Hvordan man blæser en stjerne

Hvordan man blæser en stjerne

Ewald Muller, Wolfgang Hillbrand, Hans-Thomas Janka
"I verden af ​​videnskab" №12, 2006

Om forfatterne

Ewald Muller (Ewald Müller), Wolfgang Hillbrand (Wolfgang Hillebrandt) og Hans-Thomas Janka (Hans-Thomas Janka) arbejde på samfundets institut for astrofysik. Max Planck (Garching, Tyskland) og underviser ved Technical University of Munich. Muller leder en gruppe af numeriske og relativistiske astrofysik. I 1993 modtog han sammen med Janka Heinz Billing Award for at bruge computere inden for videnskab. Hillebrant er en af ​​direktørerne for Institut for Astrofysik, der beskæftiger sig med atomak astrofysik, udviklingen af ​​stjerner og supernova eksplosioner. I 1982 modtog han den tyske fysiske samfundspris for sit arbejde med nukleosyntese ved hurtig optagelse af neutroner. Yanka er interesseret i neutrino i astronomi, udviklingen af ​​neutronstjerner, supernova flash og gamma-ray bursts. En måned efter at han begyndte at arbejde på sin afhandling blev supernova 1987A opdaget, som ændrede sin skæbne (såvel som hele universet).

Modellering af situationen for fødslen af ​​en supernova er ikke en nem opgave. I hvert fald, indtil for nylig, fejlede alle forsøg. Men astrofysikere formåede stadig at sprænge en stjerne.

Ti sekunder efter udbruddet forbrænder den termonukleære flamme næsten den hvide dværg i denne computer model. Hurtig spredning ud af dybden, kerne reaktionen kerne og ilt (lilla og rødt) til silicium (appelsin) og jern (gul). Tidligere modeller, der ikke kunne spore turbulente bevægelser, kunne ikke forklare, hvorfor stjerner ikke dør stille, men eksplodere (foto: www.sciam.ru)

11. november 1572 astronom Tycho Brahe (Tycho Brahe) bemærkede i stjernebilledet Cassiopeia en ny stjerne, der skinnede så lyst som Jupiter. Måske var det da, at overbevisningen om, at himlen var evig og uforanderlig, kollapsede, og moderne astronomi blev født. Fire århundreder senere indså astronomer, at nogle stjerner, der pludselig bliver billioner lysere end normalt, eksploderer. I 1934, fritz zwicky (Fritz Zwicky) fra California Institute of Technology kaldte dem "supernovae". De leverer det ydre rum i universet med tunge elementer, der styrer dannelsen og udviklingen af ​​galakser, og hjælper med at studere udvidelsen af ​​rummet.

Zwicky og hans kollega Walter Baade (Walter baade) foreslog, at tyngdekraft giver energien til en eksplosion. Efter deres mening krymper stjernen, indtil dens centrale del når atomkernens tæthed.Collapsing stof kan frigive gravitationspotentiale energi, nok til at smide sine rester. I 1960, Fred Hoyle (Fred Hoyle) fra University of Cambridge og Willie Fowler (Willy Fowler) fra Caltech mente at supernovaer er som en kæmpe atombombe. Når en stjerne som solen brænder sit brint og derefter heliumbrændstof, er det ilt og kulstofsving. Syntesen af ​​disse elementer giver ikke kun en enorm frigivelse af energi, men producerer også radioaktivt nikkel-56, hvis sammenbrud kan forklares af eksplosions efterglødning, der varer i flere måneder.

Begge ideer viste sig at være korrekte. I nogle supernovas spektre findes der ikke spor af hydrogen (betegnet som type I); Tilsyneladende havde de fleste af dem en termonuklear eksplosion (type Iog), og resten (typerne Ib og jegc) – stjernens sammenbrud faldt dets ydre brintlag. Supernovaer, i hvis spektra hydrogen er opdaget (type II), opstår også som følge af sammenbrud. Begge fænomener gør en stjerne til en ekspanderende gassky, og et gravitationsbrud fører til dannelsen af ​​en superdense neutronstjerne eller endda et sort hul.Observationer, især supernova 1987A (type II), bekræfter den foreslåede teori.

Supernova-eksplosionen forbliver dog stadig et af hovedproblemerne ved astrofysik. Computer modeller reproducerer det med vanskeligheder. Det er meget svært at lave en stjerne eksplodere (hvilket er fint i sig selv). Stjerner er selvregulerende objekter, der har været stabile i millioner og milliarder år. Selv døende armaturer har dempningsmekanismer, men ikke en eksplosion. For at reproducere sidstnævnte tog det multidimensionale modeller, hvis beregning var uden for computerens muligheder.

Anmeldelse: Supernovae

  • Ved alle regler skal stjernerne være rolige og dø stille. Men hvorfor eksploderer nogle af dem som supernovaer i slutningen af ​​deres liv? Dette er et af de mest komplicerede fænomener i astrofysik.
  • Teoretikere forbedrede gradvist deres modeller og for nylig kunne forklare to hovedtyper af supernovaer. Opgaven var at tage hensyn til alle tre rumlige dimensioner for at reproducere dynamikken i turbulente strømme.
  • Det viste sig, at eksplosionen kan være meget asymmetrisk og sprede stjernens rester (herunder nyligt syntetiserede kemiske elementer) i forskellige retninger.Hvis en neutronstjerne dannes som et resultat, kan den blive accelereret og vil hurtigt flyve gennem galaksen.

Eksplosionen er ikke let

Hvide dværge er inaktive rester af stjerner som solen, som gradvist afkøles og falmer. De kan eksplodere som Type I supernovaer.en. Ifølge Hoyle og Fowler, hvis en hvid dværg drejer rundt om en anden stjerne i tæt omgang, kan den adskille (sug) materiale fra sin ledsager, hvorved masse, central densitet og temperatur øges i en sådan grad, at eksplosiv syntese fra kulstof er mulig. og ilt.

Tychos supernova: en termonuklear eksplosion, observeret af den berømte danske astronom Tycho Brahe i 1572, efterlod en sky af silicium, jern og andre tunge elementer, der glødede i røntgenområdet (grøn, rød). Stødbølgen (tynd blå skal) udvider med en hastighed på 7500 km / s (foto: www.sciam.ru)

Termonukleære reaktioner skal opføre sig som almindelig ild. Den forbrændende front kan spredes gennem en stjerne, der efterlader "nuklear aske" (for det meste nikkel). På hvert tidspunkt bør fusionsreaktionerne fortsætte i et lille volumen, hovedsageligt i et tyndt lag på overfladen af ​​bobler fyldt med "aske" og flydende i dybden af ​​en hvid dværg.På grund af dens lave densitet kan bobler flyde til stjernens overflade.

Men den termonukleære flamme bliver slukket, da frigivelsen af ​​energi fører til udvidelse og afkøling af stjernen og slukker forbrændingen. I modsætning til den sædvanlige bombe har stjernen ingen shell, der begrænser dens volumen.

Desuden er det umuligt at genskabe en supernova-eksplosion i et laboratorium, det kan kun observeres i rummet. Vores gruppe gennemførte en grundig simulering ved hjælp af en supercomputer Ibm p690. Stjernens numeriske model blev repræsenteret af et beregningsnet, som havde 1024 elementer på hver side, hvilket gjorde det muligt at løse dele af flere kilometer i størrelse. Hvert computernetværk krævede mere end 1020 aritmetiske operationer Kun en supercomputer der gør mere end 10 kunne klare en sådan opgave11 operationer pr. sekund. I sidste ende tog det hele næsten 60 processorår. Forskellige beregningsmetoder, der forenkler modellen og anvendes inden for andre videnskabsområder, er ikke anvendelige for supernovaer med deres asymmetriske strømme, ekstreme forhold og et stort rumlige og temperaturområde. Partikelfysik, atomfysik, hydrodynamik og relativitetsteorien er meget komplekse,og supernova-modeller skal fungere på dem samtidig.

Termonuklear Supernova

  1. En type type I supernovaen – Resultatet af en pludselig nuklear detonering af en stjerne
  2. Den mest massive af to stjerner af soltypen, efter at have udtømt sin brændstof, bliver til en hvid dværg
  3. Den hvide dværg fanger gassen tabt af naboen og nærmer sig en kritisk masse.
  4. "Flammerne" af ukontrollerede nukleare reaktioner antændes i en dværgets turbulente kerne
  5. Flammen rushes ud, og omdanner kulstof og ilt til nikkel
  6. Om et par sekunder er dværgen fuldstændig ødelagt. Så falder et par uger mere radioaktivt nikkel, hvilket får stjernen til at gløde

    Et gennembrud i supernova modellering gjorde det muligt at undersøge turbulens. Her er det vist, hvad der vil ske efter 0,6 sekunder efter tændingen. Den nukleare brændende front har en turbulent, boblende struktur (blå). Turbulens er grunden til det hurtige fremskridt foran og undertrykkelsen af ​​stjernens stabiliserende mekanismer (Billede: www.sciam.ru)

    Under emhætten

    Beslutningen kom fra en uventet side – når man studerede arbejdet i en bilmotor. Blandingen af ​​benzin og ilt og deres tænding skaber turbulens, som igenøger brændingsfladen og deformerer den intensivt. Samtidig øges brændstofforbrændingshastigheden, der er proportional med brændingsområdet. Men stjernen er også turbulent. Gasstrømme i det er store afstande ved høj hastighed, så den mindste forstyrrelse hurtigt bliver en stille strømning i en turbulent strømning. I supernovaer skal varme bobler bobler røre stoffet, hvilket forårsager at atomforbrænding spredes så hurtigt, at stjernen ikke har tid til at omorganisere og slukke flammen.

    Krabbe Nebula er en gasformig rest i en supernova med en kollaps i kernen, hvis eksplosion blev observeret i 1054. I midten er en neutronstjerne (angivet med pil), der udsender partikler, der gør gasen glødende (blå). Eksterne fibre består hovedsagelig af hydrogen og helium af en ødelagt massiv stjerne (foto: www.sciam.ru)

    I en velfungerende forbrændingsmotor spredes flammen ved en subsonisk hastighed, der er begrænset af hastigheden af ​​varmediffusion gennem et stof – en sådan proces kaldes deflagration eller hurtig brænding. I en "skyde" -motor udbreder flammen ved supersoniske hastigheder i form af en stødbølge, der gennemsyrer oxygen-brændstofblandingen og komprimerer den (detonation).Termonukleær flamme kan også sprede sig på to måder. Detonation kan helt brænde en stjerne, hvilket kun efterlader de mest "ikke-brændbare" elementer, såsom nikkel og jern. Astronomer opdager imidlertid en lang række elementer i produkterne af disse eksplosioner, herunder silicium, svovl og calcium. Følgelig spredes nuklearforbrænding, i hvert fald i begyndelsen, som deflagration.

    I de seneste år er der skabt pålidelige modeller af termonukleær deflagration. Forskere fra University of California (Santa Cruz), University of Chicago og vores gruppe stolt på programmer designet til at studere kemisk forbrænding og endog til vejrudsigter. Turbulens er en grundlæggende tredimensionel proces. I en turbulent kaskade omdannes kinetisk energi fra store til små skalaer og fjernes i sidste ende som varme. Foderstrømmen opdeles i mindre og mindre stykker. Derfor skal modellering nødvendigvis være tredimensionel.

    Supernova-modellen har en svampeform: Hot bobler stiger i et medium af medium, rynker og strækker sig med turbulens.Forøgelsen af ​​nukleare reaktionshastigheder i løbet af få sekunder fører til ødelæggelsen af ​​en hvid dværg, hvis rester flyver væk med en hastighed på ca. 10.000 km / s, hvilket svarer til det observerede billede.

    Men det er stadig ikke klart, hvorfor den hvide dværg antændes. Desuden bør deflagrationen udstøde det meste af dværgens substans uændret, og observationer viser, at kun en lille del af stjernen ikke ændres. Eksplosionen skyldes sandsynligvis ikke kun ved hurtig brænding, men også detonation, og årsagen til type I supernovaeen – ikke kun stoffets accretion på en hvid dværg, men også sammensmeltningen af ​​to hvide dværge.

    Gravity Grave

    En anden type supernova forårsaget af kollapset af stjernekernen er sværere at forklare. Fra et observatorisk synspunkt er disse supernovaer mere forskelligartede end termonukleære: nogle af dem har hydrogen, andre gør det ikke; nogle eksploderer i et tæt interstellært medium, andre i næsten tomt rum; nogle udsender store mængder radioaktivt nikkel, andre gør det ikke. Frigivelse af energi og ekspansionshastighed varierer også. De mest magtfulde af dem producerer ikke kun en klassisk supernova-eksplosion, men også en lang gamma-stråle burst (se: Gerels N., Leonard P. og Pyro L. De klareste eksplosioner i universet // VMN, nr. 4, 2003).Denne heterogenitet af egenskaber er en af ​​mange mysterier. Supernovaer med sammenbrud af kernen er de vigtigste kandidater til dannelsen af ​​de tungeste elementer, såsom guld, bly, thorium og uran, som kun kan dannes under særlige forhold. Men ingen ved, om sådanne forudsætninger opstår i en stjerne, når kernen eksploderer.

    På trods af det faktum, at tanken om sammenbrud virker simpel (under kernekomprimering frigives energien af ​​et tyngdekraftbånd, som følge af, at de ydre lag af materiel udstødes), er det svært at forstå processen i detaljer. I slutningen af ​​livet danner en stjerne med en masse på mere end 10 gange solens masse en lagdelt struktur med en dybde lag af stadig mere tungere elementer. Kernen består hovedsageligt af jern, og stjernens ligevægt opretholdes ved kvanteafstødning af elektroner. Men til sidst undertrykker stjernens masse elektroner, der presses ind i atomkernerne, hvor de begynder at reagere med protoner og danne neutroner og elektronnutriner. Til gengæld presses neutronerne og de resterende protoner mere og mere imod hinanden, indtil deres egen afstødende kraft begynder at virke og stopper sammenbruddet.

    På dette tidspunkt standser komprimeringen og erstattes af forlængelsen. Et stof trukket ind i tyngdekraften begynder delvist at strømme ud. I den klassiske teori løses dette problem ved hjælp af en stødbølge, som opstår, når de ydre lag af en stjerne med supersonisk hastighed flyver ind i kernen, hvilket pludselig sænker kompressionen. Stødbølgen bevæger sig udad, komprimerer og opvarmer det stof, som det kolliderer med, og samtidig taber dets energi og falder efterhånden ud. Simuleringer viser, at kompressionsenergien hurtigt spredes. Hvordan eksploderer en stjerne sig selv?

    Det første forsøg på at løse problemet var Stirling Colgate's arbejde (Stirling Colgate) og Richard White (Richard hvid) 1966, og senere – computer modeller af Jim Wilson (Jim Wilson), skabt af ham i begyndelsen af ​​1980'erne, da alle tre arbejdede i Livermore National Laboratory. Lawrence. De foreslog, at chokbølgen ikke er den eneste bærer af energi fra kernen til de ydre lag af stjernen. Måske spiller en støttende rolle af neutriner født under et sammenbrud. Ved første øjekast ser ideen mærkeligt ud: som du ved, er neutrinerne ekstremt inaktive, de virker så svage med andre partikler, at det er lige så svært at registrere dem.Men i en krympende stjerne har de mere end nok energi til at forårsage en eksplosion, og i forhold med ekstrem høj densitet virker de godt sammen med materie. Neutrinerne opvarmer et lag omkring en kollapsende supernova-kerne, der opretholder trykket i bremsechokbølgen.

    Supernova med kernekollaps

    1. Supernovaer af anden art dannes under kompression af stjerner med masser på mere end 8 gange solens masse. De er type Ibjegc eller II, afhængigt af de observerede funktioner
    2. Den massive stjerne i slutningen af ​​livet har en lagdelt struktur af forskellige kemiske elementer.
    3. Jern deltager ikke i nuklear fusion, derfor er varme ikke frigivet i kernen. Gastrykket falder, og stoffet ligger over rushes ned.
    4. Inden for sekunder krymper kernen og bliver til en neutronstjerne. Faldende materiale springer ud af en neutronstjerne og skaber en stødbølge.
    5. Neutrino undslipper fra den nyfødte neutronstjerne, der ujævnt skubber ud shockbølgen
    6. Stødbølgen fejer gennem stjernen og rive den fra hinanden

    Moderne modeller er i stand til at spore i detaljer de kaotiske bevægelser i eksplosionsprocessen.Stjernens inderside er vist her 5,5 timer efter eksplosionsstart. Flytning af store bobler understøtter chokbølgen til en afstand på 300 millioner km. Neutrinos, generelt meget svagt interagerende partikler, haste udad i sådan mængde og med sådan energi, at de begynder at spille hovedrollen. Turbulens blander kulstof, ilt, silicium og jern fra dybe lag (blå, turkis) med helium over ((grøn) og hydrogen (den røde) (Billede: www.sciam.ru)

    Ligesom en raket

    Men er sådan et ekstra tryk nok til at holde bølgen og fuldføre eksplosionen? Computer modellering har vist, at det ikke er nok. På trods af at gasen absorberer neutriner og udsender dem; Modeller viste, at tabet dominerer, og derfor virker eksplosionen ikke. Men i disse modeller var der en forenkling: stjernen i dem blev betragtet som sfærisk symmetrisk. Derfor blev multidimensionale fænomener som konvektion og rotation, som er meget vigtige, ignoreret, da de observerede supernovaer producerer en meget ikke-sfærisk "shaggy" rest.

    Guitarnebulaen er en stødbølge, der udstråler ud over neutronstjernen (ved pilen), som transporteres gennem gassen med en hastighed på 1600 km / s.For at fortælle en stjerne en sådan hastighed skal eksplosionen være meget asymmetrisk (foto: www.sciam.ru)

    Multidimensionel modellering viser, at plasma opvarmes omkring en kerne af en supernova neutrino og skaber pop-up bobler og svamp-lignende strømme i den. Konvektion overfører energi til stødbølger, skubber dem op og forårsager en eksplosion.

    Når blastbølgen sænker en smule, smelter boblerne af varmt ekspanderende plasma, adskilt af det kolde stof, der strømmer ned. Efterhånden dannes en eller flere bobler omgivet af nedadgående strømme. Som et resultat bliver eksplosionen asymmetrisk. Desuden kan den hæmmede stødbølge deformeres, og så falder sammenbruddet som en timeglas. Yderligere ustabilitet opstår, når stødbølgen bryder ud og passerer gennem de ikke-ensartede lag i supernovaforfaderen. I dette tilfælde blandes de kemiske elementer, der syntetiseres i løbet af stjernen og under eksplosionen.

    Da resterne af en stjerne flyver generelt i en retning, springer neutronstjernen i midten ud i en anden, som et skateboard, der ruller tilbage, når du hopper fra det.Vores computer model viser en rebound rate på mere end 1000 km / s, hvilket svarer til den observerede bevægelse af mange neutronstjerner. Men nogle af dem bevæger sig langsommere, sandsynligvis fordi boblerne under eksplosionen, der dannede dem, ikke havde tid til at fusionere. Der er et enkelt billede, hvor forskellige muligheder er resultatet af en hovedvirkning.

    På trods af de betydelige resultater i de seneste år, reproducerer ingen af ​​de eksisterende modeller hele spektret af fænomener forbundet med en supernova-eksplosion og indeholder forenklinger. Den fulde version skal bruge syv dimensioner: plads (tre koordinater), tid, neutrino energi og neutrino hastighed (beskrevet af to vinkelkoordinater). Desuden skal dette gøres for alle tre typer eller neutrino smag.

    Men kan en eksplosion udløses af forskellige mekanismer? En magnetisk felt kan trods alt opfanger rotationsenergien i en nydannet neutronstjerne og give en ny impuls til chokbølgen. Derudover vil den presse substansen ud langs omdrejningsaksen i form af to polarstråler. Disse effekter vil forklare de mest kraftfulde eksplosioner.I særdeleshed kan gamma-ray bursts være forbundet med stråler, der bevæger sig ved nærlys hastighed. Kerneen af ​​sådanne supernovaer kollapser måske ikke ind i en neutronstjerne, men ind i et sort hul.

    Mens teoretikere forbedrer deres modeller, prøver observatører at bruge ikke kun elektromagnetisk stråling, men også neutrinoer og tyngdekraftbølger. Sammenbruddet af stjernens kerne, dets sød i begyndelsen af ​​eksplosionen og dens mulige omdannelse til et sort hul, fører ikke kun til en intens frigivelse af neutrinerne, men også rystet rumtidsstrukturen. I modsætning til lyset, som ikke kan trænge ind i de overliggende lag, kommer disse signaler direkte fra det raserende helvede i eksplosionscentrumet. Nyligt oprettede detektorer af neutrinoer og gravitationsbølger kan løfte sløret over mysteriet om stjernernes død.

    Supernova Reactive Effect

    Observatører spekulerede på, hvorfor neutronstjerner fejler over galaksen med enorm hastighed. Nye modeller af supernova med kollaps i kernen giver en forklaring baseret på den interne asymmetri af disse eksplosioner.

    Den nyfødte neutronstjerne i midten af ​​den eksploderende eksplosion er næsten rolig.

    Den gravitationelle asymmetriske udstødning trækker neutronstjernen i en bestemt retning,og sagen falder på en stjerne giver det et ekstra skub

    Disse kræfter udsender en neutronstjerne. (I henhold til loven om bevarelse af momentum flyver en neutronstjerne i den retning, hvorfra der kommer an på det.)


    Simulering viser, at asymmetri allerede udvikler sig ved begyndelsen af ​​eksplosionen. Små forskelle i begyndelsen af ​​stjernekollapsen medførte store forskelle i asymmetriens omfang.

    Disse forskelle manifesterer sig igen i forskellige hastigheder af neutronstjerner. Ved at sammenligne de forudsagte satser med de observerede, kan modeller testes.

    Yderligere litteratur

    1. Bisnovaty-Kogan G.S. Fysiske problemer af teorien om stjernernes udvikling. M.: Science, 1989.
    2. Hoffmeister K., Richter G., Wenzel V. Variable stjerner. M.: Science, 1990.
    3. De Jager K. Stjerner af den største lysstyrke. M.: Mir, 1984.
    4. Kaplan S.A. Fysik af stjerner. M.: Science, 1977.
    5. Pskov Yu.P. Ny og Supernovae. M.: Science, 1985.
    6. Shklovsky I.S. Supernovae og beslægtede spørgsmål. M.: Science, 1976.
    7. Supernova eksplosioner i universet. A. Burrows in natur, Vol. 403, sider 727-733; 17. februar 2000.
    8. Full-Star Type Ia Supernova Eksplosionsmodeller. F.K. Röpke og W. Hillebrandt i Astronomi og astrofysik, Vol. 431, nr. 2, sider 635-645; Februar 2005. Preprint tilgængelig på arxiv.org/abs/astrophph/0409286
    9. Fysikken i Core-Collapse Supernovae. S. Woosley og H.-Th. Janka in Naturfysik, Vol. 1, nr. 3, s. 147-154; December 2005. Preprint tilgængelig på arxiv.org/abs/astrophph/0601261
    10. Multidimensionelle Supernova Simuleringer med Approximative Neutrino Transport. L. Scheck, K. Kifonidis, H.-Th. Janka og E. Müller i Astronomi og astrofysik (i tryk). Preprint tilgængelig på arxiv.org/abs/astrophph/0601302

Like this post? Please share to your friends:
Skriv et svar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: