Хабр Курсы для всех
РЕКЛАМА
Практикум, Хекслет, SkyPro, авторские курсы — собрали всех и попросили скидки. Осталось выбрать!
Хабр доступен 24/7 благодаря поддержке друзей
Комментарии 32
Спасибо, хорошее и понятное изложение.
Круто. Всё понятно, но теперь появились вопросы.
1. Это что же получается, все элементы после железа появились только благодаря вспышкам сверхновых? А не слишком ли их много вокруг?
2. Как получилось что «современные звёзды» состоят в основном из водорода? Ведь, исходя из пункта 1, получается что уже основная масса водорода должна была уйти на создание более тяжёлых элементов.
1. Это что же получается, все элементы после железа появились только благодаря вспышкам сверхновых? А не слишком ли их много вокруг?
2. Как получилось что «современные звёзды» состоят в основном из водорода? Ведь, исходя из пункта 1, получается что уже основная масса водорода должна была уйти на создание более тяжёлых элементов.
Ответ уровнем выше :)
Представьте себе. Все кроме водорода и гелия результат взрыва сверхновых. Это кажется, что тяжелых элементов много, потому что мы живём на планете из них состоящих. А тем временем масса Солнца составляет 99,87% массы всей системы.
Задаёте правильные вопросы. Ваши ответы:
1. Образование ядер элементов тяжелее железа — 56 с выделением энергии невозможно, тем не менее, это не конец, а только начало конца. Во-первых, действительно, все более тяжелые элементы образовываются в момент взрыва сверхновой вплоть до калифорния. Во-вторых, гравитационной энергии, постепенно сжимающей звезду становится достаточно для реакций захвата нейтронов ядром железа. Главным критерием успешности синтеза в таком случае становится то, что скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости распада элемента. В подтверждение этой общепринятой гипотезы выступают технециевые звёзды, в спектрах которых обнаружены линии поглощения короткоживущего элемента, такого как технеций. Более подробно о механизмах дальнейшего синтеза, который только употребляет энергию, не производя её можно прочитать здесь.
2. За все время существования звезды перерабатывается лишь малая часть водорода и гелия, которой оказывается достаточно для поддержания «горения» звезды. Остальная часть по-сути нужна только для создания гравитационной силы, сжимающей звезду, которая затем снова разбрасывает тем или иным образом по Вселенной.
Химический состав звезды помогает также определить к какому поколению звёзд (звёздному населению) она относится. Зная приблизительный состав звезды в данном возрасте учёные сравнивают количество тяжёлых элементов и могут судить девственно ли газопылевое облако, из которого образовалась звезда, либо оно уже является остатками предыдущей звезды. Большинство современных звёзд представлено звёздным населением I. Звёздное население 2 содержит намного меньше тяжёлых элементов в своём составе. Гипотетическое звёздное население III — это первые звёзды вселенной, которые были очень массивными с малой продолжительностью жизни и не имели тяжёлых элементов в своём составе.
1. Образование ядер элементов тяжелее железа — 56 с выделением энергии невозможно, тем не менее, это не конец, а только начало конца. Во-первых, действительно, все более тяжелые элементы образовываются в момент взрыва сверхновой вплоть до калифорния. Во-вторых, гравитационной энергии, постепенно сжимающей звезду становится достаточно для реакций захвата нейтронов ядром железа. Главным критерием успешности синтеза в таком случае становится то, что скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости распада элемента. В подтверждение этой общепринятой гипотезы выступают технециевые звёзды, в спектрах которых обнаружены линии поглощения короткоживущего элемента, такого как технеций. Более подробно о механизмах дальнейшего синтеза, который только употребляет энергию, не производя её можно прочитать здесь.
2. За все время существования звезды перерабатывается лишь малая часть водорода и гелия, которой оказывается достаточно для поддержания «горения» звезды. Остальная часть по-сути нужна только для создания гравитационной силы, сжимающей звезду, которая затем снова разбрасывает тем или иным образом по Вселенной.
Химический состав звезды помогает также определить к какому поколению звёзд (звёздному населению) она относится. Зная приблизительный состав звезды в данном возрасте учёные сравнивают количество тяжёлых элементов и могут судить девственно ли газопылевое облако, из которого образовалась звезда, либо оно уже является остатками предыдущей звезды. Большинство современных звёзд представлено звёздным населением I. Звёздное население 2 содержит намного меньше тяжёлых элементов в своём составе. Гипотетическое звёздное население III — это первые звёзды вселенной, которые были очень массивными с малой продолжительностью жизни и не имели тяжёлых элементов в своём составе.
Остатки сверхновой в созвездии Краба, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами.
Что еще за созвездие Краба? Нет такого созвездия. На фото — туманность М1, она же Крабовидная туманность. Находится в созвездии Тельца.
Состав современных звёзд — 93% водород 7% гелий 1% все остальные элементы
Итого 101% :)
Итого 101% :)
Еще один интересный момент в эволюции звезд — это образование химических элементов тяжелее железа, которое происходит при взрыве нейтронных звезд (в комментах уже на это обратили внимание). В частности, золота.
По этому поводу, хотелось бы обратить внимание на интересную игру слов.
По хорватски Pepeljuga — это «золушка». По сути, как мы увидели, ЗОЛото — это и есть «пепел» звезд. Ну или «ЗОЛа», по другому.
По этому поводу, хотелось бы обратить внимание на интересную игру слов.
По хорватски Pepeljuga — это «золушка». По сути, как мы увидели, ЗОЛото — это и есть «пепел» звезд. Ну или «ЗОЛа», по другому.
Состав современных звёзд — 93% водород 7% гелий 1% все остальные элементы
Если убрали эту фразу из текста- правильно сделали.
Не совсем корректно.Имелось наверное ввиду процентное соотношение
количества ядер после первичного (дозвездного нуклеосинтеза).
Что необходимо в таком случае подчеркивать.
А массовое соотношение насколько помню 75 к 25 (водород и гелий — примерно).
Фраза еще некорректна потому, что все зависит от положения звезды на главной последовательности. Может у какой-то водород уже и на исходе.
Если убрали эту фразу из текста- правильно сделали.
Не совсем корректно.Имелось наверное ввиду процентное соотношение
количества ядер после первичного (дозвездного нуклеосинтеза).
Что необходимо в таком случае подчеркивать.
А массовое соотношение насколько помню 75 к 25 (водород и гелий — примерно).
Фраза еще некорректна потому, что все зависит от положения звезды на главной последовательности. Может у какой-то водород уже и на исходе.
Гипотетическое звёздное население III — это первые звёзды вселенной, которые были очень массивными с малой продолжительностью жизни и не имели тяжёлых элементов в своём составе.
Да, тут астрономы нас хотя запутать.
население III, а речь идет о первом поколении звезд :))))
в которых начался звездный синтез
Да, тут астрономы нас хотя запутать.
население III, а речь идет о первом поколении звезд :))))
в которых начался звездный синтез
В контексте статьи можно было упомянуть о некоторых интересных деталях.
Например, о том что большая массовая доля гелия (25-30%… точно не помню)
свидетельствует в пользу теории Большого взрыва, так как такое большое количество гелия могло образоваться только в дозвездном нуклеосинтезе, но никак не во внутризвездном.
Например, о том что большая массовая доля гелия (25-30%… точно не помню)
свидетельствует в пользу теории Большого взрыва, так как такое большое количество гелия могло образоваться только в дозвездном нуклеосинтезе, но никак не во внутризвездном.
Откуда же тогда взялись все «тяжелые» элементы на Земле, если Солнце их не могло произвести? Из соседней звездной системы, взорвавшейся как свехновая? А как они в планету тогда превратились?
Гравитацией собрало из газового облака «начинки» звезд предыдущих поколений.
Да, из остатков сверхновых. Возможно также, что вещество пришло и не изнашей галактики, т. к. существует межгалактическая коммуникация потоков газа и пыли.
А превращение в планету происходит в протопланетном диске, вокруг молодой звезды, который и состоит из этих газа и пыли.
