الکترون-خوردن نئون علل ستاره به سقوط

یک تیم بین المللی از محققان نشان داده است که نئون داخل معینی ستاره عظیم می تواند غذا خوردن بسیاری از الکترون در هسته یک فرآیند به نام الکترون جذب است که باعث می شود ستاره به سقوط به یک ستاره نوترونی و تولید یک ابرنواختر. محققان علاقه مند بودند در مطالعه نهایی سرنوشت ستاره ها را در یک توده محدوده 8 تا 10 خورشیدی توده ها و یا 8 تا 10 برابر جرم خورشید ما است.

این توده محدوده مهم است زیرا آن شامل مرز بین اینکه یک ستاره بزرگ است به اندازه کافی جرم تحت یک ابرنواختر انفجار به صورت یک ستاره نوترونی یا کوچکتر توده به شکل یک کوتوله سفید ستاره بدون تبدیل شدن به یک ابرنواختر. 8 تا 10 جرم خورشیدی ستاره معمولا به شکل یک هسته متشکل از اکسیژن و منیزیم و نئون (شکل 1). هسته ای و غنی است و در انحطاط-الکترون به معنی فراوانی وجود دارد الکترون ها در یک فضای متراکم که انرژی بالا به اندازه کافی برای حفظ هسته ای در برابر گرانش است.

هنگامی که هسته های تراکم بالا به اندازه کافی الکترون خورده با منیزیم و سپس نئون که آن هم در داخل هسته است. مطالعات گذشته تایید کرده اند که منیزیم و نئون می توانید شروع به غذا خوردن دور در الکترون ها پس از جرم هسته رشد کرده است نزدیک به یک چاندراسکار را محدود جرم یک فرایند به نام الکترون گرفتن اما شده است وجود دارد بحث در مورد اینکه آیا الکترون جذب می شود نوترون ستاره سازند.

شکل 2: (a) A star هسته حاوی اکسیژن نئون و منیزیم است. هنگامی که چگالی هسته می شود به اندازه کافی بالا (b) منیزیم و نئون شروع به خوردن الکترون و القای سقوط. (c) و سپس سوزاندن اکسیژن مشتعل است و تولید آهن-گروه-هسته و پروتون که خوردن بیشتر و بیشتر الکترون ها به ترویج بیشتر فروپاشی هسته. (d) در نهایت فروپاشی هسته ای تبدیل به یک ستاره نوترونی در مرکز و لایه بیرونی منفجر می شود برای تولید یک ابرنواختر. (تصویر: ژا et al.)

یک تیم از محققان از جمله دانشگاه چینی هنگ کنگ دکتری Shuai ژا (بازدید کنندگان مکرر به Kavli موسسه فیزیک و ریاضیات جهان Kavli IPMU و در حال حاضر یک همکار فوق دکترا در دانشگاه استکهلم), Kavli IPMU WPI همکار فوق دکترا Shing-Chi Leung (در حال حاضر یک همکار فوق دکترا در Caltech), Nihon استاد دانشگاه Toshio Suzuki و Kavli IPMU ارشد دانشمند کن'ichi Nomoto مورد مطالعه تکامل از 8.4 خورشیدی جرم ستاره و فرار از شبیه سازی های کامپیوتری در آن برای پیدا کردن پاسخ.

با استفاده از به تازگی به روز رسانی داده ها توسط سوزوکی برای چگالی وابسته و وابسته به درجه حرارت الکترون نرخ جذب آنها شبیه سازی تکامل از ستاره اصلی است که پشتیبانی شده توسط فشار انحطاط الکترون در مقابل ستاره خود گرانش است. به عنوان منیزیم و عمدتا نئون خوردن الکترون تعداد الکترون ها کاهش یافته و هسته به سرعت منقبض شده (شکل 2).

الکترون جذب نیز منتشر گرما. زمانی که مرکزی چگالی هسته ای بیش از 1010 g/cm3 اکسیژن در هسته شروع به سوزاندن مواد در منطقه مرکزی از هسته و تبدیل آنها به آهن-گروه-هسته مانند آهن و نیکل است. دمای هوا آنقدر گرم است که پروتون آزاد شد و فرار کرد. در حال حاضر این الکترون ها آسان تر شد به اسیر رایگان پروتون و آهن-گروه-هسته و تراکم به حدی زیاد بود که هسته سقوط بدون تولید گرما انفجار.

شکل 3. این تیم نشان می دهد که الکترون جذب ابرنواختر می تواند توضیح خواص ابرنواختر ثبت شده در 1054 که تشکیل خرچنگ سحابی به عنوان پیشنهاد Nomoto et al. (1982 طبیعت) (تصویر: ژا et al.)

با الکترون نرخ جذب اکسیژن و سوزش داشت به جای کمی خارج از مرکز. این فروپاشی با تشکیل یک ستاره نوترونی و باعث انفجار) ابرنواختر نشان می دهد که یک الکترون جذب ابرنواختر می گیرد. توجه خاصی توده وسیعی از ستاره با 8 تا 10 خورشیدی توده ها شکل می کوتوله سفید تشکیل شده از اکسیژن-منیزیم-نئون با از دست دادن پاکت خود را با توجه به باد ستارگان جرم از دست دادن. اگر باد از دست دادن توده کوچک است, از سوی دیگر, ستاره دستخوش الکترون جذب ابرنواختر به عنوان در بر داشت خود را در شبیه سازی.

این نتایج منتشر شده در مجله منسوب به فیزیک نجومی در 15 نوامبر سال 2019.

ارائه شده توسط: دانشگاه توکیو [توجه داشته باشید: مواد ممکن است برای ویرایش محتوا و طول.]

دنبال کنید با ما در توییتر و یا اشتراک به ما هفتگی ایمیل.