الفلك

بافتراض خطأ تحلل البروتون ، ما هو المصير النهائي لنجم نيوتروني أو قزم أبيض؟

بافتراض خطأ تحلل البروتون ، ما هو المصير النهائي لنجم نيوتروني أو قزم أبيض؟


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.

نظرية لا تزال غير مثبتة أن البروتونات يمكن أن تتحلل ، ولها عمر نصف $10^{30}$ سنوات أو نحو ذلك ، وهذا يعني في النهاية أن كل المادة ستذوب لأن البروتونات المكونة لها وبالتالي النيوترونات سوف تتحلل. لكن هذا لم يثبت بعد. لذلك على افتراض أن هذا هو خاطئة، ما هو المصير النهائي لنجم نيوتروني أو قزم أبيض؟ ماذا سيحدث في $10^{50}$, $10^{100}$ سنوات؟


هذا سؤال كلاسيكي في علم الأمور الأخيرة فيزيائي ، رؤية ما سيحدث إذا استقرينا الفهم الحالي للفيزياء الفلكية إلى الأمام. الأوراق الكلاسيكية هي (Dyson 1979) و (Adams & Laughlin 1997).

من الواضح ، على مدى فترات زمنية طويلة جدًا ، تبرد الأقزام البيضاء وتتبلور. وتصبح "أقزام سوداء". هذا راسخ إلى حد ما من الملاحظة والنمذجة ، على الرغم من أن المراحل النهائية لم تتم دراستها كثيرًا.

إذا أمكن التقاط المادة المظلمة المتفاعلة بشكل ضعيف ، فإن الأجسام الكثيفة تكتسب هالات داخلية: في هذه الحالة ، إذا كانت المادة المظلمة عبارة عن مزيج من الجسيمات والجسيمات المضادة ، فسيكون هناك بعض الفناء ، وتسخين الجسم لفترة طويلة. إذا كانت غير مدمرة من حيث المبدأ ، يمكن أن تتراكم حتى ينفجر الجسم إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود. هذا يعتمد بشكل كبير على نموذج المادة المظلمة ، لذلك يجب اعتبار ذلك تخمينيًا.

ومع ذلك ، فقد ثبت جيدًا أن المجرات تذوب بسبب تفاعلات الجاذبية على مدى فترات زمنية طويلة ، وهذا سيؤدي إلى تفريغ مثل هذه الأجسام في الثقب الأسود المركزي قبل أن تتعرض للانهيار بشكل معقول ، أو تقذفها إلى الفضاء بين المجرات حيث لن تكتسب المادة المظلمة بعد الآن. .

يعتمد مصير الأقزام السوداء بين المجرات والنجوم النيوترونية دون تحلل البروتون على أنماط الانحلال والتغيير الأخرى الممكنة. في الأقزام البيضاء سيستمر الاندماج النووي حتى يتم دمج جميع العناصر القابلة للانصهار. قدر دايسون الجدول الزمني حتى يصبح كل شيء على ما يرام $10^{1500}$ سنوات ، على الرغم من وجود تأثيرات بيئية في الأقزام البيضاء التي من المحتمل أن تسرع الأمور. هذا يمكن في الواقع أن يجعل الأقزام البيضاء الأثقل (فوق 1.2 كتلة شمسية) تنهار إلى مستعرات أعظم على مقياس زمني $10^{1100}$ سنوات (كابلان 2020).

لاحظ دايسون أنه على مدار النطاقات الزمنية لـ $10^{65}$ سنوات تتصرف المادة كسائل كمي بسبب حفر الأنفاق. لكن هذا لا يغير بنية الأشياء المتبقية كثيرًا. قد تكون القضية الأكثر أهمية هي حفر الأنفاق في حالات الثقب الأسود حيث يلتقي جزء صغير من أنفاق الجسم معًا لتشكيل ثقب أسود صغير يتبخر. يقدر آدامز ولوفلين الجداول الزمنية لـ $10^{45}$ سنوات للنجوم النيوترونية و $10^{336}$ سنوات لكي تتبخر الأقزام البيضاء بهذه الطريقة.

حتى إذا لم يحدث هذا ، فهناك حجة يجب تقديمها بأن التقلبات في الديناميكا الحرارية تؤدي في النهاية إلى حل الأجسام المرتبطة لأن هذا يقلل من طاقة جيبس ​​الحرة $ E-TS $: عند درجة حرارة محدودة (وهو الافتراض القياسي لتسريع التوسع في $ لامدا $CDM) إذا كان هناك مساحة كافية للإنتروبيا $ S $ يمكن تعظيمها عن طريق فصل الجسيمات على الرغم من بعض الطاقة الرابطة: الأنفاق ستذيب كل شيء في النهاية. هذا مشابه للنقاش حول مفارقة هرتسفيلد للتأين التلقائي لذرات الهيدروجين. إن مجرد وجود مادة أخرى "خارج المختبر" يؤدي عادة إلى استقرار الأنظمة المقيدة ولكن في المستقبل البعيد جدًا تصبح الأنظمة المعزولة غير مستقرة. هذا يفترض أن (1) درجات الحرارة ستبقى محدودة (أي أن فهمنا لإشعاع الأفق والتوسع المتسارع المستمر صحيح) ، (2) لا توجد حدود أخرى للانفصال ، (3) حجة جيبس ​​للطاقة صالحة في هذا السياق. يمكن مناقشة الثلاثة.

بشكل عام ، يبدو أن الاتجاه السائد هو أن تعظيم الانتروبيا سيميل إلى إذابة الأجسام إلى جزيئات معزولة بينما الجاذبية إما أن تبقيها معًا أو تسبب انفجارًا داخليًا في الثقوب السوداء من خلال بعض المسارات ، متبوعًا بالتبخر.


مستقبل الكون الآخذ في الاتساع

تشير الملاحظات إلى أن توسع الكون سيستمر إلى الأبد. إذا كان الأمر كذلك ، فإن الكون سوف يبرد مع تمدده ، وفي النهاية يصبح باردًا جدًا بحيث لا يمكن أن تحافظ عليه الحياة. لهذا السبب ، يُطلق على هذا السيناريو المستقبلي اسم تجميد كبير. [1]

إذا كانت الطاقة المظلمة ممثلة بالثابت الكوني ، أ ثابت كثافة الطاقة ملء الفراغ بشكل متجانس ، [2] أو الحقول العددية ، مثل الجوهر أو الوحدات ، متحرك الكميات التي يمكن أن تتنوع كثافة طاقتها في الزمان والمكان - تسرع من تمدد الكون ، ثم الفضاء بين مجموعات المجرات سوف تنمو بمعدل متزايد. سوف يمد الانزياح الأحمر الفوتونات القديمة الواردة (حتى أشعة جاما) إلى أطوال موجية طويلة وطاقات منخفضة بشكل لا يمكن اكتشافه. [3] من المتوقع أن تتكون النجوم بشكل طبيعي لمدة تتراوح بين 10 و 10 و 14 (1 إلى 100 تريليون) سنة ، ولكن في النهاية سيتم استنفاد إمدادات الغاز اللازمة لتشكيل النجوم. ومع نفاد وقود النجوم الموجودة وتوقفها عن التألق ، فإن الكون سوف يزداد قتامة ببطء وبلا هوادة ، نجمًا واحدًا في كل مرة. [4] [5] وفقًا للنظريات التي تتنبأ بتحلل البروتون ، فإن البقايا النجمية المتبقية ستختفي ، تاركة وراءها ثقوبًا سوداء فقط ، والتي تختفي في النهاية عندما تصدر إشعاع هوكينغ. [6] في النهاية ، إذا وصل الكون إلى حالة تقترب فيها درجة الحرارة من قيمة موحدة ، فلن يكون هناك أي عمل آخر ممكن ، مما يؤدي إلى الموت الحراري النهائي للكون. [7]


بافتراض خطأ تحلل البروتون ، ما هو المصير النهائي لنجم نيوتروني أو قزم أبيض؟ - الفلك

ASTRONOMY 310 - تلميحات الاختبار 1 [الإصدار v2.1 - التحديث الأخير: 2021 1 آذار (مارس)]
يستند دليل الدراسة هذا إلى فصل دراسي سابق (وليس عام 2021). سيتم تحديثه في موعد لا يتجاوز أسبوع قبل الاختبار. ولكن يمكنك استخدام هذه المعلومات للحصول على السبق في الدراسة للاختبار. ربما تكون دقيقة بنسبة 95٪.

---> ** الإصدار النهائي هو نفسه إصدار 2 مارس - لا توجد تحديثات **
الامتحان 1 -> دراسة علم الأحياء الفلكي # 1 دليل الدراسة

الاختبار رقم 1 الجمعة 5 مارس

دليل دراسة علم الأحياء الفلكي # 1
دليل الدراسة هذا هو 99٪ مماثلاً لإصدار 25 فبراير 2019. الاختلاف الوحيد هو أن الإصدار الجديد يذكرك بدراسة موضوع القمر والزهرة وتأثير الدفيئة.

---> * سيتألف هذا الاختبار من 15 سؤالاً من أسئلة الاختيار من متعدد. سيكون لديك 30 دقيقة لإجراء الاختبار ، لذلك لا يجب أن تشعر بالضغط على الوقت (هذا هو ضعف الوقت المعتاد الذي كان سيحصل عليه الطلاب إذا كنا نلتقي وجهًا لوجه).

