Czy po śmierci gwiazdy pozostało wystarczająco dużo wodoru, aby kolejna gwiazda miała dość światła?

10

Gwiazda zużywa sporo wodoru w swoim życiu i praktycznie „odkurza” wszystko w swoim otoczeniu. Czy po śmierci (ostatecznie przez supernową, która rozprzestrzeni cały swój skład w ciągu lat świetlnych), w tym obszarze pozostało wystarczająco dużo wodoru, aby rozjaśnić nową gwiazdę? I czy ta gwiazda będzie bardziej krótkotrwała w porównaniu do swojej poprzedniczki?

— Andrei
źródło

Niedawno zadałem powiązane pytanie: astronomy.stackexchange.com/questions/6243/… . Odpowiedź Waltera jest całkiem dobra i może obejmować twoje pytanie.

— HDE 226868

Czy pytasz, czy możliwe jest uformowanie gwiazdy w miejscu, gdzie wybuchła supernowa?

— LDC3,

Tak, ponieważ myślę, że jest mało prawdopodobne, aby utworzyć się w tym samym przybliżonym obszarze co poprzedni.

— Andrei

5

W twoim pytaniu jest kilka nieporozumień.

Po pierwsze, gwiazda nie odkurza wszystkiego w swoim otoczeniu . Raczej powstaje z kondensacji w chmurze gazowej, która z kolei zapada się w proto-gwiazdę otoczoną dyskiem gazowym, co może przyczynić się do dalszego rozwoju materiału. Utworzona w ten sposób gwiazda zazwyczaj nie otrzymuje więcej gazu (wyjątkami są symbiotyczne gwiazdy binarne itp.).

Po drugie, gwiazda o masie przekraczającej M (zwykle po długim czasie) cierpi z powodu supernowej, gdy większość jej otoczki zostaje odrzucona z powrotem w przestrzeń kosmiczną. Ten gaz jest nadal głównie wodorem, chociaż jest wzbogacony o „metale” (pierwiastki inne niż pierwotne). Jednak gaz jest gorący i szybko się porusza, a zatem nie jest w stanie uformować kolejnej gwiazdy. $\sim8$ $_\odot$

Po trzecie, gaz z supernowej ostatecznie miesza się z innym gazem i rozpuszcza się w ogólnej puli ośrodka międzygwiezdnego (ISM). Niektóre z nich mogą ostygnąć, tworząc chmurę molekularną (jako chmurę gazową, w której dominuje cząsteczkowy ), która z kolei może stać się miejscem powstawania nowej gwiazdy. $H_2$

Wiemy, że Słońce powstało z wzbogaconego materiału, który jest mieszaniną pierwotnego gazu z wyrzutami kilku supernowych.

— Walter
źródło

2

Być może zechcesz ponownie sprawdzić statystyki dotyczące liczby mas Słońca - myślę, że bardziej przypomina 8-ish.

— HDE 226868

2

Kilka supernowych? Myślę, że skala czasowa mieszania dla SNR w Galaktyce wynosi 100 Myr i rzędu 1 miliarda wybuchła przed narodzinami Słońca (tj. Każda supernowa miała dziesiątki mieszanych skal czasowych do rozproszenia w całej Galaktyce). Sądzę więc, że wiele, wiele supernowych przyczyniło się do powstania mgławicy protosolarnej, chociaż oczywiście jest możliwe, że kilka pobliskich pojawiających się tuż przed narodzinami Słońca mogło mieć większy wpływ.

— Rob Jeffries

2

Nasze słońce jest gwiazdą 3. lub 4. generacji, więc tak, pozostało wystarczająco dużo wodoru, aby stworzyć więcej gwiazd.

Wiemy to, ponieważ nasz układ słoneczny jest dość bogaty w ciężkie pierwiastki, co oznacza, że musiała istnieć co najmniej 1, a prawdopodobnie 2 lub 3 supernowe, które stworzyły te cięższe pierwiastki, które stworzyły wszystkie skaliste planety, asteroidy, komety itp.

Wątpliwe jest, aby nasze słońce zrzuciło wystarczająco dużo wodoru, aby stworzyć kolejną gwiazdę. Teraz jest za mały.

Ponadto, jeśli spojrzysz na filary stworzenia, czyli mgławicę stworzoną przez supernową, zobaczysz, że zachodzą w tej chwili wczesne etapy formowania się gwiazd.

— Scottie
źródło

Dziękuję za Twoją odpowiedź. Myślę, że istnieje małe prawdopodobieństwo, że gwiazda pozostawi wystarczającą ilość wodoru, aby utworzyć inną w tym samym obszarze. Z drugiej strony gwiazdy są BARDZO rozproszone (odległość między Słońcem a Proximą Centauri wynosi około 500x całej średnicy naszego Układu Słonecznego, prawda?), Więc wciąż jest dużo przestrzeni zawierającej wodór, w której nowe gwiazdy mogą być urodzony.

— Andrei

1

Słońce zawiera produkty takich jak miliony supernowych. Resztka supernowej jest mieszana wokół Galaktyki (lub przynajmniej dużej części Galaktyki) w ułamku życia Galaktycznego, a około miliarda supernowych wybuchło przed narodzinami Słońca.

— Rob Jeffries

1

Kolejny komentarz jest taki, że około połowa masy Słońca zostanie zrzucona do ISM pod koniec swojego życia. Większość tego materiału będzie w zasadzie standardową mieszaniną H / He. Na koniec, czy możesz podać odniesienie do filarów stworzenia tworzonych przez supernową?

— Rob Jeffries

2

Po pierwsze, dzięki @ LCD3 za poprowadzenie mnie tutaj właściwą ścieżką. Moja pierwotna odpowiedź była niedokładna, więc się jej pozbyłem.

Supernowa ma miejsce, gdy bardzo masywna gwiazda nie jest już w stanie wytrzymać wystarczającej fuzji jądrowej, aby zwalczyć siłę swojej grawitacji wypychającą ją do wewnątrz. Dzieje się tak po przejściu przez gwiazdę różnych etapów fuzji. Zazwyczaj zaczyna się od stopienia wodoru z helem. Jest to rodzaj fuzji, o której prawdopodobnie słyszałeś najbardziej, ponieważ gwiazdy to głównie wodór i hel. Istnieją jednak inne procesy fuzji, które są równie ważne, jeśli chodzi o przedłużenie życia gwiazdy, które łączą cięższe pierwiastki.

Gwiazda zaczyna się od stopienia jąder wodoru w jądro helu głęboko w jądrze. W ten sposób gwiazda wytwarza energię i jest pośrednio odpowiedzialna za świecenie gwiazdy. Jednak jest tylko tyle tej fuzji, którą gwiazda może przechodzić w swoim rdzeniu. Kiedy wodór rdzenia jest wyczerpany, gwiezdne istoty łączą tam hel. Kontynuuje syntezę wodoru w swoich zewnętrznych warstwach, w których nadal znajduje się wodór. W końcu gwiazda zaczyna brakować helu w rdzeniu i zaczyna stapiać jeszcze cięższe pierwiastki. Stapianie wodoru trwa w najbardziej zewnętrznych warstwach, a stapianie helu zachodzi w dolnych warstwach.

Niestety proces ten może trwać tylko tak długo, a ostatecznie gwiazda nie może dłużej walczyć z grawitacją. W bardzo masywnych gwiazdach prowadzi to do supernowej, która zrzuca dużą część masy gwiazdy w przestrzeń kosmiczną. Czy we wszystkich odrzuconych materiach jest wystarczająco dużo wodoru, aby utworzyć nową gwiazdę? Cóż, nie ma prawie tyle wodoru, ile było w chwili narodzin gwiazdy. We względnie małej masie prekursorów supernowych może nie być wystarczającej ilości wodoru do utworzenia nowej gwiazdy. Jednak w gwiazdach o bardzo dużej masie pozostanie znaczna ilość. Mógłby toutworzyć nową gwiazdę? Prawdopodobnie nie przez długi czas, ponieważ wodór zostanie wyrzucony w kosmos przez supernową i nie byłby zbyt gęsty. Nie byłoby łatwo zapaść się w chmurę gazu, tworząc protogwiazdę. Nie wykluczałbym tego w przypadku gwiazd o bardzo dużej masie, ale w pozostałościach wielu gwiazd prawdopodobnie nie byłoby wystarczającej ilości wodoru, aby utworzyć nową gwiazdę.

Mam nadzieję, że to pomoże.

Źródło wyjaśnienia warstwy: http://www.astronomynotes.com/evolutn/s5.htm . Również wielkie dzięki @ LCD3.

— HDE 226868
źródło

@ LCD3 Dzięki, nie wiedziałem o spalaniu pocisków. Czy uważasz, że odpowiedź jest możliwa do odzyskania?

— HDE 226868

@ LCD3 Dokonano istotnych zmian.

— HDE 226868

Uważam, że wciąż jest wystarczająco wodoru, aby stopić się z helem, nawet do środka rdzenia. Uważa się, że fuzja w gwieździe jest znacznie mniej gęsta niż w reaktorze jądrowym, więc zajmie to trochę czasu, zanim elementy topliwe zgromadzą się w koncentracji. Oczywiście, gdy zbliżasz się do centrum, jest mniej miejsca na wodór.

— LDC3,

Jedną z teorii formowania się gwiazd jest to, że fala uderzeniowa supernowej spręża gaz z pobliskiej mgławicy, co rozpocznie proces formowania się gwiazd.

— Scottie,