,000 degrees Celsius.

Now new observations made with Hubble’s Cosmic Origins Spectrograph have revealed that SAO 244567 has started to cool and expand.

This is unusual, though not unheard-of, and the rapid heating could easily be explained if one assumed that SAO 244567 had an initial mass of 3 to 4 times the mass of the Sun.

However, the data show that the star must have had an original mass similar to that of our Sun.

Such low-mass stars usually evolve on much longer timescales, so the rapid heating has been a mystery for decades.

“SAO 244567 is one of the rare examples of a star that allows us to witness stellar evolution in real time”, said Dr. Nicole Reindl, from the University of Leicester, UK.

“Over only twenty years the star has doubled its temperature and it was possible to watch the star ionizing its previously ejected envelope, which is now known as the Stingray Nebula.”

Back in 2014 Dr. Reindl and co-authors proposed a theory that resolved the issue of both SAO 244567’s rapid increase in temperature as well as the low mass of the star.

The team suggested that the heating was due to what is known as a helium-shell flash event: a brief ignition of helium outside the stellar core.

This theory has very clear implications for SAO 244567’s future: if it has indeed experienced such a flash, then this would force the central star to begin to expand and cool again — it would return back to the previous phase of its evolution. This is exactly what the new observations confirmed.

“The release of nuclear energy by the flash forces the already very compact star to expand back to giant dimensions — the born-again scenario,” Dr. Reindl said.

It is not the only example of such a star, but it is the first time ever that a star has been observed during both the heating and cooling stages of such a transformation. Yet no current stellar evolutionary models can fully explain SAO 244567’s behavior.

“We need refined calculations to explain some still mysterious details in the behavior of SAO 244567,” Dr. Reindl said.

“These could not only help us to better understand the star itself but could also provide a deeper insight in the evolution of central stars of planetary nebulae.”

The team’s findings were published online September 12, 2016 in the Месечни известувања на Кралското астрономско друштво.

Nicole Reindl et al. Breaking news from the HST: The central star of the Stingray Nebula is now returning towards the AGB. MNRAS, published online September 12, 2016 doi: 10.1093/mnrasl/slw175


Одговори и одговори

I would also like to know this. I have been searching the internet and have only found a few more detailed approximations. Even these few approximations do not agree.

An example of disagreements are the following:

The net result is that the luminosity of a star grows disproportionately with increasing mass. The detailed dependence of luminosity depends on the mass range of the star.

For stellar masses up to about 1.5 solar masses. The luminosity grows proportionate to the fifth power of the stellar mass so that a 1 solar mass star has a luminosity 25 = 32 times the luminosity of a 0.5 solar mass star.

For medium mass stars between 1.5 and 3.0 solar masses, the luminosity grows proportionate to the third power of the stellar mass. So a 3 solar mass star has 23 = 8 times the luminosity of a 1.5 solar mass star.

For higher mass stars, the luminosity grows proportionate to the mass of the star. So a 10 solar mass star has twice the luminosity of a 5 solar mass star.

While anothe rsite told me something like masses close to one sm (I can't remember the range(something like .5 to 5 sm)) are repersented by L = M^4, while mass above and below the range are repersented by L = M^3.3. The two above examples make me wonder which is closer.

I believe they are only accurate for masses closer to the solar mass (if you consider around .5 to 10 sm close). This is annoying for me since I am trying to construct a pseudoscientific model of a galaxy for a game I am trying to create. Also I need to know a function that relates mass to the probability of the star occurrence. Finally, although I probably need to search on my own more, I need to know the average distance between stars (6 to 7 ly) including the standard deviation.


MAXI J1621–501 is a low-mass X-ray binary, study finds

(Top:) MAXI lightcurve of J1621 plotted in the 2.0−10.0 keV (black points), 2.0−4.0 keV (S, blue squares), and 4.0−10.0 keV (H, orange diamonds) bands are plotted. Red vertical lines indicate the observation time of an X-ray burst from any instrument. (Bottom:) Hardness ratio = (H-S)/(H+S) for each point in the lightcurve. Credit: Gorgone et al., 2019.

An international team of astronomers has uncovered important insights about the recently discovered transient source known as MAXI J1621–501. Results of new observations conducted with NASA's NuSTAR spacecraft indicate that the object is a low-mass X-ray binary. The finding is detailed in a paper published August 9 on arXiv.org.

X-ray binaries consist of a normal star or a white dwarf transferring mass onto a compact a neutron star or a black hole. Based on the mass of the companion star, astronomers divide them into low-mass X-ray binaries (LMXB) and high-mass X-ray binaries (HMXB).

Some LMXBs exhibit transient outbursts, during which an increase in X-ray luminosities is observed. When these outbursts are characterized as Type I X-ray bursts—thermonuclear explosions taking place on the surface layers of neutron stars—they obviously confirm the presence of neutron stars in such binaries.

MAXI J1621–501 (J1621 for short) is one of the sources in which Type I X-ray bursts were identified. The transient was first detected by the Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI) Nova Alert System on October 19, 2017.

Two months later, a follow-up observational campaign of this transient commenced using the Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR), resulting in the detection of two Type I X-ray bursts. Further monitoring of J1621 with ESA's INTEGRAL satellite, MAXI and the Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) revealed 22 more bursts of this type. All in all, these observations allowed a group of astronomers led by Nicholas M. Gorgone of the George Washington University, Washington, D.C., to confirm that J1621 is an LMXB hosting a neutron star.
.
"Further observations with NuSTAR revealed two Type I X-ray bursts, identifying MAXI J1621-501 as a low-mass X-ray binary with a neutron star primary," the astronomers wrote in the paper.

The results indicate that the accretor in J1621 is a neutron star with an estimated mass of around 1.4 solar masses. The mass of the companion star is assumed to be between 0.3 and 1.0 solar masses. The system's orbital period was calculated to be within the range from three to 20 hours, while its X-ray luminosity is most likely between 0.45 and 5.98 undecillion erg/second. The binary is estimated to be located not farther away than 16,300 light years.

According to the study, the most intriguing thing about J1621 is the episodic nature of the observed outbursts as 78-day variations in its X-ray light curve have been identified. The astronomers assume that this could be due to the so-called "super-orbital periods" or long periods.

"A better name for them would be 'long time-scale modulations', since very often they are not strictly periodic individual modulations in the J1621 light curve vary from approximately 50 to 90 days in duration. (…) We see that for reasonable values of the system parameters, the 82 day radiative precession period we predict is close to the observed long time-scale modulation of 78 days," the researchers explained.

Summing up the results, the authors of the paper noted that J1621 is an important addition to a relatively short list of sources characterized with super-orbital periods. It is also the 111th Type I X-ray burster identified to date.


Extended Data Fig. 1 Li versus temperature of giants.

Li versus Т.еф of giants ( (mathrm,(g)<3.1) ). The Galah sample is shown without reduction by Li quality flag (dark grey crosses, 50,690 stars), and with Li quality flag as used in manuscript (light grey crosses, 26,751 stars). The respective red clump (RC) sub-samples are highlighted by blue and cyan symbols. Our Li detection curves, computed using spectral synthesis, are shown by the solid lines (see text for details). It can be seen that the vast majority of stars, in all samples, are above the detection limits. See also Extended Data Fig. 2, which provides a cross-section histogram of this diagram in the RC Т.еф range.

Extended Data Fig. 2 Histograms of giants per А.(Li) bin.

Histograms showing number of giant stars per А.(Li) bin. The stellar sample has restricted Т.еф = 4,650 − 4,900 K, which matches our RC Т.еф range. We have not restricted the samples in any other way, that is, they contain all stars in this range, regardless of evolutionary state (RC or RGB). The largest sample is the full Galah DR2 (35,800 stars), the next largest is the sample for Fig. 1 (27,847 stars), and the smallest is from our Fig. 3 sample (15,469 stars). The vertical lines show our computed detectability limits (see Extended Data Fig. 1, and text for details). It can be seen that the bulk of the distribution is well above the detection limit, and that the location of the peak is unchanged through each sub-sampling.

Extended Data Fig. 3 Li versus luminosity of giants.

Li versus luminosity of giants. Colour gradient shows the temperature distribution. Red circles are Kepler RC stars, with the lower-Li sample 36,37 and super-Li-rich sample 4 taken from separate studies. Light blue circles are individual RC stars from OCs 8 . Li detection limits computed for GALAH and the lower-Li Kepler RC sample are shown in blue and red dashed lines, respectively. It can be seen that the peaks of these literature distributions are much higher than the RGB tip value of about −1.0 dex, as found in our Galah sample. The peaks are also well above the respective detectability limits.

Extended Data Fig. 4 Comparison of Li abundances between Galah DR2 and the literature.

Comparison of Li abundances between Galah DR2 and Gaia-ESO survey 34 DR3 (‘GES’). A total of 78 stars were found in common (circles). A very slight offset between Gaia-ESO and Galah is found: + 0.059 dex (σ = 0.37). The common sample includes two RC stars, indicated by squares. These RC stars straddle the peak of the Galah RC distribution at А.(Li) = 0.71 dex. Also shown are two RC giants found in a cross-match between Galah DR2 and the LAMOST survey 13 (triangles). As LAMOST is a low-resolution survey, Li is only detectable in very Li-rich stars. The colour gradient shows the temperature distribution.


Погледнете го видеото: МГУ. Невельского. Лучший университет Дальнего Востока. Обзор реального выпускника. (Декември 2022).