* هذا "امتحان كتاب مفتوح" - يمكنك استخدام ملاحظاتك الخاصة ، وملاحظات الفصل ، ومحاضرات الفصل ، والكتاب المدرسي ، والكتب المدرسية الأخرى ، والآلة الحاسبة.
* ومع ذلك ، لا يجوز لك طلب المساعدة من أي شخص (بخلاف الأستاذ) أو البحث في الإنترنت عن إجابات للأسئلة. سيؤدي الغش إلى فشل تلقائي في هذا الاختبار ، وخصم حرف في تقدير الدورة ، وسيتم إبلاغ مركز حقوق الطلاب ومسؤولياتهم عن عقوبات إضافية. يرجى مراجعة قسمي "الأمانة الأكاديمية" و "بيان حول الغش والانتحال" من مستند Astrobio_syllabus_2021.pdf إذا كان لديك أي أسئلة.

* يمكنك البدء في أي وقت بين الساعة 6 صباحًا و 11 مساءً (بتوقيت المحيط الهادئ) ، ولكن بمجرد البدء ، يجب عليك إكمال الاختبار في غضون 30 دقيقة. للحد من أي غش محتمل ، يمكنك رؤية سؤال واحد فقط في كل مرة ولن تتمكن من التخطي أو العودة إلى سؤال سابق. (أنا شخصياً لا أحب هذا التنسيق للاختبار ، ولكنه شيء نحتاج إلى القيام به. بالنسبة لـ 15 سؤالاً فقط ، لن يكون هذا سيئًا للغاية.)

* سأكون متاحًا على Zoom للإجابة على أي أسئلة قد تكون لديك حول الاختبار القصير بين الساعة 10 صباحًا والظهيرة. لذا أقترح أن تبدأ الاختبار بين الساعة 10:00 صباحًا و 11:30 صباحًا وأن يكون لديك Zoom جاهزًا للذهاب حتى تتمكن من الاتصال بي بسرعة إذا كان هناك شيء محير في الاختبار. (اجعل عنوان URL الخاص بالتكبير وكلمة المرور في متناول يديك!) سأتحقق أيضًا من البريد الإلكتروني ، لكن الأولوية ستذهب إلى الطلاب في Zoom.

* استراتيجية أخذ الاختبار:
فقط لأن هذا اختبار كتاب مفتوح ، لا تخدع نفسك بالتفكير في أنك لست بحاجة إلى المذاكرة كثيرًا. أظهرت التجربة أنه إذا لم تكن لديك بالفعل فكرة جيدة عن الإجابة الصحيحة ، فإن توفر الملاحظات والكتب المدرسية لن يساعدك بقدر ما تأمل - يستغرق الأمر وقتًا طويلاً للبحث في الملاحظات أو الفصول من أجل العثور على الإجابات. مع أخذ ذلك في الاعتبار ، إليك بعض النصائح:
(ط) ادرس لهذا الاختبار كما لو لم يكن كتابًا مفتوحًا. سيساعدك هذا على تعلم المادة بشكل أفضل.
(2) لا تعتمد بشدة على القدرة على الوصول إلى ملاحظاتك أو كتابك المدرسي. قد يستغرق البحث عن إجابة وقتًا طويلاً إذا لم تستطع قصر الإجابة على خيارين فقط. بينما يجب أن يكون لديك متسع من الوقت لإكمال هذا الاختبار ، ليس لديك وقت غير محدود. ليس لديك كل يوم ليس لديك حتى ساعة واحدة. لذا كن حكيمًا فيما يتعلق بوقتك ولا تحاول البحث عن كل شيء أو محاولة قراءة أقسام من الكتاب المدرسي.
(3) إذا كنت تدرس وكنت مستعدًا ، فقد لا تحتاج حتى إلى ملاحظاتك. اجعلهم جاهزين وجانبك ، ولكن لا تعتقد أن الملاحظات يمكن أن تأخذ الاختبار القصير نيابة عنك!
(4) لا تدع حقيقة أن هذا اختبار كتاب مفتوح يجعل الأمر أصعب مما لو كان كتابًا مغلقًا. ما أعنيه هو ، إذا أصررت على النظر في ملاحظاتك وكتابك المدرسي لكل اختيار من كل سؤال ، فمن المحتمل أنك ستفعل أسوأ مما لو لم يكن لديك ملاحظات على الإطلاق لأنك لن تنهي الاختبار. انتقل إلى ملاحظاتك لتأكيد ما تعرفه ، أو في مناسبات قليلة للبحث عن شيء ما. بقية الوقت ، ثق بنفسك.

* وأخيرًا ، يُرجى أن تضع في اعتبارك أن هذا الاختبار قصير ومنخفض المخاطر. تُحسب فقط 5٪ من درجتك. إنه ليس امتحان. يجب أن يكون لديك متسع من الوقت لإجراء الاختبار ، ويمكنك بدء الاختبار في أي وقت تريده. وهو كتاب مفتوح. يجب أن لا تشعر بالحاجة للغش. الأمر لا يستحق كل هذا العناء. من فضلك لا تبحث عن الإجابات على الإنترنت ولا تطلب المساعدة من أي شخص. [إذا كان عليك استخدام متصفحات مقفلة (مثل Respondus) جنبًا إلى جنب مع الأستاذ والمدرسين المساعدين الذين يشاهدونك ويسجلونك أثناء إجراء الاختبار على Zoom ، فأنت تعلم ما هي التجربة البائسة. نحن افضل من ذلك.]

* ستكون النتيجة في الاختبار متاحة (نأمل) يوم السبت 6 مارس.

استمارة تسجيل الطلاب في ParSCORE نظيفة وغير مكدسة (الشكل الوردي الأكبر 6 × 11) ، وبعض أقلام الرصاص والممحاة. هذا هو امتحان كتاب مغلق". لا يُسمح باستخدام الآلات الحاسبة أو الهواتف الذكية / أجهزة iPad / إلخ (قواعد الشرائح جيدة ، لكنك لن تحتاج إلى واحدة) لا توجد زجاجات مياه عليها ملصقات! .

** املأ اسمك والهوية الحمراء في نموذج ParSCORE قبل الامتحان. تأكد من وضع هويتك الحمراء على جانبي النموذج.
(لا تملأ رقم الهاتف - لا أريد أن أعرف.)
*** في الخلف ، املأ المعرّف الأحمر ، و "نموذج الاختبار أ" والامتحان # "001" ***
** تأكد من ملء نموذج ParSCORE الخاص بك بشكل صحيح! إذا كانت لديك أخطاء ، فستخسر نقاطًا في امتحانك (نقطة واحدة لكل خطأ).
تتضمن الأخطاء الشائعة ما يلي:
. عدم ملء رقم Red ID داكن بدرجة كافية
. ضع صفرًا إضافيًا أمام المعرف الأحمر الخاص بك: اترك العمود العاشر فارغًا ولا تبدأ في العمود الثاني
. عدم ملء استمارة الاختبار "أ"
. عدم ملء الامتحان "001"
. إدخال أرقام خاطئة على هويتك الحمراء
. ملء إجابتين لأن كتابتك كانت قذرة
. عدم محو الإجابة بشكل كامل
. عدم وضع علامة على فقاعة إجابتك مظلمة بدرجة كافية

يغطي هذا الاختبار جميع المواد المقدمة في الوحدة 0 والوحدة 1 (المحاضرات من 1 إلى 16) ، والأقسام ذات الصلة من الكتاب المدرسي. إذا تم تعيين أي صفحات ويب على أنها قراءة مطلوبة ، فسيتم أيضًا دمج هذه المواد في الاختبار. (ملاحظة: لا يتم تضمين صفحات الويب المطلوبة للواجب المنزلي المكتوب رقم 1 ، مثل مجلة Astrobiology - لن تكون هذه المواد في الاختبار.) ** يشمل هذا أيضًا محاضرات ضيف Earl Towson المادية. ** ---> الموضوعات التي تمت مناقشتها في المحاضرات الصفية هي الأهم. الملاحظات على الإنترنت مفيدة للغاية ، لكنها غير كاملة. نحن نغطي أكثر بكثير من مجرد ملاحظات المحاضرات عبر الإنترنت ، لذا تأكد من دراسة مادة المحاضرة ، وليس فقط ملاحظات الفصل المختصرة. تعتبر مادة الكتاب المدرسي أقل أهمية من الملاحظات ، ولكنها أكثر تفصيلاً في بعض المجالات وستساعدك حقًا على فهم الموضوعات.

فيما يتعلق بمواد المحاضرات الصفية ، ادرس (بما في ذلك) التطور النجمي وتكوين النجوم والكواكب.
وسبب وجود (أو عدم وجود) بعض الكائنات في الغلاف الجوي. أيضًا ، ستكون موضوعات القمر والزهرة وتأثير الدفيئة في الامتحان.
—-> في الكتاب المدرسي ، قمنا بتغطية ما يلي:
الفصل 1
الفصل 2 (فقط الأجزاء الخاصة بالطريقة العلمية)
الفصل 3
الفصل الرابع ، القسم ٤.٣ ، ص ١٢١-١٢٥ الحياة خلال تاريخ الأرض المبكر (عن القمر)
الفصل 4 ، القسم 4.4 ، ص 134-136 لماذا تمتلك الأرض مجالًا مغناطيسيًا؟
الفصل 4 القسم 4.6 تشكيل القمر
الفصل 10.1 ، 10.3 ، 10.4 حول "المناطق الصالحة للسكن"
الفصل 11.1 وأجزاء من 11.2 حول تأثير دوبلر وإيجاد الكواكب الخارجية باستخدام طريقة RV.
يحتوي الفصل 3 على معظم المواد ، لذا فإن معظم أسئلة الاختبار ستكون مرتبطة بالموضوعات الموجودة في الفصل الثالث.
"البحث عن حياة خارج كوكب الأرض" لكارل ساجان
"كليبورن بيل ، سناتور من الفضاء الخارجي" لمارتن غاردنر
"بعد نظر كورتني براون الباهت" بقلم إم غاردنر
"هل نحن وحدنا في الكون؟" بواسطة T. أوين
"هلوسة" لكارل ساجان
"خلق ذكريات زائفة" بقلم إي لوفتوس
"مخطوف!" بواسطة م. شيرمر
"جدل الأجسام الطائرة المجهولة وفرضية خارج كوكب الأرض" بقلم س. ديك
"تقديم الدليل: قضية الحياة على المريخ" بقلم بروس جاكوسكي
"اكتشافات الاختراق" لجيه ويليام شوبف
تأكد من أنك مرتاح لجميع المواد المخصصة في Course Reader. أوصيك بقراءة كل مقالة 3 مرات للتأكد ، وبكل الوسائل ، اطرح أسئلة إذا كان أي شيء غير واضح! (على سبيل المثال ، هل تعرف ما هي "قاعدة الشريحة"؟ هل تعرف ما هي المقالة التي جاءت منها؟ إنها توضح نقطة رئيسية في المقالة ، لذا فإن عدم معرفة ما يعنيه هذا هو أمر سيء!)
توقع سؤال أو سؤالين متعلقين بكل مقالة.
---> ____________________________________________________________________

فيما يلي قائمة ببعض المواد التي لن تكون مسؤولاً عن معرفتها
لهذا الامتحان النصفي:
—-> تخطي معظم بداية الفصل الثاني ، وتحديدًا الأقسام المتعلقة بسر حركة الكواكب (صفحة 19) من خلال قوانين نيوتن (صفحة 30).
ومع ذلك ، لا تتخطى القسم الخاص باختلاف المنظر في الصفحة 22 وخاصة الشكل 2.6 أو القسمين 2.3 و 2.4. يمكنك تخطي الشكل 2.16 (الصفحات 34-35) وصيغة الجاذبية في أسفل الصفحة 41.
تخطي جميع أقسام "Movie Madness" في جميع أنحاء الكتاب
تخطي "الكون الناعم" ص 68-69
تخطي أي شيء عن النجوم النيوترونية ، انفجارات أشعة غاما النجوم النابضة.
تخطي أي شيء يتعلق بالتحلل الإشعاعي (للاختبار رقم 1 فقط - تحتاج إلى معرفة ذلك لاحقًا).
تخطي جزءًا من الفصل 10 ، لكن لا تتخطى الفصل 10.2 و 10.3 و 10.5 (كوكب الزهرة وتأثير البيت الزجاجي)

سيحتوي الاختبار على 15 سؤالًا متعدد الخيارات. تحتوي معظم أسئلة الاختيار من متعدد على 4 خيارات (أ) - (د) ، ولكن قد يكون لدى البعض 5 خيارات (أ) - (هـ). لا توجد عقوبة للتخمين ، لذا لا تترك أي إجابات فارغة!

لن تحتاج إلى معرفة قيم أي ثوابت فيزيائية باستثناء سرعة الضوء "ج".
* يرجى حفظ سرعة الضوء (بوحدات معقولة ، وليس أميال في الساعة!) أو على الأقل توفير الرقم في متناول اليد. لن تحتاج إلى معرفة عدد الأمتار بالضبط في فرسخ فلكي أو عدد الأمتار في الاتحاد الأفريقي ، أو عدد الأمتار في سنة ضوئية. لكن عليك أن تعرف أن 1 Mpc = 10 6 PC ، وأشياء من هذا القبيل (بشكل أساسي النظام المتري). أنت بالتأكيد بحاجة إلى معرفة تعريف AU ، السنة الضوئية ، الفرسخ ، وما إلى ذلك ، ولكن ليس القيمة العددية. قد يُطلب منك القيام ببعض المسائل البسيطة المتعلقة بالرياضيات. ستطرح عليك أسئلة تختبر فهمك لقوانين معينة ، حتى لو لم يُطلب منك حساب أي شيء باستخدام هذا القانون. على سبيل المثال ، بينما قد لا يُسأل "في أي طول موجي وجزء من الطيف الكهرومغناطيسي تحدث ذروة إشعاع الجسم الأسود من سطح كوكب الزهرة (نظرًا لأن درجة حرارة سطح كوكب الزهرة هي 750 كلفن)؟" ، قد يتم سؤالك "ماذا؟ هل يخبرنا قانون فيينا؟ ". لن يتم سؤالك ، "كم عمر الكون إذا كان Hا = 50 كم / ثانية لكل Mpc؟ "، ولكن قد يُسأل" كيف تحدد عمر الكون من ثابت هابل؟ ".
____________________________________________________________________

بعض أسئلة الامتحان النموذجية:

أي مما يلي خطأ (غير صحيح)؟
أ) يمكن استخدام تأثير دوبلر لقياس السرعة الشعاعية للنجم.
ب) يمكننا قياس المسافة إلى المجرات باستخدام المنظر.
ج) يمكن أن يخبرنا التحليل الطيفي مما يتكون منه النجم.
د) يمكن أن يحدد التحليل الطيفي درجة حرارة النجم.

أكمل القياس: "الكيلوغرام" يعني "الجرام" ، و "الكيلومتر" يساوي أ
أ) "قدم"
ب) "متر"
ج) "ساحة"
د) "سنتيمتر"

أكمل القياس: "الجيجابايت" تعني "البايت" ، مثل "المليار"
واحد"
ب) "عشرة"
ج) "واحد على عشرة"
د) "مليون"

أكمل القياس: "الميل" يعني "ساحة" ، كما "كيلومتر" يعني
أ) بوصة
ب) ساحة
ج) متر
د) نانومتر

أكمل القياس: "كيلفن" تعني "مئوية" ، مثل "سنة ضوئية"
سنة
ب) الفرسخ
ج) كيلوغرام
د) فهرنهايت

لنفترض أن خطًا طيفيًا من جسم في الفضاء قد تم إزاحته من 5007.0 إلى 5100.0 أنجسترومس. ماذا يمكننا أن نقول عن هذا الشيء؟
أ) إنه نجم.
ب) الجو بارد جدا.
ج) يتم تغيير اللون الأزرق ، ومن ثم يأتي نحونا.
د) سرعته الشعاعية موجبة ، أي أنه يبتعد عنا.

العنصر الأكثر وفرة في الكون
أ) الكربون
ج) الأكسجين
ج) الهيليوم
د) الهيدروجين

لنفترض أن النجم رقم 1 أكثر برودة من النجم رقم 2. يمكننا القول بدرجة عالية من اليقين أن النجم رقم 1:
أ) يبدو خافتًا في السماء من النجم رقم 2
ب) أكثر زرقة من Star # 2.
C) أكثر احمرارًا من Star # 2.
D) أضخم من Star # 2.
هـ) اختيارات أ) و ب).

أفاد موقع على شبكة الإنترنت عن اكتشاف "نجم يبلغ من العمر 25 مليار عام."
ما هو الخطأ في التقرير؟
أ) تدوم النجوم O لفترة قصيرة نسبيًا ، حوالي 10 ملايين سنة.
ب) سيكون النجم خافتًا لدرجة أننا لا نستطيع رؤيته.
ج) سيكون النجم أقدم من الكون.
د) كلا الخيارين أ وج
هـ) اختيارات أ ، ب ، ج

لنفترض أن مجرة ​​تقع على بعد 400 مليون فرسخ من مجرة ​​درب التبانة.
ما هي السرعة الانعكاسية لهذه المجرة؟
(افترض أن ثابت هابل H0 = 75 km / s / Mpc.)
(تلميح: 400 × 75 = 30000)
أ) 400.000.000 كم / ث
ب) 1/10 سرعة الضوء
ج) 75 كم / ثانية
د) ضعف سرعة الضوء

يمكن استخدام تأثير دوبلر من أجل:
أ) قم بقياس المسافة إلى نجم باستخدام اختلاف اختلاف النجم
ب) تحديد مما يتكون النجم.
ج) قياس درجة حرارة النجم.
د) قياس السرعة الشعاعية لنجم

ما هي الغازات التي * لم تكن * موجودة بعد الانفجار الكبير بوقت قصير؟
أ) الهيدروجين
ب) الهيليوم
ج) ثاني أكسيد الكربون
د) الأكسجين
هـ) اختيارات ج و د

ما هو العنصر * NOT * الذي تم إنشاؤه بشكل أساسي عن طريق الاندماج الحراري النووي في قلب النجوم؟
أ) الهيدروجين
ب) الهيليوم
ج) الكربون
د) الأكسجين
هـ) الحديد

أي مما يلي ** FALSE **؟
أ) يا النجوم هي ألمع النجوم
ب) النجوم M هي أقل النجوم كتلة
ج) في نهاية حياتهم ، ستصبح النجوم من النوع O مستعر أعظم
د) ستصبح الشمس في نهاية عمرها قزمًا أبيض
هـ) ستصبح الشمس في نهاية عمرها مستعر أعظم

أي مما يلي ** FALSE **؟
أ) هناك مليار سنة في جيجايير واحد (Gyr)
ب) يبلغ العمر الإجمالي للشمس حوالي 10 مليارات سنة
ج) يبلغ عمر النظام الشمسي حوالي 13 مليار سنة
د) يحتوي مركز مجرة ​​درب التبانة على ثقب أسود هائل
هـ) المنطقة الصالحة للسكن هي مجموعة من المسافات من نجم حيث يمكن أن يتواجد الماء السائل على سطح الكوكب

- ما نوع المعلومات التي يمكنك العثور عليها على موقع برنامج استكشاف المريخ التابع لناسا / مختبر الدفع النفاث؟
---> المزيد من التلميحات حول ما يجب معرفته والتركيز عليه:
- ما هو علم الأحياء الفلكي؟
- ما هي سرعة الضوء (ج) كم / ث؟ في م / ث؟
- ما هي السنة الضوئية"؟ لماذا هي مسافة وليس وقت؟
- كم نانومتر في الكيلومتر؟ كم ميكروغرام في الكيلوغرام؟
- ما هي درجة الحرارة؟
- ماذا تعني "درجة الصفر المطلق كلفن"؟
- ما هو "الاتحاد الافريقي"؟
- ماذا يعني أن نقول إنه بالنظر إلى النجوم البعيدة والمجرات تنظر إلى الوراء في الزمن؟
- ما هو تقريبا عمر النظام الشمسي؟
- ما هو الفرق بين كوكب الأرض وكوكب جوفيان؟
- ما هو نصف قطر النظام الشمسي تقريبًا؟
- ما مدى قرب أقرب النجوم؟
- ما هو الوقت الذي يستغرقه الضوء للانتقال إلى أقرب نجم والعودة؟
- كم يبعد مركز المجرة؟
- في التسلسل الافتتاحي لفيلم Contact لماذا نسمع البث الإذاعي من الماضي؟
- ما هو الأيون؟ ما هو النيوترون؟ نظير؟ ما الذي يحدد العنصر؟
- ما هو "الجزيء العضوي"؟
- ما هو العدد الذري للهيدروجين؟
- ما الفرق بين "الفوتون" و "البروتون"؟
- ما هو الطيف الكهرومغناطيسي؟
- ما هو مدى الضوء "المرئي" أو "البصري" بالنانومتر؟
- ما هو التحليل الطيفي؟
- ماذا يخبرنا قانون فيينا؟
- إذا رأيت نجمة زرقاء في السماء ، فهل من المحتمل أن تكون ساخنة أم باردة (بالمعنى الفلكي)؟
- ما هو تأثير دوبلر؟
- ما هو "علم الكونيات"؟
- ما هي درجة حرارة سطح الشمس؟
- ما هو نوعه الطيفي؟ - كم عمر الشمس؟ الى متى سوف يستمر؟
- ما هو المصير النهائي للشمس في نهاية حياتها؟
- إذا كان النجم يبتعد عنا ، فهل سرعته موجبة أم سلبية؟
- ما هو خط الانبعاث؟
- ما هو ثابت هابل؟
- ما هو التركيب النووي للانفجار العظيم؟
- ما هو عمر الكون تقريبًا؟
- لماذا العمر المحدود للكون مهم لعلم الأحياء الفلكي؟
- ما هي "الخلفية الكونية الميكروية"؟
- ما هو الانزياح نحو الأحمر؟
- ما هي بعض الأدلة على نظرية الانفجار العظيم؟
- ماذا تعني كلمة "بانسبيرميا"؟
- ما هي "شفرة أوكام"؟
- لماذا لا يمكننا الوثوق بالأدلة "الذاتية"؟
- ما الذي يجعل الفرضية فرضية علمية صحيحة؟
- ما هو الفرق بين الفرضية والنظرية؟
- ما هو "الدليل الذاتي" وما حدوده؟
- ما هو "الاندماج النووي الحراري"؟
- ما هي "المنطقة الصالحة للسكن"؟
- ما هو "السديم الكوكبي"؟
- ما هو "التطور النجمي"؟
- إذا رأيت نجمًا أزرق في السماء ، فهل من المحتمل أن يكون صغيرًا أم كبيرًا في السن (بالمعنى الفلكي)؟
- ماذا يعني أن نقول "نحن جميعًا مصنوعون من مواد النجوم؟"
- ما هي المستعرات الأعظمية؟ لماذا هم مهمون لعلم الأحياء الفلكي؟
- ما هو قطر درب التبانة؟
- ما هو السديم؟
- ما هو القزم الأبيض؟
- ما هو الشعاع الكوني؟
- ما هي المدة التي يستغرقها تكوين نظام النجوم والكواكب؟
- ما هي مدة M-star؟
- ما الأشياء التي تجعل درب التبانة أكثر صداقة للحياة الآن منذ 12 مليار سنة؟
- ما هو كوكب خارج المجموعة الشمسية؟
- كيف نستخدم تأثير دوبلر لإيجاد كواكب خارج المجموعة الشمسية؟
- لماذا تعتبر الأشعة الكونية مهمة للبيولوجيا؟
- ما هو قرص البروتستيلار؟
- لماذا تكون الأقراص النجمية مسطحة؟
- ما هي أفضل فرضية لأصل القمر؟
"أي شيء غامض ، خاصة فيما يتعلق بالأحكام الأخلاقية التقليدية ، يسعد هؤلاء الفضائيون بالاستجابة له. ولكن في أي شيء محدد ، حيث توجد فرصة لمعرفة ما إذا كانوا يعرفون بالفعل أي شيء يتجاوز ما يعرفه معظم البشر ، لا يوجد سوى الصمت."
- ما هي العوامل التي تسمح لكوكب أو قمر بالحفاظ على الغلاف الجوي؟
- لماذا كوكب الزهرة أكثر سخونة من عطارد ، على الرغم من أن عطارد أقرب إلى الشمس؟
- ما هو تأثير الاحتباس الحراري الجامح؟
- كيف يرتبط المجال المغناطيسي للكوكب ببيولوجيا الفلك؟
- صواب أم خطأ: الكواكب دائمًا أكبر من الأقمار.
---> "هناك عدد لا يحصى من الشموس والكواكب الأرضية التي لا تعد ولا تحصى تدور جميعها حول شموسها تمامًا مثل كواكب نظامنا. العوالم التي لا تعد ولا تحصى في الكون ليست أسوأ ولا أقل مأهولة بالسكان من أرضنا." من كتب هذا الاقتباس (وحُرق على المحك لذكر هذه البدعة!)؟
--->
لنفترض أن كوكبًا قد تم اكتشافه يدور على مسافة 1 وحدة فلكية من نجمه. إذا كان هذا النجم هو نجم O ، فهل تتوقع أنه من الممكن أن يكون لديك حياة على هذا الكوكب؟ ماذا لو كانت نجمة M بدلاً من نجمة O؟

- ما هي العناصر الخمسة الأكثر وفرة في الكون؟
- عند الحديث في سياق علمي ، لماذا لا معنى لعبارة "إنها نظرية فقط"؟ لماذا هذا تناقض؟
- لماذا لا يمكنك رؤية النجوم في سماء الخلفية في صور أبولو (أو أي صور أخرى لمركبة فضائية أو كواكب أو أشياء مشابهة)؟
- موقع "استكشافات الكواكب الخارجية" التابع لناسا / مختبر الدفع النفاث يستضيف أي نوع من المعلومات لتعلم علم الأحياء الفلكي؟
- ما هو الشيء الأكثر إثارة للدهشة أو إثارة للاهتمام الذي تعلمته من موقع Alien Safari التفاعلي؟

** أعيننا ، وأعين كل الكائنات الحية تقريبًا على الأرض ، هي الأكثر حساسية للضوء في الجزء المرئي من الطيف الكهرومغناطيسي. هذا لأن أعيننا تطورت لتتناسب مع إخراج الضوء من نجمنا. لنفترض أننا وجدنا حياة غريبة على كوكب بعيد ، بعيدًا عن النظام الشمسي. عيون الحياة على هذا الكوكب هي الأكثر حساسية لجزء الأشعة تحت الحمراء القريب من الطيف. هل تعتقد أن الكوكب الغريب يدور حول نجم أكثر سخونة أو برودة من شمسنا؟

- ما هو "معهد علم الأحياء الفلكي" التابع لوكالة ناسا؟
- ما هي "خارطة طريق علم الأحياء الفلكي" لوكالة ناسا؟
- ما نوع الأشياء الموجودة على موقع "PlanetQuest" التابع لناسا / مختبر الدفع النفاث؟
- ما نوع المعلومات التي يمكنك العثور عليها على موقع ويب "Alien Safari"؟
- هل تفهم الأساليب الموضحة في فيديو تعلم NBC "العلم وراء الأخبار: الكواكب خارج المجموعة الشمسية"؟
- ما هي النقاط الرئيسية في فيديو TED "إبرة في أكوام التبن التي لا تعد ولا تحصى: البحث عن عوالم صالحة للسكن"؟

بعض الصيغ التي يجب أن تعرفها:
- العلاقة بين التردد والطول الموجي للضوء
- الطاقة في الفوتون (من حيث الطول الموجي ومن حيث التردد)
- اختلاف المنظر
- قانون فيينا (وثابت قانون فيينا!)
- قانون تأثير دوبلر
- قانون هابل

*** انظر الملحق ب في كتابك ، وأضف قانون هابل إلى القائمة. تخطي قانون نيوتن للجاذبية وقانون كبلر وقانون ستيفان بولتزمان والفصل الزاوي وقانون التربيع العكسي للضوء.
* ما نوع المعلومات التي يمكنك العثور عليها على موقع برنامج استكشاف المريخ التابع لناسا / مختبر الدفع النفاث؟
* ما نوع المعلومات التي يمكنك العثور عليها على موقع "بوابة علم الأحياء الفلكية" التابع لوكالة ناسا؟
* ما هو كل شيء عن "مهمة كبلر" ناسا؟

الأسئلة المتعلقة بمهمة كبلر:
1. تكتشف مهمة كبلر الكواكب عبر تقنية العبور. ما هو "العبور"؟
أ) صورة لكوكب تم التقاطها بكاميرا خاصة
ب) تلسكوب في الفضاء مع مطياف
ج) نوع من الكسوف الضحل
د) جهاز استشعار الأشعة تحت الحمراء

2. الهدف من مهمة كبلر هو العثور على الكواكب الخارجية. ما هو "كوكب خارج المجموعة الشمسية"؟
أ) كوكب خارج مجرتنا
ب) كوكب أكبر من الأرض
ج) كوكب في المنطقة الصالحة للسكن
د) كوكب خارج المجموعة الشمسية

3. في فبراير 2011 ، وجدت بعثة كبلر تقريبًا كم * مرشح * كواكب؟ (الكوكب المرشح هو كوكب لم يتم التأكد بعد من كونه كوكبًا حقيقيًا ، ولكنه يقع في فئة "الاحتمالية الكبيرة").
أ) 50
ب) 200
ج) 1000
د) 150000


2 إجابات 2

لقد أدرجت بعض المراجع أدناه. أكثر ورقة مراجعة عامة مفيدة هي Adams 1997 ، باستثناء أنها سبقت اكتشاف الطاقة المظلمة. هناك أيضا مقالة ويكيبيديا.

هل سيأتي يوم يصبح فيه الكون مظلمًا تمامًا عندما تحترق كل النجوم؟

نعم. يتناقص وقود الهيدروجين الذي تحترقه نجوم التسلسل الرئيسي بمرور الوقت ولا يتم تجديده أبدًا. سينتهي الأمر ببعض الهيدروجين بشكل دائم غير متاح لتكوين النجوم ، على سبيل المثال ، في عمالقة الغاز. من المحتمل أن تكون آخر النجوم التي يتم حرقها هي "نجوم متجمدة" صغيرة جدًا وخافتة لا يمكن أن توجد إلا بسبب النسبة العالية من العناصر الثقيلة (Adams ، صفحة 8). بحلول $ 10 ^ <14> $ سنة من الآن (ربما قبل ذلك) ، سيتوقف كل تشكيل النجوم وستتطور جميع النجوم إلى أجسام متدهورة (Adams، p.9).

هل تصطدم جميع الأجسام المبردة في النهاية بسبب قوى الجاذبية؟

لا ، الجاذبية لا تجعل الأشياء تتصادم عادة ، بل تجعلها تدور حول بعضها البعض. بالمقاييس الزمنية التي تبلغ 10 ^ <19> دولار في السنة ، سيتم طرد معظم النجوم من المجرة (Adams ، ص 12). (لقد وجدت هذا غير منطقي بسبب الحفاظ على الطاقة ، ولكن في تفاعل الجاذبية ، لا يوجد حد أدنى للطاقات الكامنة السلبية التي يمكنك تحقيقها ، لذا فهي تختلف عن غاز الذرات.) لن يتم طرد أقلية من النجوم وقد يتم طردها. إما أن تخضع لتصادمات عشوائية (بمقياس زمني 10 ^ <22> دولار في السنة للأقزام البنية ، أو لفترة أطول بكثير بالنسبة للنجوم المتدهورة) أو تهاجر تدريجياً نحو قلب المجرة على نطاقات زمنية قدرها 10 ^ <24> دولار في السنة بسبب تبدد الطاقة في موجات الجاذبية (آدمز ، ص 13). في النهاية ، سينتهي الأمر بحوالي 1-10٪ من النجوم التهامها من قبل الثقب الأسود المركزي ، بينما يهرب الباقي من المجرة (Adams، p. 17).

هل ستسيطر الثقوب السوداء على الكون في النهاية؟

لا ، كما هو موصوف أعلاه ، ينتهي الأمر بمعظم النجوم كأقزام بنية ، أو أقزام بيضاء ، أو نجوم نيوترونية ، تنبثق من مجراتها. يفقد جسم مثل القزم البني ذراته تدريجيًا في الوسط النجمي. بسبب بعض الديناميكا الحرارية المضادة للحدس ، من المحتمل أن تتأين هذه الذرات في نهاية المطاف تلقائيًا (Baez 2004). يقدم بايز حجة عامة تأخذ في الاعتبار البيئة الكونية ، ولكن للحصول على الفكرة الأساسية ، أحب الحجة التالية التي قدمها Peierls 1979. خذ غازًا من ذرات الهيدروجين. المجموع $ Z = Sigma_يتباعد ^ infty e ^ <- beta E_n> $ ، لذلك في حدود التركيز المنخفض ، حيث يمكن أن يرتفع $ n $ بشكل تعسفي ، فإن احتمال أي حالة منفصلة هو صفر. على الرغم من أن درجة الحرارة تنخفض أيضًا بمرور الوقت ، إلا أنها تصل إلى حد محدود ، والذي يحدده إشعاع هوكينغ المرتبط بالأفق الكوني.

يحول هذا التأين نجومنا الميتة إلى مجموعة من الجسيمات الضخمة غير المقيدة ، والتي تضيف إلى تعداد هذه الجسيمات التي لم تصادف قط أن تتعرض لانهيار الجاذبية في جسم عياني. (إذا كان تحلل البروتون موجودًا ، فإنه يعدل هذه الصورة إلى حد ما ، على سبيل المثال ، النجوم النيوترونية تتطور بطرق معينة ، ولكن النتيجة النهائية يجب أن تكون هي نفسها).

بالإضافة إلى هذه الجسيمات ، لدينا عدد من الثقوب السوداء. على نطاقات زمنية طويلة بما فيه الكفاية ، تتبخر هذه الجسيمات إلى مجموعة متنوعة من الجسيمات ، وأكثرها عددًا عبارة عن فوتونات (ولكن كل يتم إنشاء النوع المحتمل من الجسيمات بواسطة إشعاع هوكينج).

إذن لدينا الآن كون سكانه الوحيدون هم جسيمات فردية مختلفة: الفوتونات بالإضافة إلى الجسيمات الضخمة. عندما يتمدد الكون بمعامل مقياس $ a $ ، فإن كثافة الطاقة والكتلة الناتجة عن الفوتونات تنخفض إلى $ a ^ <-4> $ ، في حين أن كثافة الكتلة والطاقة الناتجة عن جزيئات المواد تذهب مثل $ a ^ <- 3 > دولار. يرجع الاختلاف في الأسس إلى أن الفوتونات تتحول إلى اللون الأحمر من الناحية الكونية. سيؤدي هذا إلى أن تصبح الفوتونات في النهاية مكونًا مهملاً من حيث مساهمتها في كثافة الكتلة والطاقة.

يتسبب التوسع الكوني المتسارع في أن تنتهي الجسيمات الضخمة (غالبًا المادة المظلمة والنيوترينوات والإلكترونات والبوزيترونات) في نهاية المطاف داخل آفاقها الكونية ، لذلك لم يعد بإمكانها التفاعل.

يمكنك الحصول على بعض الاختلاف في القصة أعلاه إذا وضعت افتراضات غير عادية حول معادلة حالة الطاقة المظلمة. يبدو أن بايز ، على سبيل المثال ، يفترض ضمنيًا أن الطاقة المظلمة تعمل مثل الثابت الكوني ، وهو التفسير الأكثر تحفظًا في الوقت الحالي. ولكن ، على سبيل المثال ، من الممكن في ظل افتراضات أخرى أن يكون لديك سيناريو "مزق كبير".

يبدو أن هناك عددًا هائلاً من الأشخاص على الإنترنت يعتقدون أن الكون في المستقبل البعيد لن يتكون من شيء سوى الفوتونات ، حيث سيتم إعادة تدوير كل المادة من خلال الثقوب السوداء وإشعاع هوكينغ. يُظهر التحليل أعلاه أن هذا ببساطة غير صحيح ، ولكن يبدو أن هذا الاعتقاد الشعبي له نفس النوع من القبضة على الوعي الشعبي مثل الحقائق الخاطئة الأخرى مثل كلمة Eskimos التي تستخدم $ n $ للثلج أو الاعتقاد بأن الناس يجب أن يشربوا ثمانية أكواب. من الماء يوميا. سبب واحد يمكننا أن نكون جدا sure that the claim about photons is not true is that Roger Penrose is a very smart guy, and he had a theory called conformal cyclic cosmology (CCC) which only seemed to be viable if he could find a way to get all matter to be recycled into photons in the distant future. This gave him the strongest possible motivation to look for mechanisms to make that happen, and after considerable (publicized) effort, he failed.

Adams and Laughlin, "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects," 1997, http://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131

Dyson, Time without end: Physics and biology in an open universe, Reviews of Modern Physics 51 (1979), pp. 447–460, doi:10.1103/RevModPhys.51.447.


Shared Flashcard Set

This diagram represents the life track of a 1 solar mass star. Refer to the life stages labeled with roman numerals. During which stage is the star's energy supplied by primarily by gravitational contraction?

This diagram represents the life track of a 1 solar mass star. Refer to the life stages labeled with roman numerals. During which stage does the star have an inert (non-burning) الهيليوم core?

This diagram represents the life track of a 1 solar mass star. Refer to the life stages labeled with roman numerals. Which stage lasts the longest?


This diagram represents the life track of a 1 solar mass star. Refer to the life stages labeled with roman numerals. During which stage does the star have an inert (non-burning) carbon core surrounded by shells of helium and hydrogen burning?

This diagram represents the life track of a 1 solar mass star. Refer to the life stages labeled with roman numerals. What will happen to the star بعد stage viii?

Why is nuclear fusion necessary to power the Sun (why other energy sources, such as chemical energy or gravitational contraction, don’t work).

Name some of the the total inputs and outputs

of the main fusion process that powers that Sun.

Inputs - Hydrogen (1 proton, 1 electron)

Fusion is things coming together and Fission is breaking them apart.

Fission has to do with massive radioactive elements (found in powerplants).

  • Needs to be high temperatures and high density
  • High density AND high particle movement

Gamma rays come out of the center of the sun. Photons bounce in the sun for A WHILE (10,000 years).

When they diffuse out and are reemitted, it takes 8 minutes for them to reach Earth.

This is the energy production at the center of the شمس. The sun keeps it regulated.

O- type: More massive = brighter, live shorter.

M- type: Less massive = dim, live longer.

the relationship between luminosity and apparent

brightness (the inverse-square law)

Compare 2 stars with different luminosities.

One is a 10 solar mass star (10 MSUN).

It also contains 1000 solar luminosities (1000 LSUN).

The Lifetime is 50 Million Years.

Calculate the lifetime of a star with

Main sequence vs. Low mass

THE SUN is on it's main sequence for 90% of its life (the time for most stars). THEN

  1. The run out of fuel in the center
  2. It then wants to start fusing helium
  3. But the core is not hot enough to begin
  4. This is when it is labeled as a "Sub-Giant Star"
  5. Then it becomes BIG
  6. Then the SUN is reborn
  7. It fuses helium into carbon
  8. THEN becomes giant ONCE MORE!
  9. Finally becomes a white dwarf
  10. It's luminosity and mass both decrease

Fusion KEEPS happening with them.

Layers of elements inside are formed. The core of elements, like iron, is formed and here is where it stops.

  1. The iron core is massive
  2. It collapses - a supernova insues
  3. A black hole or neutron star is formed
  4. USUALLY fusion stops

High mass star = IRON requires not produces energy

Low mass star = temperature isn't high enough

(اur Best Alien Friends جيive كids مilk)

This is a TEMPERATURE sequence. Only on the MAIN SEQUENCE is there a relationship between TEMP. and MASS.

With graphs that have a STRAIGHT LINE . it means they are all giant stars, and YOUNG

With graphs that CURVE or are weird . it means they

are only main sequence and with LOW MASS.

A LACK of BRIGHT BLUE stars mean that is is an older star cluster.

This is the OBAFGKM. Imagine the O starting at the top left of the diagram and the M at the bottom right.

The most frequent stars are م.


The most rare are O.

Novae = White dwarf and other stars . it is when a star dumps its mass, has a little explosion.

Supernova = White dwarf burns up in day . when the IRON CORE collapses and EXPLODES. Happens to MASSIVE stars.


The fate of the universe—heat death, Big Rip or cosmic consciousness?

Black holes will be all that remains before the universe enters heath death. But the story doesn’t end there… Credit: NASA/ESA/wikimedia

By piecing together an increasing number of clues, cosmologists are getting closer to understanding what the future and ultimate fate of the universe will be. And I'm afraid the news is not good. Star formation will cease and black holes will take over until they eventually evaporate into nothingness. There could even be a "Big Rip" on the horizon. But for those who don't mind waiting another 10 10 50 years or so, things may start to look up as a number of bizarre events could take place.

But before we consider random events in the very far future, let's start with what we know about the past and the present.

The reason we can investigate the past evolution of the universe is that, in some regards, astronomy is analogous to archaeology. Explicitly: the further we peer away from our home planet, the further back in time we see in to the universe. And when we look far back in time, we observe that galaxies are closer together than they are at present. Although only one strand of evidence among many, this observation – coupled with Einstein's theory of general relativity – means that the universe started with a Big Bang and has been expanding ever since.

Late last century, one of the most pressing issues in modern cosmology was to measure the deceleration rate of the universe. Given the amount of mass observed in the cosmos it was thought that it might be enough to cause an eventual contraction of the expansion.

Remarkably, two independent teams of scientists found the exact opposite. The universe was not slowing down in its expansion, it was accelerating. This profound discovery lead to the Nobel prize in physics in 2011. However, understanding the implications of it remains challenging.

One way to think about the accelerating universe is that there must be some kind of material (or field) that permeates the universe that exerts a negative pressure (or a repulsive gravity). We call this dark energy.

This may sound a bit far-fetched, but independent experiments have been conducted to corroborate the acceleration of the universe and the existence of dark energy. From 2006, I was involved in the WiggleZ Dark Energy Survey – a scientific experiment to independently confirm the acceleration. Not only did we find that the acceleration is happening, but we provided compelling evidence that the cause of this was dark energy. We observed that dark energy was retarding the growth of massive superclusters of galaxies.

The growth rate of superclusters like Virgo is providing strong evidence for the existence of dark energy. Credit: Andrew Z. Colvin/wikimedia, CC BY-SA

We therefore suggested that dark energy is real. If the concept of dark energy and its repulsive gravitation force is too weird, then an alternative to consider is that perhaps our theory of gravitation needs to be modified. This might be achieved in in a similar way that relativity advanced Newtonian gravitation. Either way, we need new physics to explain it.

Before turning to the very distant future, I will mention another relevant survey: GAMA. Using that survey, we found that the universe is slowly "dying". Put another way: the peak era of star formation is well behind us, and the universe is already fading.

The more "immediate" future can be predicted with some certainty. Five billion years from now, the sun will enter its red giant phase. Depressingly, no more than two more billion years after that, it will consume Earth.

After that, the relative strength of dark energy and how it might vary over time becomes important. The stronger and faster the repulsive force of dark energy is, the more likely it is that the universe will experience a Big Rip. Put bluntly: the Big Rip is what happens when the repulsive force of dark energy is able to overcome gravitation (and everything else). Bodies that are gravitationally bound (such as our local supercluster, our own Milky Way galaxy, our solar system, and eventually ourselves) become ripped apart and all that is left is (probably) lonesome patches of vacuum.

The data from the WiggleZ survey and other experiments do not rule out the Big Rip, but push it in to the exceptionally far future (if at all).

Somewhat more pressing is the heat death of the universe. As the universe carries on expanding, we will no longer be able to observe galaxies outside our local group (100 million years from now). Star formation will then cease in about 1-100 trillion years as the supply of gas needed will be exhausted. While there will be some stars around, these will run out of fuel in some 120 trillion years. All that is left at that point is stellar remnants: black holes, neutron stars, white dwarfs being the prime examples. One hundred quintillion (10 20 ) years from now, most of these objects will be swallowed up by the supermassive black holes at the heart of galaxies.

In this way, the universe will get darker and quieter until there's not much going on. What happens next will depend on how fast the matter in the universe decays. It is thought that protons, which make up atoms along with neutrons and electrons, spontaneously decay into subatomic particles if you just wait long enough. The time for all ordinary matter to disappear has been calculated to be 10 40 years from now. Beyond this, only black holes will remain. And even they will evaporate away after some 10 100 years.

Fishy? The far future of the universe could rather bizarre. Credit: AK Rockefeller/Flickr, CC BY-SA

At this point, the universe will be nearly a vacuum. Particles that remain, like electrons and light particles (photons), are then very far apart due to the universe's expansion and rarely – if at all – interact. This is the true death of the universe, dubbed the "heat death".

The idea comes from the second law of thermodynamics, which states that entropy – a measure of "disorder" or the number of ways a system can be arranged – always increases. Any system, including the universe, will eventually evolve into a state of maximum disorder – just like a sugar cube will always dissolve in a cup of tea but would take an insanely long time to randomly go back to an orderly cube structure. When all the energy the in the cosmos is uniformly spread out, there is no more heat or free energy to fuel processes that consume energy, such as life.

Boltzmann Brains and new Big Bangs

All of the above seem very bleak to say the least. So I will end this article on a highly speculative, probably wrong, completely untestable, but more positive, note.

According to the strange rules of quantum mechanics, random things can pop up from a vacuum. And it is not just a mathematical quirk: The existence of particles suddenly coming into existence and then disappearing again is seen constantly in particle physics experiments. However, there is no reason why so-called "quantum fluctuations" could not give rise to an entire atom.

There has even been speculation that a "brain", dubbed a Boltzmann brain, could be created in this context. The timescale for such a thing to appear? Well, that has been computed at 10 10 50 years.

And a new Big Bang? That could be on the way in some 10 10 10 56 years.

This story is published courtesy of The Conversation (under Creative Commons-Attribution/No derivatives).


Fusion

  • Describe the nuclear reactions in a nuclear fusion reaction
  • Quantify the energy released or absorbed in a fusion reaction

The process of converting very light nuclei into heavier nuclei is also accompanied by the conversion of mass into large amounts of energy, a process called fusion . The principal source of energy in the sun is a net fusion reaction in which four hydrogen nuclei fuse and produce one helium nucleus and two positrons. This is a net reaction of a more complicated series of events:

A helium nucleus has a mass that is 0.7% less than that of four hydrogen nuclei this lost mass is converted into energy during the fusion. This reaction produces about 3.6 × 10 11 kJ of energy per mole of (ce<^4_2He>) produced. This is somewhat larger than the energy produced by the nuclear fission of one mole of U-235 (1.8 × 10 10 kJ), and over 3 million times larger than the energy produced by the (chemical) combustion of one mole of octane (5471 kJ).

It has been determined that the nuclei of the heavy isotopes of hydrogen, a deuteron, (^2_1H) and a triton, (^3_1H), undergo fusion at extremely high temperatures (thermonuclear fusion). They form a helium nucleus and a neutron:

This change proceeds with a mass loss of 0.0188 amu, corresponding to the release of 1.69 × 10 9 kilojoules per mole of (ce<^4_2He>) formed. The very high temperature is necessary to give the nuclei enough kinetic energy to overcome the very strong repulsive forces resulting from the positive charges on their nuclei so they can collide.

Figure (PageIndex<1>): Fusion of deuterium with tritium creating helium-4, freeing a neutron, and releasing 17.59 MeV of energy, as an appropriate amount of mass changing forms to appear as the kinetic energy of the products, in agreement with kinetic (E = &Deltamc^2), where &Deltam is the change in rest mass of particles.[Image use with permission via Wikipedia (Wykis)

The most important fusion process in nature is the one that powers stars. In the 20th century, it was realized that the energy released from nuclear fusion reactions accounted for the longevity of the Sun and other stars as a source of heat and light. The fusion of nuclei in a star, starting from its initial hydrogen and helium abundance, provides that energy and synthesizes new nuclei as a byproduct of that fusion process. The prime energy producer in the Sun is the fusion of hydrogen to form helium, which occurs at a solar-core temperature of 14 million kelvin. The net result is the fusion of four protons into one alpha particle, with the release of two positrons, two neutrinos (which changes two of the protons into neutrons), and energy (Figure (PageIndex<2>)).

Figure (PageIndex<2>): (left) The Sun is a main-sequence star, and thus generates its energy by nuclear fusion of hydrogen nuclei into helium. In its core, the Sun fuses 620 million metric tons of hydrogen each second. (right) The proton-proton chain dominates in stars the size of the Sun or smaller.

Calculate the energy released in each of the following hypothetical processes.

  1. (ce<3 ^4_2He ightarrow ^<12>_6C>)
  2. (ce<6 ^1_1H + 6 ^1_0n ightarrow ^<12>_6C>)
  3. (ce<6 ^2_1D ightarrow ^<12>_6C>)
  1. (Q_a = 3 imes 4.0026 - 12.000) ,amu imes (1.4924 imes 10^ <-10>,J/amu) = 1.17 imes 10^ <-12>,J)
  2. (Q_b = (6 imes (1.007825 + 1.008665) - 12.00000), amu imes (1.4924 imes 10^ <1-0>J/amu) = 1.476 imes 10^ <-11>,J)
  3. (Q_c = 6 imes 2.014102 - 12.00000 , amu imes (1.4924 imes 10^ <-10>, J/amu) = 1.263 imes 10^<-11>, J)

Fusion of (ce) to give (ce) releases the least amount of energy, because the fusion to produce He has released a large amount. The difference between the second and the third is the binding energy of deuterium. The conservation of mass-and-energy is well illustrated in these calculations. On the other hand, the calculation is based on the conservation of mass-and-energy.


Most Particles Decay — But Why?

Particle physicists have discovered a slew of apparently elementary particles, and there may be more. But most of these types of particles aren’t just lying around on the floor waiting for us to sweep them up we’ve had to build special machines like the Large Hadron Collider to produce, discover and study them. لماذا هذا؟ Because most of these particles — with the exceptions of the ones out of which we ourselves are made, and a couple of others — fall apart (“decay”) into other particles in a tiny fraction of a second. I mean tiny: a millionth of a second is forever. Some of these particles survive only a trillionth of a trillionth of a second, or even less! (You may well wonder how we find such evanescent things! That’s another article or you can read about how physicists are trying right now (August 2011) to find the Higgs particle.)

In this little article, using some pretty decent though imperfect analogies, I’m going to give you some insights into why decay is the ultimate fate of most elementary particles.

You may recall (or you may want to read this article [coming soon] or the first part of the Higgs Particle FAQ) that waves in a quantum world are actually made from particles sound waves are made from phonons, light waves are made from photons, and so on. Or you can just accept this and read on.

Particle decay is to particles as “dissipation” is to waves, which is something with which you are very familiar (though you may not know it yet — read on!)

[ dissipate: to become scattered or dispersed be dispelled disintegrate: The sun shone and the mist dissipated.]

Nothing lasts forever, including the sound of a plucked string on a guitar or violin, or a struck note on a xylophone. In fact, before there is sound, there is vibration. The guitar string or xylophone key vibrates back and forth. Why do you hear a sound, even though the string is far from your ear? You hear it because the string, as it vibrates through the air, makes the air vibrate, creating waves that move through the air and reach your ears, making your ear-drums flap back and forth — a motion which your brain converts into your experience of a musical tone.

Why does the sound of the string gradually die off? When you plucked the string, you exerted yourself a little bit, and some of the energy you used was turned into energy of the vibrating string. Energy is conserved — it is neither created nor destroyed, though it can move from place to place and change from type to type. Little by little the energy which manifests itself in the vibrations of the string is lost, converted to other things. Some is lost to the vibrations of the air, and thus to the sound waves. Some is lost to friction and thereby to heat, which involves microscopic vibrations of molecules in the string and in the pegs that hold the string in place. This conversion of one type of vibration to many other types, and the transfer of energy from the large-scale motion of the vibrating string to other places, is called dissipation. Dissipation happens because the vibrating string is in contact with — has some sort of interaction with — other things, in particular the air and the pegs at its two ends, and also because of its own internal structure.

At left, a string is plucked the energy expended in plucking the string is turned into the energy of the string's vibrations. Right: the string's vibrations serve to make waves in the air, and to warm up the pegs at the end of the string as well as the string itself, through friction. In this way the energy of the vibrations gradually dissipates into waves in the air and vibrations of microscopic molecules.

Particles decay by a similar sort of dissipation, but this is where quantum mechanics comes in and makes things different. While the vibrations of the string disappear gradually into broad waves of sound and the jiggling of hordes of atoms and molecules, a typical particle can decay فجأة into just two, or three, or maybe four lighter-weight particles. This is just the quantum version of dissipation it is the same basic idea, with a quantum twist.

For example, a Higgs particle may decay suddenly into two particles of light (“photons”) a Z particle may decay suddenly to a muon and an anti-muon.

Terminology: Particles that decay rapidly are called “unstable” particles that never decay are called “stable”. Particles that take a long time to decay are often called “metastable” or “long-lived” — but CAUTION: “long-lived” and “metastable” are relative terms whose precise meaning is context-dependent.

Above: A Higgs particle, at rest. Below: The Higgs particle may spontaneously, rapidly and permanently disintegrate into two photons (particles of light.)

A small warning: I’ve had to white lie just a bit here. The phenomenon of dissipation that particles undergo is a quantum version of the dissipation that waves are subject to — that is true. But in order to appeal to your intuition, I have described a type of dissipation that you are familiar with, and though similar it is not quite the one that is responsible for most particle decays.

Almost all particles known to us decay, most very rapidly. The only known stable particles in nature (for reasons to be explained later) نكون

  • the electron (and anti-electron)
  • the lightest of the three types of neutrinos (and its anti-particle)
  • the photon (which is its own anti-particle)
  • the graviton (which has not yet been observed and won’t be detectable any time soon, though gravitational waves have been indirectly detected and probably will be observed soon)

Then there are some particles that might be stable but probably are just extremely long-lived — with lifetimes so long that only a small number of them have decayed since the Big Bang. These probably-metastable particles include

  • the other neutrinos (and anti-neutrinos… I’m going to stop mentioning the anti-stuff, it goes without saying)
  • The proton (which is not an elementary particle, see here)
  • Many atomic nuclei (the cores of all the types of atoms we see around us)

The other rather long-lived particle is the neutron, which when on its own, outside an atomic nucleus, lives just 15 minutes or so. But neutrons inside many atomic nuclei can live far longer than the age of the universe such nuclei provide them with a stable home.

What determines how quickly particles decay? Well, let’s ask what determines how fast the waves on the vibrating string dissipate. It has to do with what objects the string interacts with (the air, the pegs on its ends, itself) and how strongly the string interacts with those other things. Air is easy to push around, so a guitar string can ring for quite some time. But if you put the string in a bathtub, its vibrations would die away much faster, because the string, in making water ripples, would use up its vibrational energy much faster. And you yourself can make the dissipation occur much faster if you put your finger right on the edge of the string. This is because (as you can feel) the atoms and molecules in your finger start to absorb the energy. Since you are interacting more strongly with the string than anything else, you determine thereby how quickly the vibrations die out. The harder you press on the string, the more strongly you interact with it, and the more rapidly the sound stops.

What is true for wave dissipation is true for particle decay. Some types of particles interact with each other strongly, others less so. For instance, photons interact with ordinary solid matter strongly, which is why the earth is opaque to light neutrinos interact with ordinary solid matter very weakly, which is why they usually travel straight through the earth. Quarks have very strong interactions with each other, which is why they are always stuck inside composite particles like protons. But quarks interact with electrons rather weakly, so electrons can easily fly free of quarks — and this is why electrons in atoms are found orbiting at a relatively great distance from the protons and neutrons that make up the tiny atomic nuclei.

Suppose a particle of one type (the “parent”) is able to decay to two or more particles of other types. The stronger is the interaction between these types of particles, the more likely the decay is to occur — and thus the more common is that type of decay, and the shorter is the “lifetime” of the parent particle. For instance, the Higgs particle interacts very weakly with light, which is why its decay to two photons is rare. But it interacts much more strongly with W particles, and so, if it is heavy enough to decay to W particles, it does so most of the time. See here or here for more details on the Higgs and its decays.

So now you know that the basic physics behind particle decay is a quantum version of what you see around you: the dissipation that is happening to vibrations of all types. You know now that the speed of dissipation has to do with how strongly a vibrating object interacts with other objects and that in an analogous way, particles that have stronger interactions will typically decay faster than those that have weaker ones. But this is not the whole story. Quantum mechanics influences particle decay in ways that are not intuitive from daily life, and determines why some particles do not decay at all, or decay only very slowly. Fortunately these features can be mostly stated as rather simple rules.


Q: Does the 2nd law of thermodynamics imply that everything must eventually die, regardless of the ultimate fate of the universe?

فيزيائي: The 2nd law of thermodynamics states that in any closed system entropy will increase over time. The exact rate at which entropy increases is situation dependent (e.g., being on fire or not).

As a quick aside, one of my favorite Creationist (pardon, “Intelligent Design”) arguments uses the second law. That is, a living Human body has far less entropy than an equivalent amount of (most) inorganic matter, so how could living things have come from non-living things? Well, that’s a stunningly hard question, and we’re working on it. Patience. However, entropy isn’t a problem here, because the system of the biosphere is not closed . We get a constant supply of low-entropy visible light from the Sun, and the Earth in turn sprays out a hell of a lot of high-entropy infra-red light. For every one photon we get from the Sun we re-emit about twenty randomly into space. That huge entropy sink is more than enough to offset all life, and a lot more.

The Bowhead Whale and the Galápagos Tortoise: two species lucky enough to live for a couple hundred years.

Back to the point. Is the long, grinding, inevitable decay of the body inevitable in theory as well as in practice? Nope.

Nothing survives the heat death of the universe of course, but there’s strong evidence that, if the environment stayed more or less the way it is today, then something “Human-ish” could live (maybe) indefinitely. Single-celled organisms never die of old age, they either die for environmental reasons or tiny murder. Instead of dying when they get old, they split in half and each half then grows to full size and repeats the process. In a very literal sense, we’re all just different parts of the same, still-living, ancient primordial life form (much love, Chopra).

Single celled organisms: kinda immortal.

There are (very) living examples of creatures today that just don’t die on their own, such as the Turritopsis Nutricula jellyfish (which has been shown to indefinitely cycle between it’s adult and adolescent forms) and maybe (but probably not), the Hydra genus. The point is dying of old age is not a written-in-stone requirement for life.

The hydra which might be immortal, and the Turritopsis nutricula jellyfish which almost certainly is.

So, things don’t grow old and die due to entropy (strictly). The effect of entropy seems to take the form of the accumulation of injuries, toxins, parasites, mutations, and general wear and tear. The “choice” that a species has to make is between fixing bodies as they accrue damage, or shitcanning them and starting over. By “shitcan and start over” I mean put a lot of energy into perfectly maintaining a few hundred cells (the “germ line“) and fixing عظم of the damage throughout the rest of the body. New creatures that grow out of the germ line (babies) start with a damage-free blank slate.

Also bonus! Dying of old age helps clear the way for evolution to do it’s thing. The young (and slightly different) merely have to compete with each other, instead of well established and ancient creatures. Without natural death Earth might be home to nothing more interesting than mold (which is boring).

Now consider this: the statement that “entropy always increases” is just a fancy way of saying that “the world tends toward the most likely/stable end” or “the world tends to be in a state that has the most ways of happening”. In this case, there are a lot more ways to be dead than alive. As a result, you may have noticed that there are plenty of ways to accidentally die, but really just the one way to accidentally come to life. Statisticians (being weird and morbid) have figured out that if Humans were biologically immortal the average lifespan would be around 600-700 years. It takes about that long to slip in the shower or something (statistically).


Structure

Internal structures of main sequence stars, convection zones with arrowed cycles and radiative zones with red flashes. To the left a low-mass red dwarf, in the center a mid-sized yellow dwarf, and, at the right, a massive blue-white main sequence star.

The interior of a stable star is in a state of hydrostatic equilibrium: the forces on any small volume almost exactly counterbalance each other. The balanced forces are inward gravitational force and an outward force due to the pressure gradient within the star. The pressure gradient is established by the temperature gradient of the plasma the outer part of the star is cooler than the core. The temperature at the core of a main sequence or giant star is at least on the order of 10 7 K. The resulting temperature and pressure at the hydrogen-burning core of a main sequence star are sufficient for nuclear fusion to occur and for sufficient energy to be produced to prevent further collapse of the star.

As atomic nuclei are fused in the core, they emit energy in the form of gamma rays. These photons interact with the surrounding plasma, adding to the thermal energy at the core. Stars on the main sequence convert hydrogen into helium, creating a slowly but steadily increasing proportion of helium in the core. Eventually the helium content becomes predominant, and energy production ceases at the core. Instead, for stars of more than 0.4 M , fusion occurs in a slowly expanding shell around the degenerate helium core.

In addition to hydrostatic equilibrium, the interior of a stable star will also maintain an energy balance of thermal equilibrium. There is a radial temperature gradient throughout the interior that results in a flux of energy flowing toward the exterior. The outgoing flux of energy leaving any layer within the star will exactly match the incoming flux from below.

The radiation zone is the region of the stellar interior where the flux of energy outward is dependent on radiative heat transfer, since convective heat transfer is inefficient in that zone. In this region the plasma will not be perturbed, and any mass motions will die out. If this is not the case, however, then the plasma becomes unstable and convection will occur, forming a convection zone. This can occur, for example, in regions where very high energy fluxes occur, such as near the core or in areas with high opacity (making radiatative heat transfer inefficient) as in the outer envelope.

The occurrence of convection in the outer envelope of a main sequence star depends on the star's mass. Stars with several times the mass of the Sun have a convection zone deep within the interior and a radiative zone in the outer layers. Smaller stars such as the Sun are just the opposite, with the convective zone located in the outer layers. Red dwarf stars with less than 0.4 M are convective throughout, which prevents the accumulation of a helium core. For most stars the convective zones will also vary over time as the star ages and the constitution of the interior is modified.

This diagram shows a cross-section of the Sun.

The photosphere is that portion of a star that is visible to an observer. This is the layer at which the plasma of the star becomes transparent to photons of light. From here, the energy generated at the core becomes free to propagate into space. It is within the photosphere that sun spots, regions of lower than average temperature, appear.

Above the level of the photosphere is the stellar atmosphere. In a main sequence star such as the Sun, the lowest level of the atmosphere, just above the photosphere, is the thin chromosphere region, where spicules appear and stellar flares begin. Above this is the transition region, where the temperature rapidly increases within a distance of only 100 km (62 mi). Beyond this is the corona, a volume of super-heated plasma that can extend outward to several million kilometres. The existence of a corona appears to be dependent on a convective zone in the outer layers of the star. Despite its high temperature, and the corona emits very little light, due to its low gas density. The corona region of the Sun is normally only visible during a solar eclipse.

From the corona, a stellar wind of plasma particles expands outward from the star, until it interacts with the interstellar medium. For the Sun, the influence of its solar wind extends throughout a bubble-shaped region called the heliosphere.


شاهد الفيديو: القزم الابيض-النجم الطارق- النجم الثاقب- الثقب الاسود- الثقب الاسود العظيم- الانفجار العظيم. 2 #10 (كانون الثاني 2023).