А превращение в планету происходит в протопланетном диске, вокруг молодой звезды, который и состоит из этих газа и пыли.
Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды.
Не могли бы вы прокомментировать этот процесс? Мне не совсем понятно, откуда берется энергия на отскакивание на расстояние большее исходного (до коллапса).
Численные методы показали, что одной кинетической энергии отскока оболочки звезды от её ядра не хватает для того, чтобы на большой скорости сорвать верхние слои звезды. Тут нужно учитывать, что взрывная волна проходящая по оболочке, инициализирует термоядерные реакции синтеза + всё это ещё подпитывается мощным потоком нейтринного излучения, выходящего из ядра звезды. Учёт наличия вращения и, как следствие, магнитного поля в численных моделях взрыва сверхновой позволяет получить достаточно энергии, для сброса оболочки и запуска её в долгое космическое путешествие в виде расширяющейся туманности.
10-30 Превращается в нейтронную звезду?
Меня учили диапазон масс сверхновой 8-15 нейтронка, 15-30 ЧД, 30 и более — остатка нет воовсе
Меня учили диапазон масс сверхновой 8-15 нейтронка, 15-30 ЧД, 30 и более — остатка нет воовсе
Массы для коллапса в нейтронную звезду и ЧД переоценивали.
Сейчас числа немного изменились для пределов Чандрасекара и Оппенгеймера — Волкова.
Сейчас числа немного изменились для пределов Чандрасекара и Оппенгеймера — Волкова.
В тему статьи
А можно ссылки на статьи?
Как приятно понимать, что собеседник считает тебя идиотом, это дает тысячу преимуществ.
Есесно я знаю что это такое, я просил ссылки на статьи в адсе с оценками этих пределов. В статьях Вики указаны именно те числа. что я и назвал.
Только я указал, что при взрыве сверхновой с массой в 30 солнечных остатка нету.
Есесно я знаю что это такое, я просил ссылки на статьи в адсе с оценками этих пределов. В статьях Вики указаны именно те числа. что я и назвал.
Только я указал, что при взрыве сверхновой с массой в 30 солнечных остатка нету.
"… увидел субъекта, сделавшего из своего разума дубину, — огрей его обычной!" (с)
Нужно внимательно читать статьи по ссылкам, а не отмахиваться от них со словами «не читал, но осуждаю.»
Такое утверждение без ссылок на авторитетные источники — ничто.
30М — это, фактически, нижний предел массы для превращения одиночной звезды в чд.
Нужно внимательно читать статьи по ссылкам, а не отмахиваться от них со словами «не читал, но осуждаю.»
при взрыве сверхновой с массой в 30 солнечных остатка нету
Такое утверждение без ссылок на авторитетные источники — ничто.
30М — это, фактически, нижний предел массы для превращения одиночной звезды в чд.
Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова лежат в пределах 2,5—3 солнечных масс. Нужно отметить, что данная оценка основывается на массе звезды после взрыва, а не до (в отличие от предела Чандрасекара). При этом стоит отметить, что при самом взрыве звезда теряет до 90% своей массы.
Нужно внимательно читать статьи по ссылкам, а не отмахиваться от них со словами «не читал, но осуждаю.»
А кто отмахивается? Даипазон для Опенеймера-Волкова соответствует массе исходной звезды в 15-25 солнечных. Наиболее вероятным считался 15.
Такое утверждение без ссылок на авторитетные источники — ничто
А я и не настаиваю, мне был интересен момент когда пересчитывались пределы. Если это было до того, как я запомнил, значит надо искать пруф на мои воспоминания, а если после — уже не актуально
Есть вопрос по поводу второго абзаца: от какого момента отсчитываем сотни тысяч лет?
Если от момента большого взрыва, то за это время разве что успели сконденсироваться первые атомы. Образование звезд — это уже миллионы лет от большого взрыва.
Если от момента большого взрыва, то за это время разве что успели сконденсироваться первые атомы. Образование звезд — это уже миллионы лет от большого взрыва.
Зарегистрируйтесь на Хабре, чтобы оставить комментарий
Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых