Astronomija

Ar Sirijus B pradės kaupti iš A ir taps Ia tipo supernova?

Ar Sirijus B pradės kaupti iš A ir taps Ia tipo supernova?


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.

„Sirius B“ yra masyvus baltas nykštukas, turintis 1 Saulės masę, skriejantis maždaug 25 AU atstumu nuo 2 Saulės masės „Sirius A“. Jai vystantis ir plečiantis, ar A žvaigždė pradės mesti materiją baltam nykštukui ir kada tai prasidės ? Ar Saulė bus saugiu atstumu, kai taip nutiks, ar Sirijus yra mūsų pražūtis?


Ar „Sirius B“ pradės kaupti? Taip, tai daro dabar. Sirijus A pūs vėją, o dalį to vėjo užfiksuos baltasis nykštukas.

Vėjo gaudymo efektyvumas yra stipri santykinio vėjo greičio funkcija. Analitinis priartinimas prie akrecijos greičio, žinomas kaip Bondi-Hoyle akrecija, eina kaip atvirkštinis santykinio greičio kubas. Dabartinėje evoliucinėje būsenoje masinis nuostolis nuo Sirijaus A bus gana silpnas (kaip Saulė) ir gana greitas (kaip Saulė). Tai neskatina jokio reikšmingo baltojo nykštuko pritraukimo.

Tačiau vėlesniais gyvenimo tarpsniais Sirius A išsipūs ir taps besimptotiška milžine žvaigžde. Tokių žvaigždžių vokus pamažu (milijonų metų grafikuose) dulkėtas vėjas pučia gana lėtai. Jei „Sirius A“ dabar yra maždaug 2 saulės masės, per šią fazę jis neteks apie 1,4 saulės masės tik 10–20 km / s greičiu.

Tik trupmena šios masės gali pritraukti baltasis nykštukas, nes atstumas tarp žvaigždžių vis dar yra didelis 25 AU (ir taps didesnis, kai masė prarandama iš sistemos), palyginti su tikėtinu „Sirius A“ galiniu dydžiu (tikriausiai 2 eilės). au). Jei pažvelgsite į galimą „Roche“ skilties dydį, tada „Roche“ skilties perpildymui reikės A pasiekti maždaug 40% atskyrimo, o tai neįvyks. Tiksliai kokia trupmena yra užfiksuotas mažiau efektyviu vėjo kaupimo procesu (dauguma greičiausiai išnyks į kosmosą ir orbitos išplėtimas) labai priklauso nuo vėjo greičio, kurį sunku numatyti.

Net jei „Sirius B“ galėtų sukaupti 0,35–0,4 Saulės mases (manau, kad tai mažai tikėtina, tačiau trūksta galimybių atlikti hidrodinaminę simuliaciją), ji turi tapti nestabili, neaišku, ar ta masė „prilips“. Vandenilio turtingos medžiagos kaupimasis gali užsidegti ir sprogti novoje (ne supernovoje) ant balto nykštuko paviršiaus ir sukelti masinius nuostolius!

Pagaliau, kada tai įvyks? Na, tikriausiai, Siriui dabar yra apie 300 milijonų metų, o jo vystymasis, kaip aš aprašiau, turi dar 500 milijonų metų. Tada jis nebus arti Saulės.


Atstumas tarp „Sirius A“ ir „B“ yra nuo 8 iki 31,5 AU ir net kai „Sirius A“ taps raudonuoju milžinu, jis vis tiek bus didesnis nei 6 AU. Toks atstumas yra per didelis ir neleidžia „Sirius B“ sukaupti reikšmingos masės, beveik visa Sirijaus A, kaip raudonojo milžino ir vėliau AGB, prarasta masė ištrūks į kosmosą. „Sirius B“ dėl tam tikros akrecijos gali tapti pasikartojančia nova, tačiau nepagaus pakankamai masės, kad sprogtų kaip supernova, vargu ar ji įgaus net 0,05–0,1 saulės masės.


Sirijus b yra 1,02 saulės masės ir yra baltasis nykštukas anglies ir deguonies. Kritinė masė priklauso nuo jo sudėties. Geležies sudėtyje esančio baltojo nykštuko kritinė masė gali būti vos 1,0667 saulės masės, žr. Šio dokumento paskutinės 3 lentelės eilutės septintą stulpelį. Atsižvelgiant į atvirkštinį beta skilimą (protonas ir elektronas sujungia neutroną), jie taip pat vadinami neutronizacija, jie tampa mažesni nei įprastos vertės. Tai sunkus skaičiavimas.

Čia taip pat žiūrėkite šios svetainės komentarą

Bet kokiu atveju, atsižvelgiant į to popieriaus siūlomą pataisą, vėl naudojant 3 lentelę, deguoniui tai 1,3846, o baltosioms anglims - 1,3916. Sirijus b vis dar gerokai žemesnis nei kritinė masė. Kai taip atsitiks, „Sirius b“ greičiausiai yra per toli, kad iš jo sukauptų pakankamai dujų, kad galėtų pereiti supernova, ir šiaip visos žvaigždės juda aplink galaktiką, yra tikimybė, kad „Sirius“ yra tolimas atstumas nuo mūsų, kol taip gali atsitikti, žr. Robą Jeffriesą 'atsakymas

Yra ir kita galimybė - sub-Chandrasekar baltasis nykštukas. Tai naujausia idėja, kad šviesesniam baltam nykštukui įmanoma pereiti supernovą nepasiekus Chandrasekharo ribos, o tai daro mažiau energingą supernovą. Remiantis šiuo straipsniu, yra keletas statistinių įrodymų, kad baltųjų nykštukų, kurių masė yra 1,1 saulės masės, gali būti mažiau ir didesnių, nei galima tikėtis iš numatomo gimimo masių diapazono, o tai rodo, kad kai kurie iš jų atvėsę tampa supernova. Vargu ar tai bus taikoma „Sirius b“.

„Sirius b, tinkamiausias purpurinis deimantas, vargu ar sukurs supernovą, nebent kritinis tankis bus žymiai mažesnis už 3 paveiksle parodytą vertę. Šiuo neįtikėtinu atveju daugelis didelės masės nykštukų iš nuorodos [16] turi išgyventi reikšmingą amžių “. Degeneracijos suskirstymas kaip superernovų šaltinis Ia


Tai tikrai įmanoma, žiūrėkite paveikslėlį.


Wird Sirius B von A aus akkretieren und ein Supernova-Typ Ia werden?

Sirius B yra e massiver weißer Zwerg mit 1 Sonnenmasse, in in einem Abstand von etwa 25 AE von der 2 Sonnenmasse Sirius A umkreist. Wenn er sich entwickelt und ausdehnt, wird der A-Stern anfangen, Materie an den weißen Zwerg abzugeben, und wann wird dies geschehen? Wird die Sonne sicherer Entfernung sein, wenn / falls dies geschieht, oder ist Sirius unser Untergang?

Wird Sirius B anfangen zu wachsen? Ja, das tut es jetzt. Sirius A wird einen Wind haben und ein Teil dieses Windes wird vom weißen Zwerg eingefangen.

„Die Wirksamkeit der Windaufnahme“ yra griežta „Funktion der reliveniven Windgeschwindigkeit“. Eine analytische Annäherung an die Akkretionsrate, bekannt als Bondi-Hoyle-Akktion, yra atvirkštinis Würfel der relativen Geschwindigkeit. In seinem gegenwärtigen Evolutionszustand wird der Massenverlust von Sirius A relativ schwach (wie die Sonne) ir relativ schnell (wie die Sonne) sein. Dies beeinträchtigt jede signifikante Zunahme durch den Weißen Zwerg.

In den späteren Phasen gaubiamaisiais tinklais Libanai wird Sirius A jedoch zu einem asymptotischen Riesenstern aufsteigen. Die Hüllen solcher Sterne werden allmählich (auf Zeitskalen von Millionen von Jahren) von einem staubigen Wind ziemlich langsam weggeblasen. Wennas Siriusas „Jetzt ungefähr“ 2 „Sonnenmassen“ skrybėlė, verliert es während dieser Phase ungefähr 1,4 Sonnenmassen bei Geschwindigkeiten von nur 10-20 km / s.

Nur ein Bruchteil dieser Masse kann vom Weißen Zwerg akkretiert werden, da der Abstand zwischen den Sternen bei 25 AE immer noch groß ist (und größer wird, wenn Masse aus dem System verloren geht), verglichen mit der wahrscheinlichen Endgröße von Sirius A (wahrschein) au). Wenn Sie sich die wahrscheinliche Größe des Roche-Lappens ansehen, würde ein Überlauf des Roche-Lappens erfordern, dass A etwa 40% der Trennung erreicht, was nicht passieren wird. Genau das, buvo Fraktionas keistuolis durch den weniger effizienten Wind Akkretionsprozess (mirti Mehrheit wird wahrscheinlich verschwinden in den Weltraum erobert und erweitern die Umlaufbahn) jisgt stark von der Windgeschwindigkeit, die schwer vorherzusagen ist.

Selbst wenn Sirius B die 0,35-0,4 Sonnenmassen anreichern könnte (ich denke, das ist unfahrscheinlich, aber es fehlt das Nötigste, um die hydrodynamische Simulation durchzuführen), muss es nestabil werden, es ist nicht klar, ob diese Masse " haften "keistuolis. Eine Ansammlung von wasserstoffreichem Material kann sich in einer Nova (nicht Supernova) auf der Oberfläche eines weißen Zwergs entzünden und explodieren und Massenverlust verursachen!

Wann wird das endlich passieren? Nun, Sirius ist jetzt wahrscheinlich ungefähr 300 Millionen Jahre alt und hat vielleicht noch 500 Millionen Jahre Zeit, bevor er sich so entwickelt, wie ich es beschrieben habe. Es wird dann nicht in der Nähe der Sonne sein.


Ar pasikartojantys „Novae RS Oph“ gali tapti Ia tipo supernovomis?

Klasikinis Ia tipo supernovų sukūrimo scenarijus yra balta nykštukinė žvaigždė, pritraukianti masę iš netoliese esančios žvaigždės, įeinančios į raudonos milžinės fazę. Augantis raudonasis milžinas užpildo savo Roche skiltį ir materija patenka ant baltojo nykštuko, išstumdama jį per Chandrasekhar ribą, sukeldama supernovą. Tačiau tai daro prielaidą, kad baltasis nykštukas jau tiesiai ties kritimo vieta. Daugeliu atvejų baltasis nykštukas yra gerokai žemiau Chandrasekhar ribos ir materija kaupiasi ant paviršiaus. Tada jis užsidega, nes mažesnė nova pučia didžiąją dalį (jei ne visą) medžiagos, kurią surinkti taip sunkiai dirbo.

Naujame Europos astronomų grupės dokumente svarstoma, kaip šis ciklas paveiks bendrą masės kaupimąsi ant baltųjų nykštukų, kuriems pasikartojančios novos. Ankstesniame, paprastesniame 1D tyrime (Yaron ir kt., 2005) atlikti modeliavimai atskleidė, kad grynasis masės padidėjimas yra įmanomas, jei baltasis nykštukas kasmet vidutiniškai sukaupia 10–8 kartus didesnę Saulės masę. Tačiau tokiu greičiu tyrimas pasiūlė dauguma masės vėl būtų prarasta susidariusiose naujovėse, o net ir nedidelis 0,05 saulės masės padidėjimas užtruktų milijonus metų. Jei taip būtų, tada susikaupti reikalingos masės, kad ji susprogtų kaip Ia tipo supernova, daugeliui baltųjų nykštukų būtų nepasiekiama, nes, jei tai užtruktų per daug ilgiau, palydovo raudonojo milžino fazė baigtųsi ir nykštukas nebeturėk medžiagos, kad galėtum aprausti.

Savo naujam tyrimui Europos komanda modeliavo RS Ophiuchi (RS Oph) atvejį 3D situacijoje. Modeliuojant buvo atsižvelgta ne tik į milžinišką nuostolį nuo milžino ant nykštuko, bet ir į orbitų evoliuciją (kuri taip pat paveiktų akrecijos normas) ir įvairius greičio, kurį prarado milžinas, greitį. Nenuostabu, kad komanda nustatė, kad dėl mažesnio milžiniško masės nuostolių rodiklio nykštukas sugebėjo sukaupti daugiau. Pasirinkimo rodikliai keičiasi nuo
maždaug 10% [raudonojo milžino masės] lėtuoju atveju iki maždaug 2% greituoju atveju. & # 8221

Ne iš karto buvo akivaizdu, kad praradus kampinį impulsą milžinui išmetus sluoksnius, sumažėjo žvaigždžių atsiskyrimas. Savo ruožtu tai reiškė, kad milžinas ir nykštukas suartėjo, o prieaugio rodiklis dar labiau padidėjo. Apskritai jie nustatė, kad dabartinė RS Oph akrecijos norma jau buvo didesnė nei 10–8 saulės masės per metus, reikalingos grynajam pelnui, ir dėl mažėjančio orbitos atstumo ji tik pagerės. Kadangi RS Oph & # 8217s masė smarkiai artima 1,4 saulės masės Chandrasekhar ribai, jie siūlo: & # 8220RS Oph yra geras kandidatas į SN Ia pirmtaką. & # 8221


Atsakymai ir atsakymai

„Sirius B“ orbitinis laikotarpis yra šiek tiek daugiau nei 50 metų, o tai reiškia, kad vidutiniškai 20 AU iš „Sirius A“. Tai nėra grėsmė artimiausiu metu surinkti daug „Sirius A“ masės, tačiau įvertinti reikia dvigubą detonacijos kelią. Kai Sirijus A išgyvena raudonojo milžino fazę? (Maždaug po milijardo metų.) Didžioji dalis „Sirius A“ masės galiausiai bus susprogdinta, ir sunku įsivaizduoti „Sirius B“. ne pasiimdamas 0,4 Saulės masę, reikalingą pereiti prie 1a tipo.

Tai nereiškia, kad rytoj ar per ateinančius milijonus metų ji taps supernova. Bet jei sistema neišvengiamai pateks į 1a supernovą, arba ypač, jei taip nebus, tai atrodo gražus daktaro disertacijos dydžio gabalas.

Žiūrėjau straipsnį apie „Sirius Wikipedia“ ir jame buvo parašyta, kad Sirijus A maždaug po milijardo metų taps raudonuoju milžinu, tada apsigyvens pas baltą nykštuką.

Jaučiau, kad tai negali būti teisinga! Jei Sirijus A tampa raudonuoju milžinu, kiek laiko, kol Sirijus B peržengs Chandrasekharo ribą ir taps Ia tipo supernova? Sirijus B yra gana sunkus baltam nykštukui (šiek tiek mažesnis už Saulės masę) ir grėsmingai šiuo metu yra padengtas vandeniliu. Ia tipo supernovoms yra Chandrasekharo ribinis modelis, kurio žvaigždė padengta vandeniliu, kuris tada degina iki helio, kuris mirksi, kad sukeltų dviejų sprogimų supernovą. Ar todėl sunku rasti saulės masę ir sunkesnius baltus nykštukus? Arba tik tada, kai baltasis nykštukas pradeda kaupti masę, jis greitai tampa supernova?

Bet kokiu atveju, jei „Sirius“ sistema nesprogs sprogti milijonus metų, tada jos nebus šalia Saulės sistemos. Bet įdomu manyti, kad mes turime arti 1a tipo pirmtakų, kuriuos galėtume tirti.

Net arčiau namų nei „Sirius A“, geras ole Sol taip pat taps raudonuoju milžinu, bet maždaug po maždaug 5 milijardų metų.

Akivaizdu, kad yra dviejų rūšių SN Ia tipo sprogimai: vienas iš jų atsiranda dėl papildomos medžiagos, kaupiamos ant baltojo nykštuko, o vėliau sprogstančios, kai du balti nykštukai susiduria vienas su kitu. Abiejų tipų sprogimai palieka labai mažai.

Neišmigčiau dėl Sirijaus. Kita vertus, Betelgeuse (Alpha Orionis) yra jau raudonas milžinas, jame yra apie 7-20 saulės masių, o jis yra mažiau nei 650 LY atstumu.

Niekada netyriau SN įvykio, esančio taip arti žemės, ir kadangi Betelgeuse yra vieniša žvaigždė, kaip ir saulė, astronomams sunku nustatyti net tai, kokia didžiulė yra žvaigždė, jau nekalbant apie tikrąjį jos žūties kelią.

Orbitinis periodas „Sirius B“ yra šiek tiek daugiau nei 50 metų, o tai reiškia, kad vidutiniškai 20 AU iš „Sirius A“. Tai nėra grėsmė artimiausiu metu surinkti daug „Sirius A“ masės, tačiau įvertinti reikia dvigubą detonacijos kelią. Kai Sirijus A išgyvena raudonojo milžino fazę? (Maždaug po milijardo metų.) Didžioji dalis „Sirius A“ masės galiausiai bus susprogdinta, ir sunku įsivaizduoti „Sirius B“. ne pasiimdamas 0,4 Saulės masę, reikalingą pereiti prie 1a tipo.

Tai nereiškia, kad rytoj ar per ateinančius milijonus metų ji taps supernova. Bet jei sistema neišvengiamai pateks į 1a supernovą, arba ypač, jei taip nebus, tai atrodo gražus daktaro disertacijos dydžio gabalas.

Mes negalime būti tikri, kad MW neatlieka savo darbo. Tie SN gali būti visi kitoje galaktikos šerdies pusėje.

Buvo nustatyta, kad radijo šaltinis, žinomas kaip Cassiopeia A, yra SN liekana, kuri, manoma, sprogo apie 1680 metus, tačiau nebuvo duomenų, kad kas nors stebėtų tokį dangaus įvykį žemėje. Manoma, kad astronomas karalius Johnas Flamsteedas galėjo pastebėti šio sprogimo šviesą, tačiau savo regėjimą priskyrė šiaip niekuo neišsiskiriančiai žvaigždei.

Gali būti, kad pučia įvairiausios žvaigždės, tačiau šviesa kažkodėl nepasiekia žemės.

Be abejo, tuo laikotarpiu Europoje įvyko dideli visuomenės sukrėtimai, o astronominiai stebėjimai buvo prioritetų sąraše.

Kaip ir šiuo laikotarpiu Europoje, Kinija taip pat patyrė didelių perversmų, pirmiausia įvykdžiusi mongolų invazijas, o jiems kritus, o po to - marų periodą. Vėlgi, išgyvenimas sutrumpino astronomiją.

nežinote, iš kur gavote tą informaciją?

paskutinis plika akimi matomas SN buvo 1987 m., kuris pažymėjo 300 nelyginių metų laikotarpį nuo ankstesnio plika akimi matomo. ir tai buvo mūsų palydovinėje galaktikoje - LMC

nežinote, iš kur gavote tą informaciją?

paskutinis plika akimi matomas SN buvo 1987 m., kuris pažymėjo 300 nelyginių metų laikotarpį nuo ankstesnio plika akimi matomo

Na, SN1987A buvo didžiajame magelano debesyje, kuris nėra paties MW viduje. Apskaičiuota, kad atstumas iki mirusios žvaigždės yra 160 000 LY nuo žemės, o tai yra bet kokia išeitis.

Na, SN1987A buvo didžiajame magelano debesyje, kuris nėra paties MW viduje. Manoma, kad atstumas iki negyvos žvaigždės yra 160 000 LY nuo žemės, o tai yra bet kokia išeitis.

iš tikrųjų tai matė, fotografavo ir net fotografavo Wetsono kometą ir tą pačią dangaus dalį
Buvo šaunu gauti SN ir kometą tame pačiame 50 mm objektyvo rėme (35 mm filmo kamera)

ir kad yra tikrai svarbus veiksnys, mes matome tik nedidelę dalį savo galaktikos

ir todėl turėtume naudoti SN atsiradimą kitose panašiose galaktikose, kad pajustume įvykių rodiklius

Apie tai galvojau nuo birželio mėn. Manau, kad tai greičiausiai įmanoma, tačiau abejotina.

Nors įmanoma, dvi žvaigždės yra šiek tiek toli ir dar labiau nutolo, nes Sirijus A praranda masę eidamas per Raudonojo milžino frazę. Šiuo metu juos abu skiria vidutiniškai 20 AS. Nors masė šiek tiek nukrenta ant „Sirius B“, ji greičiausiai nepasieks Chandrasekharo ribos per tiek laiko. Labiausiai tikėtina, kad dalį laiko praleisdavo kaip nykštukinė nova. Dėl to protrūkių metu žvaigždė praras dalį masės, kurią kiekvieną kartą įgijo. Daugiausiai jis artėtų prie 1,1–1,2 SM. su Sirijaus A nykštuku būtimi .73 SM. Tačiau negalime visiškai atmesti, kad tai tiesa. Neseniai nustatyta, kad „Mira“ („Omicron Ceti“) masė prisideda prie Baltųjų nykštukų palydovo. „Mira A“ šiuo metu yra vėlesnėse AGB frazės frazėse ir yra žinoma dėl 13 LY ilgio dujų, likusių nuo įvedimo frazės. Jis jau prarado daug masės ir greičiausiai buvo mažiau masyvus nei „Sirius“ pagrindiniame seriale esant 1,90 SM, turint omeny 6 GY amžių. Tarpas tarp dvejetainio „Mira“ yra 70 AU arba 3,5 karto didesnis už atstumą tarp „Sirius A“ ir „B.“ Tikėtina, kad jis kaupiasi dėl medžiagos, kurią lėtai išmeta A kiekvienas kintamumo laikotarpis. Tai lėtas, pastovus srautas, suteikiantis nykštukui laiko apdoroti medžiagą. Teleskopai parodė „Mira“ kablį, rodantį, kad jis yra pakankamai galingas, kad galėtų tiesiogiai ištraukti masę. Tačiau, atsižvelgiant į jų atskyrimą, greičiausiai „Mira B“ masė yra mažesnė nei „Sirius B“, esant 0,7–8 SM.

Bet, Atgal į Sirijų. Galimybė vis dar egzistuoja, tačiau yra mažai tikėtina. Dauguma 1a tipo SN kandidatų yra labai artimi, jų orbitos periodai yra jaunesni nei 3 metai. 50,1 metų, kas žino, tai dažniausiai yra novų laikotarpis. Bet aš tai daugiau nagrinėsiu.


Turinys

Skyriuje „Matoma trečioji žvaigždė“ daroma nuoroda į „0,09 lanko sekundės“. Jei kas nors užveda pelės žymeklį virš „mas“ ir skaito, ką sako iššokantis langas, jis gali pagalvoti, kad „mas“ reiškia „lanko minutę“. Kitaip tariant, būtų puiku, jei užvedus pelės žymeklį virš mas, pirmasis pamatytas žodis yra „miliarcseconds“. 162.207.203.26 (diskusija) 2019 m. Spalio 11 d., 04:47, UTC

Bet jis jau nustatytas tokiu būdu? Ruslik_ Zero, 2019 m. Spalio 11 d., 21:07 (UTC) Nežinote, ar sąranka yra teisingas būdas ją apibūdinti. <> „wikilinks“ vieneto šablonas mas į miliarcsekundę, kuri yra nukreipimas į minutę ir sekundės lanko # simbolius ir santrumpas. Neprisijungusių vartotojų patarimas rodo pagrindinį susieto straipsnio vaizdą ir trumpą švino dalį. Tai negerbia skyrių, todėl šiuo atveju iš tikrųjų nieko nepasako apie miliarcekundes. Nematau jokio paprasto sprendimo, net jei „wiki“ patarimai taptų protingesni. <> galima sukonfigūruoti susieti su kažkuo kitu, bet nematau nieko akivaizdaus, kas galėtų padėti. Straipsnis, skirtas šiam gana neaiškiam vienetui, skirtas tik šiai problemai išspręsti, atrodo neatitinkantis atitinkamos politikos. Lithopsian (diskusija) 2019 m. Spalio 12 d., 19:07 (UTC)

Buvo pasiūlyta, kad Sirijaus B likimas liktų tapti Ia tipo supernova, ir, nors nenurodoma, tai akivaizdu. Tai nėra akivaizdu. Tik nedidelė dalis baltųjų nykštukų kada nors taps supernova. Mes vis dar iki galo nesuprantame (arba visiškai nesuprantame), kokio tipo situacija sukelia Ia tipo supernovą, tačiau ji yra palyginti (palyginti, kaip ir ypač), palyginti su baltųjų nykštukų dvinarių skaičiumi. Nepaisant to, paprastam ne astronomui tikrai nebūtų akivaizdu, kad taip bus, todėl prieš įtraukiant jį į straipsnį reikia patikimo šaltinio. Lithopsian (diskusija), 2019 m. Lapkričio 3 d., 16:56, UTC

Sirijus A turi 2 Saulės mišias. Ar ne žvaigždės iš 1,4 Saulės masės eina supernova, tampa neutroninėmis žvaigždėmis ar juodosiomis skylėmis? Kodėl Sirijus A turi likti panašiu likimu kaip Saulė? 212.186.15.63 (diskusija) 2020 m. Vasario 8 d., 06:37, UTC

Supernovomis eina tik didesnės nei 8–10 Saulės masės žvaigždės. „Ruslik_ Zero“, 2020 m. Vasario 8 d., 12:40 (UTC) Ar ne, jie sako 1,4 saulės masės? Kadangi sakoma, kad Saulė per savo raudonosios milžinės fazę praranda beveik pusę savo masės, galbūt tas pats nutinka ir Siriui A. Tada ji sutampa: ji taptų baltu nykštuku. 212.186.15.63 (diskusija), 2020 m. Vasario 8 d., 16:45, (UTC) Jūs painiojate su Čandrasekharo riba, susijusia su žvaigždės mase po to jis tampa baltu nykštuku Cas Liberu (pokalbis · prisidėjimai) 2020 m. vasario 8 d., 18:26 (UTC) Ačiū. Taigi, kadangi Sirijus A, tapdamas raudonuoju milžinu, praranda pakankamai masės ir vėl prie planetinio ūko, jo likusi masė bus pakankamai maža, kad tai būtų baltas nykštukas? 212.186.15.63 (diskusija) 18.56, 2020 m. Vasario 8 d. (UTC) Taip Cas Liberas (diskusija · prisidėjimai) 2020 m. vasario 8 d., 22:39 (UTC). Tiesą sakant, ši masė gali atitekti Siriui B ir gal būt sukelti Sirijų B sprogti. Tik mano spėlionės - praeityje mačiau tokių scenarijų. 122.60.58.55 (diskusija) 2021 m. Kovo 23 d., 04:31 (UTC)

Visur tvyro dramatiška maketavimo netvarka ir „MOS: SANDWICHing“. ar kas nors galėtų tai spręsti? Smėlio Džordžija (diskusija), 2020 m. Lapkričio 30 d., 19:41, UTC

(pavėluotai) pirmą kartą nušlavė nereikalingus vaizdus. atsidūsta Casas Liberas (pokalbis · indėlis) 2021 m. vasario 7 d., 01:56, UTC)

Šis straipsnis buvo pasiūlytas paleisti kaip šiandien rodomas straipsnis kovo mėn. (Norėdami sužinoti daugiau, spustelėkite čia.) Tačiau man kelia nerimą tai, kad šis straipsnis gali neatitikti pateiktų straipsnių kriterijų. Kai kurie mano rūpesčiai yra šie:

  • Trūksta citatų, kurias pažymėjau žymomis „reikalinga citata“. Kai kurie iš šių trūkstamų citatų skirti ištisoms pastraipoms. kaip lapkritį pažymėjo Sandy
  • Citatos, kuriose nenurodomi konkretūs puslapių numeriai (dažniausiai žurnalų straipsniai)
  • Kai kurios pastraipos yra labai ilgos (4 dalis „Stebėjimo istorijoje“), o kai kurios yra tik vienas sakinys (ir labai trumpas)
  • Skyrius „Kitos šiuolaikinės nuorodos“ yra sąrašo formos. Ar geriau tai būtų proza?
  • Grožinės literatūros Sirius aprašymas yra per trumpas ir gali suteikti informacijos iš grožinės literatūros Sirius

Ar kam nors būtų įdomu dirbti su šiuo straipsniu, kad jis būtų paruoštas naudoti TFA? Aš pinginu „Casliber“, nors bet kokia pagalba būtų dėkinga. Z1720 (diskusija) 2021 m. Vasario 7 d., 01:16, (UTC)

Aš esu ant jo - @Lithopsian: geriau suprantu sunkų mokslą nei aš, todėl būtų gerai padėti ir :) Cas Liberas (pokalbis · indėlis) 2021 m. vasario 7 d., 02.10 val. (UTC)

Kaip tai atrodo iki šiol? Žinau, kad vis dar yra kelios reikalingos žymėjimo žymos. Vienas yra susijęs su senoviniu sotiško ciklo supratimu, kuriam greičiausiai nepadėsiu daug, nors visa pretenzija atrodo šiek tiek abejotina. Kitas - apie Sirijaus padėtį per 14 000 metų. Patikrinau skaičiavimą ir jis atrodo teisingas, įtraukus tinkamą judesį, bet nerandu šaltinio, kuris galėtų aiškiai pareikšti tą pačią pretenziją. Lithopsian (diskusija) 2021 m. Vasario 12 d. 20:32 (UTC)

Suplanavau TFA kovo 21 d. Tikiuosi, kad iki to laiko bus galima išspręsti likusias problemas? Siūlykite pašalinti tai, ko iki to laiko negalima gauti, arba modifikuoti, kad atitiktų kokius šaltinius galite rasti. Ačiū už jūsų pagalbą šiuo klausimu. - Wehwaltas (diskusija) 2021 m. Vasario 16 d., 19:17, (UTC) Manau, kad viskas padaryta, sukryžiavus pirštus. Lithopsian (diskusija) 2021 m. Vasario 16 d., 20:18 (UTC)

Keista, tačiau daug laiko praleidžiama aiškinantis, kuriuose žvaigždynuose gyvena žvaigždės, tačiau panašu, kad apie galaktiką, kuriai jie priklauso, niekada nepaminėti. Man tai skamba kaip priešistorinis mąstymas. - Prieš nepasirašytą komentarą pridėjo 77.192.35.12 (diskusija), 2021 m. Vasario 27 d., 19:11 (UTC)

Jūs galite tai pamatyti, todėl jis yra šioje galaktikoje. Ne tiek priešistorinių, kiek prisiimant tam tikrą minimalų žinių lygį - galbūt gaila, bet būtina. Lithopsian (diskusija) 2021 m. Vasario 28 d., 16:51, UTC

@Lithopsian: - https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Sirius&diff=prev&oldid=1027586003, aš nesutinku, bet jei žinote datos parašymo datą, yra kopija, kurią galima nustatyti palyginus paskelbimo datas. kaip žinote, 5 autonominis agentas (diskusija), 2021 m. birželio 8 d., 20:12, UTC

Tekstas jau buvo Vikipedijoje tą dieną, kai teigiama, kad jis parašytas, ir kelerius metus prieš tai. Jei viskas būtų atvirkščiai, tai būtų autorių teisių pažeidimas ir turėtų būti pašalintas. Vis dėlto gerai neatspindi žurnalo. Lithopsian (diskusija) 2021 m. Birželio 9 d., 19:28 (UTC)


Ar „Sirius b“ žvaigždė taps supernova?

Sirijus b, kaip jūs žinote, yra baltas nykštukas. Ar jis yra pakankamai arti, kad pavogtų medžiagą iš savo kaimynės žvaigždės ir uždegtų sintezę, kad taptų supernova?

Pirmiausia leiskite man išsiaiškinti, kad supernovos tipas, atsirandantis dėl balto nykštuko (Ia tipas), nėra dėl medžiagos susiliejimo šerdyje ar paviršiuje. Kartais medžiagos gali susikaupti tiek, kad būtų galima sulieti, bet tai yra įprasta klasikinė nova, o ne supernova, ir tai nesunaikina baltojo nykštuko. Ia tipo priežastis yra tai, kad baltoji nykštukė išstumiama virš masės ribos, kurią gali išlaikyti jį palaikantis slėgis. Ši masės riba vadinama Čandrasekharo mišiomis.

Norėdami atsakyti į jūsų klausimą, Sirijus yra a atseit dvejetainis, o tai reiškia, kad jis neperduoda materijos iš pagrindinės žvaigždės į baltąją nykštukę. Kadangi masė nepridėta, tokia sistema, kokia yra dabar, niekada nepatirs Ia tipo supernovos. Norėdama užmegzti ryšį, žvaigždė donoras Sirijus A senstant turėtų išsipūsti, kol užpildys ją ir „Roche Lobe“, o tai yra ta vieta, kur medžiagą labiau traukia WD nei senstanti žvaigždė. Masės santykis tarp dviejų žvaigždžių lemia Roche geometriją, o Siriuso dvejetainiui masės santykis q yra

1/2, taigi pagrindinei sekos žvaigždei reikės pasiekti spindulį

30% pusiau pagrindinės ašies kontaktui užmegzti. Pusiau pagrindinė dvejetainės ašis yra 20 AU, taigi „Sirius A“, 2 Saulės masių A1V žvaigždė, turėtų pasiekti 6 AU dydį (didesnę nei Jupiterio ir # x27s orbita!). Nors žvaigždės raida priklauso nuo jos metališkumo, 2 saulės masės žvaigždė tokio dydžio net nepasiekia net labiausiai išpūstame gyvenimo taške. Taigi ne, Sirijus B niekada netaps supernova.

Tarkime, kad jie buvo daug arčiau vienas kito, galbūt AU. Tada, kai „Sirius A“ susisiekė būdamas raudonuoju milžinu, jis pradėjo duoti daug materijos „Sirius B.“. Kadangi „Sirius A“ yra masyvesnis nei „Sirius B“, vis dėlto šis materijos perdavimas būtų nestabilus, nes vis daugiau materijos pasipylė dvejetainis taptų artimesnis vienas kitam dėl kampinio impulso išsaugojimo ir būtų užpilta daugiau materijos ir pan. Tai baigiasi dvejetainio, kuriame abi žvaigždės skrieja bendroje atmosferoje, & quot; bendras vokas & quot; Šiuo metu jie gali susilieti arba gali būti išmestas bendras vokas, paliekant daug arčiau baltojo nykštuko ir helio žvaigždės dvejetainį elementą. Jei dvejetainis ryšys šiuo metu yra gana retas sistemos tipas, vadinamas AM CVn žvaigžde.

Beje, vis dar neaišku, ar baltosios nykštukės, susikaupusios iš pagrindinės sekos ar milžiniško donoro, vieno degeneracijos scenarijus yra atsakingas už Ia tipo supernovas, ar ne (kitas pretendentas yra dvigubai degeneruotas baltųjų nykštukų sujungimo scenarijus). ). Yra bent 1 supernovos liekana, kuri, atrodo, yra dvigubai išsigimęs pirmtakas, tačiau problema dar neišspręsta.


Kuo ryškiausia supernova įmanoma?

„Betelgeuse“ mane jaudino supernovos. nors greičiausiai netrukus nesprogs.

Kas yra kuo ryškesnis pagal matomą dydį (iš mūsų apžvalgos taško žemėje) nuo dabar iki žemės pabaigos?

Kas yra kuo ryškesnis pagal absoliutų dydį (10 parekų atstumu)? Ar tai keltų kokį nors pavojų (išskyrus tiesioginį gama spindulių smūgį), jei jis būtų vienodu atstumu su proxima centauri?

# 2 Brettas Walleris

Tokios II tipo supernovos, kaip „Betelgeuse“, absoliutus dydis būtų maždaug –16,5. I tipo supernovos absoliutus dydis būtų maždaug -18,6.

Manoma, kad įprastas supernovos saugus atstumas yra 50 geriausių 100 šviesmečių, todėl nenorėčiau, kad vienas išeitų „proxima Centauri“ atstumu.

# 3 joelin

ir kas nutiktų, jei supernova būtų arti mūsų?

# 4 „Sky Muse“

„Betelgeuse“ žvaigždė, rodoma čia, kaip aš matau ją per 6 "f / 5 niutonų.

. yra tik apie 642 šviesmečius. Jei jis šiandien sprogtų, prireiktų 642 metų, kad sprogimo šviesa pasiektų Žemę. Nereikia nė sakyti, kad to niekada nepamatysime. Bet jei jis būtų sprogęs prieš 641 metus, tai pamatytume kitais metais.

Manyčiau, kad spinduliuotė bus pagrindinis rūpestis, kai žvaigždė sprogs netoli Žemės.

# 5 Deivas Mitskis

Astronomai skaičiuoja, kad vidutiniškai maždaug viena ar dvi supernovos sprogsta kiekvieną šimtmetį mūsų galaktikoje. Tačiau norint, kad Žemės ozono sluoksnis patirtų supernovos žalą, sprogimas turi įvykti mažiau nei už 50 šviesmečių. Visos netoliese esančios žvaigždės, galinčios patekti į supernovą, yra daug toliau.

Astronomai apskaičiavo, kad gama spindulių pliūpsnis gali paveikti Žemę iki 10 000 šviesmečių, o vidutiniškai juos skiria apie 15 milijonų metų. Iki šiol artimiausias rekordas, žinomas kaip GRB 031203, buvo nutolęs 1,3 milijardo šviesmečių.

Remdamiesi vien sunkia spinduliuote, mokslininkai apskaičiavo, kad paprastos supernovos nužudymo zona tęsiasi iki maždaug 10 parsekų.

Tarkim, supernova yra už 30 šviesmečių. Harvardo-Smithsoniano astrofizikos centro vyresnysis astronomas dr. Markas Reidas sakė: ... buvo supernova, kuri turėjo išbėgti per maždaug 30 šviesmečių nuo mūsų, o tai sukeltų didelį poveikį Žemei, galbūt masinį išnykimą. Rentgeno spinduliai ir energingesni gama spinduliai iš supernovos gali sunaikinti ozono sluoksnį, kuris apsaugo mus nuo saulės ultravioletinių spindulių. Jis taip pat galėjo jonizuoti azotą ir deguonį atmosferoje, todėl atmosferoje susidarė didelis kiekis į smogą panašaus azoto oksido.

Negana to, jei supernova sprogtų per 30 šviesmečių, tai ypač paveiktų fitoplanktono ir rifų bendruomenes. Toks įvykis smarkiai išeikvotų vandenyno maisto grandinės pagrindą.

# 6 Tonis Flandersas

Kas yra kuo ryškesnis pagal matomą dydį (iš mūsų apžvalgos taško žemėje) nuo dabar iki žemės pabaigos?

Neįmanoma atsakyti į šį klausimą. Tikėtina, kad Žemė išliks bent jau tol, kol Saulė taps raudonuoju milžinu, tikimybė, kad tuo tarpu kažkas kitas ją degins, yra nereikšminga. Taigi numatomas Žemės gyvenimo laikas yra dar mažiausiai keturi ar penki milijardai metų.

Ir greičiausiai Žemė išgyvens raudonojo milžino fazę ir laimingai tęsis, kai Saulė taps baltu nykštuku. Jei taip, numatomas jo tarnavimo laikas matuojamas trilijonais metų.

Milijardas metų yra labai ilgas laikas Paukščių Tako istorijoje. Per tą intervalą jis tikrai sugers papildomas galaktikas ir sukurs visiškai naujus milžiniškus molekulinius debesis, iš kurių kiekviena sukurs daug Betelgeuse klasė žvaigždžių. Vieni susiformuos įpusėjus galaktikai, kiti gali susidaryti prie pat mūsų. Blogai suprantama dinamika - švelniai tariant!


Kaip arti turėtų būti supernova, kad mus visus nužudytų?

Kol tai gali įvykti, mūsų pačių žvaigždė greičiausiai atliks jiems parengiamąjį darbą.

# 28 Nilas

Įsivaizduokite, jei kas nors iš tikrųjų žiūri į tą žvaigždę per teleskopą (per 50 l) ir ji eina supernova !!

Atsakomybės apribojimas: visi turėtų būti atsargūs ir naudoti saulės filtrus, stebėdami galimas supernovas per 50 lys.

Redagavo Nilas, 2017 m. Gegužės 15 d. - 15:07.

# 29 A. Viegas

Man kelia nerimą Sirius B, kuris yra tik už 8 l ir artėja. Sirijus B yra baltasis nykštukinis Sirijaus A, ryškiausios žvaigždės naktiniame danguje, palydovas. Sirijaus B masė yra maždaug viena Saulės masė. „Sirius A“ yra A2V žvaigždė, kurios masė yra maždaug 2,5 karto didesnė nei Saulės. Sirijus A tam tikru momentu išmes savo vandenyje vandenilį ir taps raudonu milžinu, kurio išorinis sluoksnis labai stiprus ir stiprus žvaigždžių vėjas.

If Sirius A and Sirius B are close enough to each other, the powerful gravitational field of Sirius B will capture some of the material from Sirius A. If Sirius B accumulates enough material from Sirius A to bring its mass to 1.4 solar masses it will have reached its Chandrasehkar Limit and the electron degeneracy pressure that now supports it will be insufficient to prevent its collapse. This will result in a Type IA Supernova in which Sirius B will detonate completely.

Since Sirius A is still on the main sequence it will be millions of years before this could happen so there is no need to worry about it now.

I was thinking this same idea a few years ago too! The professional literature is nonplussed on this happening. Sirius B orbits too far out for it to pick up much incremental mass from Sirius A until we enter Red Giant stage. There are a few drackpot theories about a third star (Sirius c) which could be a brown dwarf that could perturb "B" orbit to cause it to fall into "A" . Just hypothetical what would a type I Sirius B Nova do to our solar system? Would it be game over for all life on the planet?


Type I and Type II Supernovae

Supernovae are classified as Type I if their light curves exhibit sharp maxima and then die away gradually. The maxima may be about 10 billion solar luminosities. Type II supernovae have less sharp peaks at maxima and peak at about 1 billion solar luminosities. They die away more sharply than the Type I. Type II supernovae are not observed to occur in elliptical galaxies, and are thought to occur in Population I type stars in the spiral arms of galaxies. Type I supernovae occur typically in elliptical galaxies, so they are probably Population II stars.

With the observation of a number of supernova in other galaxies, a more refined classification of supernovae has been developed based on the observed spectra. They are classified as Type I if they have no hydrogen lines in their spectra. The subclass type Ia refers to those which have a strong silicon line at 615 nm. They are classified as Ib if they have strong helium lines, and Ic if they do not. Type II supernovae have strong hydrogen lines. These spectral features are illustrated below for specific supernovae.

Supernovae are classified as Type I if their light curves exhibit sharp maxima and then die away smoothly and gradually. The model for the initiation of a Type I supernova is the detonation of a carbon white dwarf when it collapses under the pressure of electron degeneracy. It is assumed that the white dwarf accretes enough mass to exceed the Chandrasekhar limit of 1.4 solar masses for a white dwarf. The fact that the spectra of Type I supernovae are hydrogen poor is consistent with this model, since the white dwarf has almost no hydrogen. The smooth decay of the light is also consistent with this model since most of the energy output would be from the radioactive decay of the unstable heavy elements produced in the explosion.

Type II supernovae are modeled as implosion-explosion events of a massive star. They show a characteristic plateau in their light curves a few months after initiation. This plateau is reproduced by computer models which assume that the energy comes from the expansion and cooling of the star's outer envelope as it is blown away into space. This model is corroborated by the observation of strong hydrogen and helium spectra for the Type II supernovae, in contrast to the Type I. There should be a lot of these gases in the extreme outer regions of the massive star involved.

Type II supernovae are not observed to occur in elliptical galaxies, and are thought to occur in Population I type stars in the spiral arms of galaxies. Type Ia supernovae occur in all kinds of galaxies, whereas Type Ib and Type Ic have been seen only in spiral galaxies near sites of recent star formation (H II regions). This suggests that Types Ib and Ic are associated with short-lived massive stars, but Type Ia is significantly different. .


Type 1a Supernova

Type 1a supernovae are thought to be white dwarf stars. A white dwarf is what's left of a star once the hydrogen in its core has been burned, and the remaining hydrogen expelled into interstellar space, as part of the last phase of hydrogen burning (several mechanisms).

This suggests that there was a time in the early universe when there were no Type 1a supernovae -

solar mass stars take some time to evolve into white dwarfs, and more massive stars don't end their lives as white dwarfs!

You and Nereid didnt get to the good part yet.
So there is this white dwarf, composed say of carbon and nitrogen, and no longer fusing because it does have mass enough to create the core conditions to fuse carbon

So it is just sitting there gradually cooling, which is all that an isolated white dwarf can do. What makes it suddenly explode into a Type Ia supernova?

Type Ia supernovae are produced when a white dwarf sucks matter off of a red giant companion, reinitiating fusion. The entire white dwarf is literally blown to bits -- there is no compact object (neutron star or black hole) left over, like there can be in Type I or II supernovae.

My understanding is that you're describing a type-I supernova (not a type-Ia). From what I recall, type-Ia supernovae do not undergo core collapse they are blown apart by thermonuclear fusion before that happens. See the link I posted before, and also this one:

Originally posted by Ambitwistor
Type Ia supernovae are produced when a white dwarf sucks matter off of a red giant companion, reinitiating fusion. The entire white dwarf is literally blown to bits -- there is no compact object (neutron star or black hole) left over, like there can be in Type I or II supernovae.

Jie visi undergo gravitational collapse this is where the "initiating" energy comes from.

But, in the case of a Type Ia supernova, a very small percentage of accreting white dwarfs will become type Ia's. The "chemical conditions" of the Dwarf are specific and rather rare. The Dwarf turi be composed mainly of Carbon and Oxygen (sometimes Si). Also, the mass limit for the supernova is

1.38 - 1.39 Solar masses, not the "standard" 1.44 Chandra's limit. The Carbon is the catalyst, and it must detonate or burn (deflagration) at a specific rate to cause the energies required for the total fusion of all material into the heavier elements, leaving no core remnant at all.

This was discussed at length (I think) in an older thread several months ago. S. E. Woosley is considered the foremost "expert" on Type Ia supernova since he has spent his entire career on the subject, and there are still uncertainties about which carbon "detonation-deflagration" models are most likely. Quite a bit about these can be found at: