Astronomi

Mengapa objek yang merosot menjadi lebih panas apabila lebih banyak jisim ditambahkan?

Mengapa objek yang merosot menjadi lebih panas apabila lebih banyak jisim ditambahkan?


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.

Setelah membaca soalan ini, saya memutuskan untuk menghantar soalan mengenai degenerasi. Saya telah melihat simulasi secara besar-besaran, $ 15 teks {+} M_J $ objek yang bertambah jisim. Mereka tidak tumbuh dalam radius, sebaliknya mereka menyusut (itu adalah sesuatu yang saya tahu mengenai objek yang merosot). Tetapi mengapa mereka menjadi lebih panas? Saya beranggapan ia datang dari tekanan dalaman, dan berapa banyak fusi yang berlaku?


Mengapakah objek selalu berputar di pusat jisimnya?

Hanya satu soalan lagi - jika daya tangen berterusan diterapkan, adakah ini akan memberi kita lintasan bulat?

Anggaplah, sebagai contoh bahawa kita mempunyai roda dari sebuah kereta. Ia berdiri bebas di permaidani merah yang sangat panjang. Kami menarik hujung karpet. Kami mengekalkan daya tarikan yang cukup sehingga daya tangen pada tayar tetap.

Tidak, tayar tidak masuk dalam lintasan bulat. Ia bergerak dalam garis lurus, berputar lebih cepat dan lebih pantas (ke belakang) semasa berjalan.

Anda mungkin juga menyukai masalah klasik ini, yang melibatkan menarik benang yo-yo pada permukaan kasar. Dengan cara mana ia bergulung?

Mungkin ada satu atau tiga topik mengenai perkara ini di PF.

Anda mungkin juga menyukai masalah klasik ini, yang melibatkan menarik benang yo-yo pada permukaan kasar. Dengan cara mana ia bergulung?

Mungkin ada satu atau tiga topik mengenai perkara ini di PF.

Mengikut arah jarum jam, kerana daya ## vec F ## akan mendorong daya geseran statik dengan arah yang berlawanan, yang memegang bahagian bawah pegun. Oleh itu, daya F akan menghasilkan toque yang menyebabkan roller berpusing mengenai titik di bahagian bawah. Oleh itu, roller berpusing mengikut arah jam.


Baiklah, secara matematik:
(Dengan anggapan bahawa jari-jari bulatan kecil adalah r dan jejari bulatan besar adalah R)
$ vec alpha I_= vec tau $
$ vec alpha (I_+ m_R ^ 2) = ( vec r- vec R) kali vec F $
$ Oleh itu alpha : is : menunjuk : keluar : dari : layar :. $
$ oleh itu gulung : mengikut arah jam $

Ia berjalan mengikut arah jam. Biarkan momen inersia keseluruhan konfigurasi mengenai paksi pusat ke dalam halaman menjadi ## I_z ##. Untuk kesederhanaan saya akan menamakan semula kekuatan tegangan ## T ##, geseran statik ## f_s ## dan jari-jari dalaman dan luaran masing-masing ## r ## dan ## R ##. Pasukan bertindak di lokasi yang berbeza.

Tork bersih mengenai topi ## iniPaksi ## ialah ## Rf_s - rT = I_z alpha_z ##. Sekarang ## F_x = ma_x ## memberikan ## T - f_s = ma_##. Anda boleh menggunakan ## a_ = R alpha_z ## dari keadaan bergulir, dan anda juga dapat menghilangkan ## f_s ## untuk meneruskan.

Ringkasan :: Soalan konseptual mengenai putaran.

Mengapa objek yang tidak terkawal selalu berputar mengenai garis yang melewati CM mereka ketika daya tangen dikenakan pada mereka? Saya faham bahawa jika objek tidak berputar mengenai CMnya, maka putarannya akan merosot hingga putaran mengenai sumbu yang melewati CMnya.

Bayangkan ada badan yang kaku. Ambil kerangka rujukan di mana pusat jisim berada dalam keadaan rehat. Satu-satunya kemungkinan konfigurasi untuk objek tersebut ialah putaran. Tidak ada kemungkinan lain.

Sekarang perhatikan apa-apa perkara di badan itu dan pertimbangkan kerangka rujukan di mana titik itu sedang berehat. Sekali lagi, satu-satunya kemungkinan konfigurasi untuk objek dalam kerangka rujukan itu adalah putaran.

Sekiranya badannya kaku, tidak ada konfigurasi lain yang mengekalkan bentuk asalnya. Apabila anda membuang sebarang gerakan terjemahan, putaran adalah satu-satunya kemungkinan yang masih ada.

Lewin mempunyai video yang bagus, arah putaran bergantung pada sudut tali ke arah mendatar:

Ya, dalam keadaan itu memang bergolek ke arah daya yang dikenakan. Sekitar jam 4:30 anda dapat melihat demo. Ini hanyalah contoh putaran yang agak pelik kerana tidak mengikut arah kilas yang anda gunakan.

@Leo Liu Maaf, matematik anda memang betul, saya tidak menyedari anda mengambil torsi mengenai titik kontak. Tolong!

Kekuatan tangen boleh membuat badan kaku berputar, jika itu yang anda minta. Dan ia juga akan mempercepat pusat jisim badan yang kaku, kecuali ada kekuatan luaran lain yang meneutralkan daya pertama.

Contoh: Cakera dengan paksi terpaku melalui pusat jisimnya. Sekiranya kita menggunakan daya tangensial pada cakera, cakera akan mula berputar di sekitar pusatnya, tetapi cakera tidak akan melakukan gerakan translasi kerana daya tangensial dinetralkan dari daya yang paksi tetap berlaku pada cakera (jika kita menganggap bahawa paksi juga terpaku pada titik tidak bergerak) yang bertentangan dan sama dengan daya tangen. Walau bagaimanapun, kesan putaran tidak dinetralkan kerana daya dari paksi tetap mempunyai tork sifar (w.r.t ke tengah cakera) sementara daya tangen mempunyai tork bukan sifar (w.r.t ke pusat cakera).

Perkara menjadi lebih menarik jika paksi tetap tidak melewati CM cakera tetapi melalui titik lain. Maka kesan putaran tetap sama, berkaitan dengan pecutan sudut, namun daya dari paksi sekarang tidak akan berlawanan dan sama dengan daya tangen sekarang. Jumlah vektor kedua daya terakhir akan sama dengan jisim cakera kali pecutan CM, seperti yang dinyatakan oleh teorema 1, tetapi sekarang pecutan CM tidak akan menjadi sifar, kerana CM akan berputar di sekitar paksi tetap yang terletak di titik cakera yang lain.

(Seperti yang anda lihat, gerakan secara beransur-ansur menjadi linier, yang menarik.)
Namun, saya tidak faham mengapa ia bermula dari (-1, 0) dan bukannya (1, 0). Oleh itu, saya akan memuat naik karya saya yang saya ingin anda periksa, terima kasih. (Saya menyedari bahawa fungsi nilai vektor bermula pada (1, 0) dan bukannya asal ketika saya sedang berjalan.)

Susulan:
Kerja saya adalah seperti berikut:
Dengan andaian bahawa roller bermula dari (0, 0), vektor daya awal adalah ## hat j ## dan r = moment moment.
$ frac < mathrm theta> < mathrm d ^ 2> = alpha $
$ oleh itu saya frac < mathrm theta> < mathrm d ^ 2> = rF : (F : is : the : magnitude : of : vec F) $
$ theta (t) = int int frac mathrm d t mathrm d t $
$ theta (t) = frac<2I> $
Sekarang saya akan menggunakan fungsi bernilai vektor untuk menyatakan ## vec F ##
$ vec( theta) = - F cdot sin ( theta) hat i + F cdot cos ( theta) hat j $
Fungsi Sin digunakan untuk mengekspresikan Fx kerana ## cos ( theta + frac pi 2) = - sin ( theta) ##. Begitu juga, fungsi Cos digunakan untuk mengekspresikan Fy kerana ## sin ( theta + frac pi 2) = cos ( theta) ##. (Menambah pi lebih daripada dua kerana vektor daya awal adalah tegak lurus dengan paksi x)
$ Oleh itu vec ( theta) = - frac F m cdot sin ( theta) hat i + frac F m cdot cos ( theta) hat j $
$ oleh itu vec(t) = int int - frac F m cdot sin ( frac<2I>) mathrm d t : mathrm d t : hat i + int int frac F m cdot cos ( frac<2I>) mathrm d t : mathrm d t : hat j $
Kemudian saya menggunakan MMA untuk menyelesaikan integrasi berganda ini.
Tetapkan semua parameter ke 1:


Mengapa objek yang merosot menjadi lebih panas apabila lebih banyak jisim ditambahkan? - Astronomi

Laman web yang paling banyak dilihat di dunia mengenai pemanasan global dan perubahan iklim

Percubaan baru menunjukkan bahawa semakin banyak tenaga yang digunakan oleh jam, semakin tepat masa.

Jam merangkumi setiap aspek kehidupan, dari jam atom yang mendasari navigasi satelit hingga jam selular di dalam badan kita. Kesemua mereka menggunakan tenaga dan membebaskan haba. Jam dapur, misalnya, melakukan ini dengan menghabiskan baterinya. Secara amnya jam yang paling tepat memerlukan tenaga yang paling banyak, yang mengisyaratkan hubungan asas antara penggunaan tenaga dan ketepatan. Inilah yang diuji oleh pasukan saintis antarabangsa dari Lancaster, Oxford, dan Vienna.

Untuk melakukan ini, mereka membina jam yang sangat sederhana, yang terdiri daripada membran ultra tipis yang bergetar, tebal puluhan nanometer dan panjang 1.5 milimeter, dimasukkan ke dalam rangkaian elektronik. Setiap ayunan membran menghasilkan satu kutu elektrik. Aspek bijak dalam reka bentuk ini adalah bahawa ia digerakkan hanya dengan memanaskan membran, sementara aliran tenaga yang lengkap melalui jam dapat diukur secara elektrik.

Para saintis mendapati bahawa semakin banyak haba yang dibekalkan, semakin tepat jam berjalan. Sebenarnya, ketepatannya berkadar langsung dengan haba yang dilepaskan. Untuk menjadikan jam dua kali lebih tepat, mereka perlu membekalkan haba dua kali lebih banyak.

Pasukan eksperimen terdiri daripada Dr Edward Laird di Universiti Lancaster, Profesor Marcus Huber di Atominstitut, TUWien, Dr Paul Erker dan Dr Yelena Guryanova di Institut Maklumat Optik dan Kuantum (IQOQI), dan Dr Natalia Ares, Dr Anna Pearson dan Profesor Andrew Briggs dari Oxford.

Kajian mereka, diterbitkan dalam Kajian Fizikal X, adalah pertama kalinya pengukuran dilakukan terhadap entropi & # 8211 atau kehilangan haba & # 8211 yang dihasilkan oleh jam minimum.

Memahami kos termodinamik yang terlibat dalam pencatatan masa adalah langkah utama dalam pengembangan teknologi masa depan, dan memahami dan menguji termodinamik ketika sistem mendekati alam kuantum.

Ia juga menunjukkan persamaan antara operasi jam dan mesin wap. Dengan mesin stim terdapat kekangan asas mengenai berapa banyak haba yang mesti kita berikan untuk melakukan kerja yang diinginkan. Kekangan ini adalah Undang-undang Kedua Termodinamik yang terkenal yang merupakan pusat kejuruteraan moden. Apa yang dicadangkan oleh eksperimen ini ialah jam, seperti mesin, dibatasi oleh Undang-undang Kedua, dengan outputnya adalah kutu yang tepat dan bukannya kerja mekanikal.

Dr Edward Laird dari Lancaster University mengatakan: & # 8220 Subjek termodinamik, yang merangkumi prinsip-prinsip asas yang paling asas, memberitahu kita bahawa terdapat dua jenis mesin yang tidak dapat kita kendalikan tanpa melepaskan haba. Salah satunya adalah mesin mekanikal, yang melepaskan haba untuk melakukan kerja, dan yang lain adalah memori komputer, yang melepaskan haba ketika menulis semula. Eksperimen ini & # 8211 bersama dengan karya lain & # 8211 menunjukkan bahawa jam juga dibatasi oleh termodinamik. Ini juga menimbulkan pertanyaan menarik: adakah semua jam yang mungkin terhad dengan cara ini, atau hanya harta benda yang telah kita pelajari? & # 8221

Menariknya, banyak jam sehari mempunyai kecekapan yang hampir dengan apa yang diramalkan oleh analisis saintis & # 8217. Sebagai contoh, formula mereka meramalkan bahawa jam tangan yang ketepatan per kutu adalah satu bahagian dalam sepuluh juta mesti menggunakan sekurang-kurangnya kuasa mikro. Sebenarnya, jam tangan asas biasanya hanya memakan beberapa kali jumlah ini. Undang-undang termodinamik, yang ditemui pada abad kesembilan belas, masih menemui aplikasi baru hari ini.


Pada akhir hayatnya, dapatkah jisim bintang gergasi merah diusir untuk meninggalkan inti besi berbanding dengan teras degenerasi neutron?

Bolehkah proses penuaan berlaku pada bintang sambil tidak membiarkannya runtuh kepada degenerasi neutron?

Saya tidak pernah mendengar inti besi, jadi mengapa mereka selalu mencapai jisim kritikal mereka untuk runtuh menjadi teras degenerasi neutron? Saya rasa ini juga berlaku untuk orang kerdil putih.

Itu pada dasarnya apa itu kerdil putih, kecuali bintang (seperti matahari kita) yang meninggalkan sisa kerdil putih, bukannya runtuh ke bintang neutron atau lubang hitam, tidak cukup besar untuk peleburan terus sampai ke besi. Sebaliknya unsur yang paling berat dalam kerdil putih adalah karbon dan oksigen. Jadi saya rasa jawapan untuk soalan anda adalah, jika bintang cukup besar untuk menyatukan kromium menjadi besi, ia juga cukup besar untuk runtuh menjadi bintang neutron (atau lubang hitam).

* silikon. Secara teorinya, terdapat tetingkap pada hari-hari ketika, jika bintang entah bagaimana hancur sebelum proses pembakaran silikon menaikkan jisim inti menjadi lebih dari 1.4Msol, sisa sisa besi yang panas dan merosot mungkin berlaku. tetapi agak sukar untuk membayangkan gangguan yang tidak akan mendorong inti melebihi had daripada & quot; mempertahankan & memetiknya.

Tidak, kerana sebahagian besar jisim adalah inti. Suasana sampul bintang yang bengkak sangat meresap pada tahap itu, sehingga pada dasarnya ruang hampa, dan planet-planet dapat mengorbit di dalamnya selama ribuan tahun sebelum perlahan-lahan berputar kerana seretan kecil dari sedikit gas yang ada. Walaupun anda melepaskan seluruh atmosfer luar, intinya akan terus melakukan apa yang dilakukannya tidak terjejas kecuali untuk penyejukan sedikit dari penurunan jisim. Objek-objek ini dapat terjadi secara semula jadi apabila tekanan radiasi dari inti melepaskan atmosfer luar dan menghasilkan Bintang Wolf-Rayet.


1 Jawapan 1

Dalam gas fermion yang merosot, fermion menempati keadaan momentum sepenuhnya dari sifar hingga momentum yang sepadan dengan tenaga Fermi. Ini adalah momentum fermion yang membawa kepada tekanan degenerasi.

Selagi tenaga kinetik zarah pada tenaga Fermi jauh lebih kecil daripada $ kT $, maka fermion dapat dianggap benar-benar merosot, sehingga keadaan di atas berlaku dan tidak ada fermion yang menempati keadaan tenaga yang lebih tinggi daripada tenaga Fermi. Tenaga Fermi hanya bergantung kepada ketumpatan fermion.

Tekanan diberikan oleh integral berikut $ P = frac <1> <3> int g (p) F (p) v mathrmp, $ di mana $ g (p) = 8 pi p ^ 2 / h ^ 3 $ adalah ketumpatan keadaan momentum yang ada, $ F (p) $ adalah bilangan pekerjaan bagi negeri-negeri tersebut, dan $ v $ adalah zarah halaju. Untuk gas yang merosot, penggabungan itu mudah kerana $ F (p) = 1 $ hingga momentum Fermi dan sifar selepas itu. Maksudnya ialah suhu tidak terdapat dalam integrand atau hadnya. Oleh itu tekanannya bebas dari suhu.

Sekiranya gas dipanaskan (misalnya, reaksi peleburan nuklear hadir), maka pada mulanya suhu boleh meningkat tanpa peningkatan tekanan. Tidak sampai $ kT $ mendekati tenaga Fermi, sebilangan besar tenaga menyatakan di atas tenaga Fermi menjadi terisi dan tekanan menjadi bergantung pada suhu lagi.

Kerja yang dilakukan untuk memampatkan gas adalah $ PdV $, sama ada merosot atau tidak. Untuk ketumpatan zarah tertentu, tekanan gas degenerasi lebih rendah daripada gas sempurna. Oleh itu, dari sudut pandangan itu lebih mudah untuk memampatkan. Sebaliknya jika haba dapat melepaskan diri dari gas dan pemampatan dapat dilakukan secara isotermal, maka tekanan gas yang sempurna meningkat dengan ketumpatan, tetapi tekanan gas (tidak relativistik) meningkat sebagai ketumpatan terhadap daya 5/3 , jadi lebih sukar untuk dimampatkan.

Dalam bintang padat, yang penting ialah gas dapat runtuh dan kemudian menyejukkan dan menetap ke keadaan degenerasi pada ketumpatan tinggi dan selepas itu mengekalkan tekanan berterusan. Ini bermaksud bahawa kerdil putih dan bintang neutron dapat menyejuk tanpa mengecil. Pada inti bintang berjisim rendah, atau kerdil putih, sifat ini bermaksud bahawa reaksi peleburan dapat menyala secara eksplosif dan melarikan diri, kerana kadar tindak balas nuklear sangat bergantung pada suhu, tetapi tekanan degenerasi tidak bertindak balas terhadap tekanan yang meningkat .

EDIT: Saya rasa saya perlu menyempurnakan jawapan ini berdasarkan komen dan jawapan yang disumbangkan oleh Ken G dalam Mengapa pembebasan tenaga semasa He-flash di bintang hampir meletup?

Jawapan untuk soalan utama anda sebenarnya adalah bahawa secara berasingan, gas degenerasi akan berkembang jika anda menambahkan haba yang mencukupi. Namun, intinya adalah bahawa pada saat anda telah menambahkan haba yang cukup untuk membuatnya mengembang dengan ketara maka mereka tidak lagi dapat dianggap sebagai gas degenerasi. Ini kerana kapasiti haba gas degenerasi sangat kecil, jadi untuk sejumlah panas yang ditambahkan, suhu dapat meningkat sangat besar, sehingga mengangkat degenerasi seperti yang dijelaskan di atas.

Pada kerdil putih dan inti bintang berjisim rendah, ini dihalang daripada berlaku pada mulanya kerana elektron yang memberikan sebahagian besar tekanan bukan satu-satunya spesies yang ada. Sebilangan besar tenaga haba dari tindak balas termonuklear sebenarnya disimpan dalam ion yang tidak merosot. Walau bagaimanapun, ini hanya memberi sumbangan kecil kepada tekanan total dan oleh itu elektron tetap merosot dan gas tidak mengembang dengan ketara ยท


Mengapa objek yang merosot menjadi lebih panas apabila lebih banyak jisim ditambahkan? - Astronomi

Bahan dalam cakera penambahan memanas kerana geseran di dalam cakera. Jawapan asas untuk soalan anda adalah bahawa semakin dekat anda dengan objek besar, semakin banyak pemanasan berlaku, dan semakin panas cakera. Oleh kerana anda dapat mendekati lubang hitam (atau objek padat lain, seperti bintang neutron) daripada yang anda dapat ke bintang gergasi, cakera pertambahan di sekitar objek padat lebih panas.

Cara untuk memikirkannya secara terperinci adalah dengan membayangkan setiap zarah dalam cakera penambahan berada di orbit mengelilingi objek besar di tengah. Lebih dekat dengan objek besar, daya graviti akan menjadi lebih kuat sehingga zarah-zarah di sana tertarik pada orbit yang lebih pantas daripada zarah-zarah yang berada lebih jauh. Oleh itu, jika anda membayangkan dua "cincin" zarah bersebelahan berpusat pada objek besar, cincin yang lebih dekat dengan objek besar akan berputar lebih cepat dan ia akan menggosok cincin di sebelahnya.

Gosokan di antara kedua-dua "cincin" akan memanaskannya kerana geseran di antara mereka. Kadar di mana haba dihasilkan dari proses ini bergantung pada beberapa faktor - contohnya, seberapa kuat geseran di antara kedua cincin tersebut. Sekiranya cakera penambahan terdiri daripada bahan yang sangat likat, ia akan menjadi lebih panas. Sebagai contoh yang tidak masuk akal untuk membuat sesuatu menjadi jelas, cakera penambahan khayalan yang terbuat dari molase akan menjadi lebih panas daripada cakera penambahan khayalan yang terbuat dari air! Sebenarnya, sumber kelikatan pada bahan yang sebenarnya adakah membuat cakera penambahan dianggap disebabkan oleh pencampuran oleh medan magnet yang bergelora (jadi sebenarnya bukan "kelikatan", secara teknikal, walaupun berfungsi dengan cara yang serupa).

Walau bagaimanapun, untuk tujuan kami, kami tidak perlu bimbang tentang kelikatan - kesan yang sangat kami pedulikan adalah kelajuan relatif kedua-dua cincin yang saling menggosok antara satu sama lain. Seperti yang anda bayangkan, jika cincin berputar lebih cepat satu sama lain, mereka akan "menggosok" satu sama lain dan menghasilkan lebih banyak haba.

Sekarang, ternyata semakin dekat anda dengan objek besar, semakin besar kelajuan relatif antara dua cincin zarah bersebelahan yang mengorbit objek tersebut. (Untuk melihat ini, anda mungkin perlu menggunakan sedikit matematik. Kekuatan graviti dari objek besar berkadar dengan 1 / R 2, di mana R adalah sejauh mana anda berada dari objek. Sekiranya anda bermain-main dengan beberapa nombor, anda boleh lihat bahawa jika R kecil, mengubah R sedikit demi sedikit akan memberi anda perbezaan besar dalam daya graviti. Ini bermakna bahawa jika anda sangat dekat dengan objek besar, daya graviti pada dua cincin bersebelahan akan sangat berbeza, jadi cincin dalaman akan ditarik di dalam banyak orbit lebih cepat daripada cincin luar, dan kelajuan relatif antara cincin akan lebih besar daripada kelajuan relatif antara dua cincin bersebelahan lebih jauh.)

Jadi apa kaitannya dengan perbezaan antara bintang gergasi dan objek padat? Cukup dengan bintang raksasa, cakera penambahan tidak dapat mendekati pusat jisim! Sekiranya anda cuba terlalu dekat, anda tiba-tiba akan mendapati diri anda memukul permukaan bintang dan memasukinya. Tetapi jika anda membayangkan objek padat dengan jisim yang sama dengan bintang gergasi, maka secara definisi ia jauh lebih kecil sehingga anda dapat memiliki cakera penambahan yang memanjang jauh lebih dekat ke pusat objek. Di bahagian dalam cakera penambahan ini, "cincin" bahan akan digosok satu sama lain dengan kuat, jadi bahagian cakera penambahan ini akan menjadi sangat panas.

Halaman ini dikemas kini pada 27 Jun 2015

Mengenai Pengarang

Dave Rothstein

Dave adalah bekas pelajar siswazah dan penyelidik pasca doktoral di Cornell yang menggunakan pemerhatian inframerah dan sinar-X serta model komputer teori untuk mengkaji peningkatan lubang hitam di Galaxy kami. Dia juga melakukan sebagian besar pengembangan untuk versi laman web sebelumnya.


Mengapa bintang jisim yang lebih besar / lebih tinggi mempunyai jangka hayat yang lebih pendek?

Saya faham bahawa bintang berjisim yang lebih tinggi membakar bahan bakar dengan lebih cepat dan itu tidak ada masalah. Yang mengatakan, bintang berjisim lebih tinggi, baik. mempunyai lebih banyak jisim. Oleh kerana mereka membakar jisim dengan lebih cepat, mereka mempunyai lebih banyak yang perlu mereka bakar.

Oleh itu, mengapa jangka hayat bintang berjisim yang sangat tinggi diukur dalam berjuta-juta, tetapi jangka hayat bintang berjisim super rendah diukur dalam tiga trilion? Pada dasarnya apa yang ingin saya katakan adalah bahawa walaupun bintang jisim yang lebih tinggi membakar bahan bakar dengan lebih cepat, mereka mempunyai lebih banyak, jadi secara intuitif, ia harus seimbang. Tidak?

Dari pemahaman saya, ia berkaitan dengan hubungan antara cahaya dan jisim, yang merupakan hubungan tidak linear (saya percaya bahawa hubungan itu adalah L = M 3.5). Maksudnya bukan hubungan yang sebanding seperti yang anda cadangkan. Selanjutnya, apabila bintang lebih bercahaya, ia akan mengalami lebih banyak reaksi yang berlaku di intinya. Dengan lebih banyak reaksi, bintang akan menggunakan sumbernya dengan lebih cepat, oleh itu sebab mengapa bintang yang lebih besar hidup lebih pendek.

Semoga itu masuk akal. :)

Sekiranya saya menambah: OP betul bahawa lebih banyak jisim bermaksud lebih banyak bahan bakar, namun hubungan itu berkadaran. Kelajuan proses pembakaran yang dihasilkan tidak.

Agar bintang tetap stabil, tekanan sinaran luar mesti sepadan dengan daya graviti. Dengan kata lain, semakin banyak jisim yang anda masukkan ke dalam bintang, semakin cepat diperlukan untuk membakar bahan bakar itu, jika tidak, ia akan runtuh di bawah graviti sendiri. Dan hubungan jisim tambahan dengan radiasi yang diperlukan adalah, seperti yang dinyatakan di atas, L = M 3.5.

hubungan antara cahaya dan jisim, yang merupakan hubungan tidak linear. Maksudnya bukan hubungan yang sebanding seperti yang anda cadangkan. Selanjutnya, apabila bintang lebih bercahaya, ia akan mengalami lebih banyak reaksi yang berlaku di intinya. Dengan lebih banyak reaksi, bintang akan menggunakan sumbernya dengan lebih cepat, oleh itu sebab mengapa bintang yang lebih besar hidup lebih pendek.

Semua pernyataan tersebut adalah cara yang berbeza untuk mengatakan apa yang dikatakan OP, tanpa menjelaskan sebabnya (yang mana yang ditanya oleh OP) mengapa hubungan antara cahaya dan jisim tidak linear?

Sekiranya bintang dua kali jisim dibakar pada kadar empat kali ganda, ia akan terbakar dua kali lebih cepat.

(Nombor tidak mengikut skala, mereka mungkin jauh lebih buruk daripada ini)

Mereka adalah. Sekiranya kecerahan sebanding dengan jisim dengan kekuatan 3.5, bintang dua kali lebih besar daripada Matahari membakar bahan bakar hidrogennya 11.3 kali lebih cepat.

Dengan jisim yang lebih tinggi, teras bintang berada di bawah tekanan yang lebih tinggi dan mempunyai suhu yang jauh lebih tinggi, yang secara drastik meningkatkan kadar reaksi nuklear berlaku.

pada suhu yang lebih tinggi, laluan tindak balas nuklear yang berlainan terbuka, membolehkan lebih banyak bahan bakar dibakar

bintang berjisim rendah dapat hidup trilion tahun dengan alasan yang sama sekali berbeza. biasanya, ketika bintang membakar semua bahan bakar dalam intinya, ia selesai, kerana tidak ada pencampuran antara teras dan lapisan luar. dalam bintang berjisim rendah, perolakan sentiasa membawa bahan bakar baru ke dalam teras, sehingga dapat membakar lebih lama lagi

Peleburan nuklear berlaku apabila daya graviti menjadi lebih kuat daripada daya magentik elektro yang menghalau hidrogen dari satu sama lain, dan daya nuklear menjadi cukup kuat untuk menyatukan hidrogen menjadi helium. Bintang jisim kecil mempunyai kekuatan graviti yang cukup untuk mempunyai kawasan kecil di dalam inti untuk peleburan nuklear, sehingga menghasilkan tenaga yang jauh lebih sedikit dan oleh itu memakan lebih sedikit & quot; bahan bakar & quot. Bintang yang lebih besar mempunyai graviti yang lebih tinggi dan kawasannya yang mengalami peleburan secara proporsional lebih besar, memakan bahan bakar dengan lebih cepat.

Fikirkan kerdil coklat, gergasi gas besar di puncak peleburan nuklear. Sekiranya jisimnya sedikit lebih banyak, graviti itu cukup untuk memulakan peleburan nuklear. Sekiranya terdapat sedikit jisim, tindak balas akan bermula, tetapi hanya di bahagian kecil inti di mana graviti terkuat. Semua itu menghasilkan sejumlah besar peleburan nuklear.

Bagaimanapun saya bukan saintis, hanya orang awam yang benar-benar mabuk jadi jika ada & # x27s seseorang di sini yang tahu jawapan sebenar sila betulkan saya.


Pengembangan dan Pengecutan: Mengapa panas dan sejuk menjadikan keadaan mengembang dan menguncup? Juga mengapa sebilangan logam mengembang lebih banyak daripada yang lain?

Ingatlah bahawa semua bahan terdiri daripada atom. Pada suhu apa pun di atas sifar mutlak (-273 darjah celsius) atom akan bergerak. Dalam keadaan pepejal, mereka akan bergetar dalam kedudukan tetap, dalam cecair anda akan saling bergoyang-goyang dan dengan gas mereka akan saling melintas dengan kecepatan yang sangat tinggi. Apabila bahan dipanaskan, tenaga kinetik bahan itu meningkat dan atom dan molekulnya bergerak lebih banyak. Ini bermaksud bahawa setiap atom akan mengambil lebih banyak ruang kerana pergerakannya sehingga bahan akan mengembang. Apabila sejuk, tenaga kinetik berkurang, maka atom mengambil sedikit ruang dan bahan berkontrak.

Sebilangan logam mengembang lebih banyak daripada yang lain kerana perbezaan daya antara atom / molekul. Dalam logam seperti besi daya antara atom lebih kuat sehingga lebih sukar bagi atom untuk bergerak. Dalam kuningan daya sedikit lebih lemah sehingga atom bebas bergerak lebih banyak. Perbezaan pengecutan ini digunakan pada jalur bimetallic, yang terdiri dari jalur tembaga yang diletakkan di sepanjang jalur sisi Besi. Apabila jalur dipanaskan, tembaga mengembang lebih banyak daripada besi sehingga jalurnya jatuh. Ia digunakan pada alat seperti penggera kebakaran dan pemutus litar untuk membuat atau memutuskan hubungan dalam litar elektrik.

Perbezaan pengembangan dan pengecutan lebih ketara pada keadaan yang berbeza, sekali lagi kerana jumlah daya yang menahan atom bersama. Gas akan mengembang paling banyak kerana atomnya bebas dari satu sama lain sehingga bebas untuk meningkatkan kelajuan.
Dijawab oleh: Sara Al-Assam, Pelajar, Sekolah Perempuan Tiffin, Kingston

'Teori dengan keindahan matematik lebih tepat daripada teori jelek yang sesuai dengan beberapa data eksperimen. Tuhan adalah ahli matematik yang sangat tinggi, dan Dia menggunakan matematik yang sangat maju dalam membina alam semesta. '


Pengenalan Sisa Supernova

10 51 ergs (10 31 Megaton) tenaga, hasil dari bencana kejatuhan bintang besar atau pembakaran nuklear yang melarikan diri di permukaan kerdil putih. Walaupun hanya sebahagian kecil tenaga yang dilepaskan dalam bentuk cahaya yang terlihat, ini cukup untuk membuatnya tampak seolah-olah bintang baru telah muncul di langit. Kesan SNe adalah mendalam dan sangat luas, dan ada kemungkinan untuk melihat sisa-sisa SNe yang terjadi beratus-ratus tahun yang lalu.

Pengelasan SNe

Pengelasan SNe adalah pemerhatian. SNe dipecah menjadi dua kumpulan berdasarkan kehadiran atau ketiadaan garis Hidrogen Balmer dalam spektrum mereka pada kecerahan maksimum. Mereka tanpa garis Balmer diklasifikasikan sebagai Jenis I SNe dan mereka yang mempunyai garis Balmer diklasifikasikan sebagai Jenis II. Supernova Jenis I selanjutnya dibahagikan kepada Jenis Ia, Ib dan Ic. Walaupun klasifikasi adalah pemerhatian semata-mata, terdapat persamaan yang mendasari antara bintang-bintang leluhur (Jenis Ia difahami sebagai jisim rendah sementara Jenis Ib, Ic dan II adalah jisim tinggi) yang bertanggungjawab untuk kelas SNe yang diperhatikan.

Kehidupan dan Kematian Bintang

Seorang bintang terlibat dalam perjuangan berterusan melawan keruntuhan kerana kekuatan graviti dari jisimnya sendiri. Pada peringkat awal hidupnya (tahap urutan utama), bintang menahan graviti dengan tekanan terma, kerana peleburan unsur-unsur dalam intinya membebaskan tenaga yang memanaskan gas bintang. Gas panas mengembang, memberikan tekanan ke luar yang mengimbangkan kekuatan graviti ke dalam. Bagaimana pertempuran graviti dan tekanan luar ini akhirnya berakhir bergantung pada jisim awal bintang.

Bintang Besar

Sekiranya bintang bermula dengan antara 5 dan 12 kali jisim matahari kita, tekanan degenerasi neutron dalam inti dianggap dapat menahan tekanan graviti bintang yang tersisa setelah letupan supernova. Dalam kes ini, bintang neutron ditinggalkan di tengah SNR. Sekiranya bintang neutron berputar, ia mungkin menjadi pulsar, memancarkan sinaran dalam sinar yang menyapu bumi ketika pulsar berputar. Sekiranya bintang itu cukup besar, tekanan degenerasi neutron tidak akan dapat bertahan terhadap keruntuhan graviti, dan sisa-sisa terus dihimpit ke dalam oleh graviti, yang menonjolkan singularitas, atau lubang hitam.

Bintang Jisim Rendah

Apa itu Sisa Supernova (SNR)?

Sebilangan besar (99%) tenaga SNe dilepaskan dalam bentuk neutrino bertenaga, selebihnya tenaga diubah menjadi tenaga kinetik, mempercepat bahan bintang menjadi kelajuan lebih besar daripada kelajuan suara dan menyebabkan gelombang kejutan bergerak ke luar dari bintang tengah. Bahan bintang berkelajuan tinggi membajak ke luar ke ISM, memampatkan dan memanaskan gas ambien dan menyapu ia sama seperti bajak salji yang padat dan menyapu salji. ISM diperkaya dengan bahan bintang yang diletupkan dalam letupan itu. Bahan yang mengembang, dan bahan tambahan apa pun yang dikumpulkan oleh ledakan ketika melalui medium antarbintang, membentuk sisa supernova (SNR).

Walaupun dalam model SNR yang sederhana, tenaga letupan disimpan secara merata ke semua arah dan bahan ambien disapu dalam cangkang bulat yang seragam, sebenarnya, sisa-sisa jauh lebih rumit. Perbezaan kecil dalam keadaan awal progenitor, termasuk penyingkiran massa sebelumnya, boleh memberi kesan penting pada penyebaran ejecta. Keadaan luaran, seperti peningkatan kepadatan, di ISM di mana SN meletup dapat membentuk dan membentuk morfologi sisa. Ketidakstabilan Rayleigh-Taylor boleh menyebabkan permukaan kejutan ke depan menjadi riak, mencampurkan gas ambien dan bintang. Tidak menghairankan bahawa terdapat pelbagai jenis SNR: sisa-sisa jenis Shell sederhana tanpa apa-apa di pusatnya, sisa-sisa seperti kepiting atau plerion dengan pulsar di pusat mereka dan sisa-sisa Komposit, gabungan dua yang pertama.

Bagaimana SNR Berkembang?


Sisa supernova Tycho (SN 1572)
Walaupun bahan yang disapu oleh kejutan jauh lebih kecil daripada jisim ejecta bintang, pengembangan ejecta bintang pada dasarnya pada kecepatan tetap sama dengan kelajuan gelombang kejutan awal, biasanya dengan urutan 10,000 km / s. Ini dikenali sebagai fasa & quot; pengembangan bebas & quot & boleh berlangsung selama lebih kurang 200 tahun, pada ketika itu gelombang kejutan telah menyapu bahan interstellar seperti ejecta bintang awal. Sisa supernova pada masa ini akan berada dalam radius sekitar 10 tahun cahaya. Walaupun sisa memancarkan sinaran sinar-X termal dan sinrotron melintasi pelbagai spektrum elektromagnetik (dari radio ke sinar-X), tenaga awal gelombang kejutan akan berkurang sedikit. Pelepasan saluran dari isotop radioaktif yang dihasilkan dalam supernova menyumbang secara signifikan kepada jumlah kecerahan jelas pada sisa-sisa tahun-tahun awal, tetapi tidak mempengaruhi gelombang kejutan dengan ketara.

Ketika sisa-sisa menyapu jisim ambien sama dengan jisim ejecta bintang, gelombang akan mulai perlahan dan sisa memasuki fasa yang dikenali sebagai pengembangan adiabatik, atau fasa Sedov-Taylor atau gelombang letupan. Tenaga dalaman kejutan terus menjadi sangat besar berbanding dengan kehilangan radiasi dari sinaran terma dan sinkrotron, sehingga jumlah tenaga tetap hampir berterusan. Kadar pengembangan ditentukan hanya tenaga awal gelombang kejutan dan ketumpatan medium antara bintang.

As the shock wave cools, it will become more efficient at radiating energy. Once the temperature drops below 20000 K or so, some electrons will be able to recombine with carbon and oxygen ions, enabling ultraviolet line emission which is a much more efficient radiation mechanism than the thermal X-rays and synchrotron radiation. Hence this new phase is known as the radiative phase during which X-ray radiation becomes much less apparent and the remnant cools and disperses into the surrounding medium over the course of the next 10000 years.

Supernova remnants are extremely important for our understanding of our Galaxy. They are the source of much of the energy that heats up the interstellar medium. They are believed to be responsible for the acceleration of galactic cosmic rays. Heavy elements (up to iron) created by fusion in the stellar core are dumped into the galaxy by the mixing of the ejecta and ISM material in the remnant. Enriched, heated gas from SNR material is reprocessed to form new stars. Elements heavier than iron are created in the powerful blast of a SN explosion and are then dredged up by the shock wave and mixed into the ISM. Most of the elements (except for Hydrogen) in your body, for example, are stellar material that has been redistributed in a SNR. Understanding how SNR evolve can thus help us to understand many important phenomena.

Modeling SNR

Analytical models are few, since the equations governing the motion of the SNR gas are very complex and cannot be solved for except in very limited special cases (spherical geometry and constant energy, for example). In a numerical model, the evolution of the ejecta and ISM gas, fit onto a computational grid, is followed over time, by using the conservation equations of mass, momentum and energy . Numerical models are constrained by limits on the time and space it takes to run the simulation and then store the data. It is not difficult, for example, to perform simulations that have spherical or cylindrical symmetry (1-dimensional and 2-dimensional, respectively), but many of the more complicated structures found in real SNR are destroyed by the imposition of this kind of symmetry. Fully 3-dimensional simulations, on the other hand, are computationally very expensive, particularly if they are of sufficient resolution (small enough numerical grid size) so that small features such as small scale turbulence, do not get averaged out.

Despite the difficulties, many good SNR models have been developed, which increase our understanding of how they evolve and how they interact with the surrounding ISM, including the following:

  • Lyerley et al. (abstract for a Bulletin of the American Astronomical Society article entitled Nonequilibrium-Ionization X-ray Spectra from a Sedov-Taylor Blast Wave Model for a Supernova Remnant )
  • Truelove & McKee (abstract for a Bulletin of the American Astronomical Society article entitled Evolution of Nonradiative Supernova Remnants )
  • Reynolds, S. P. (abstract for a Bulletin of the American Astronomical Society article entitled Theoretical Calculations of Synchrotron X-rays from Supernova Remnants: Images and Spectra )

How Does X-ray Astronomy Fit in?

There are several mechanisms by which SNR generate X-rays. The ejecta, heated and comressed by the powerful forward shock, generates thermal and line emission in the X-ray region of the spectrum. Electrons, accelerated by the SNR shock to relativistic speeds emit synchrotron radiation when they change direction in the presence of a magnetic field. And a neutron star formed in a Type II SNe may also be a significant source of X-rays.

The X-rays emitted by SNR give us many clues that help us understand SNR, their progenitor stars, and their interaction with the ISM. We usually know little about the progenitor star, however, X-ray spectra of the shock heated ejecta in the remnant offer direct information about the composition of the progenitor star. X-ray spectra can also give information on the composition of the ISM into which the remnant is expanding, if and to what extent the elemental layers of the progenitor star are mixed with the gas of the ISM. By studying the X-ray morphologies of SNR, we can learn about how thermal conduction acts in SNR and in the ISM. Looking for X-ray synchrotron radiation is a way of getting direct evidence for cosmic ray acceleration in SNR shocks.

The hot material, the radioactive isotopes, free electrons moving in the strong magnetic field of the neutron star. all of these processes produce X-rays and gamma rays which reveal the nature of the SNR.

Further SNR Resources and References

The HEASARC is hiring! - Applications are now being accepted for a scientist with significant experience and interest in the technical aspects of astrophysics research, to work in the HEASARC at NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD. Refer to the AAS Job register for full details.


Why do degenerate objects get hotter as more mass is added? - Astronomi

The pressure exerted by fermions squeezed into a small box is what keeps cold stars from collapsing. White Dwarfs are held up by electrons and Neutron Stars are held up by neutrons in a much smaller box.

We can compute the pressure from the dependence of the energy on the volume for a fixed number of fermions.

The last step verifies that the pressure only depends on the density, not the volume and the independently, as it should. We will use.

To understand the collapse of stars, we must compare this to the pressure of gravity . We compute this approximately, ignoring general relativity and, more significantly, the variation of gravitational pressure with radius.

The mass of the star is dominated by nucleons.

Putting this into our energy formula, we get.

We can now compute the pressure.

The pressures must balance. For a white dwarf , the pressure from electrons is.

We can solve for the radius.

There are about two nucleons per electron

The radius decreases as we add mass. For one solar mass, , we get a radius of 7200 km, the size of the earth. The Fermi energy is about 0.2 MeV.

A white dwarf is the remnant of a normal star. It has used up its nuclear fuel, fusing light elements into heavier ones, until most of what is left is Fe which is the most tightly bound nucleus. Now the star begins to cool and to shrink. It is stopped by the pressure of electrons. Since the pressure from the electrons grows faster than the pressure of gravity , the star will stay at about earth size even when it cools.

If the star is more massive, the Fermi energy goes up and it becomes possible to absorb the electrons into the nucleons, converting protons into neutrons. The Fermi energy needs to be above 1 MeV. If the electrons disappear this way, the star collapses suddenly down to a size for which the Fermi pressure of the neutrons stops the collapse (with quite a shock). Actually some white dwarfs stay at earth size for a long time as they suck in mass from their surroundings. When they have just enough, they collapse forming a neutron star and making a supernova. The supernovae are all nearly identical since the dwarfs are gaining mass very slowly. The brightness of this type of supernova has been used to measure the accelerating expansion of the universe .

We can estimate the neutron star radius .

Its about 10 kilometers. If the pressure at the center of a neutron star becomes too great, it collapses to become a black hole. This collapse is probably brought about by general relativistic effects, aided by strange quarks.