الفلك

إلى أي مدى يجب أن يكون نجم التسلسل الرئيسي من النوع الأول؟

إلى أي مدى يجب أن يكون نجم التسلسل الرئيسي من النوع الأول؟


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.

نحن نعلم الكتلة التي يحتاجها القزم الأبيض. هذا محدد جيدًا بواسطة حد Chandrasekhar ، ولكن قبل أن يتحول نجم التسلسل الرئيسي إلى قزم أبيض ، فإنه يفقد جزءًا كبيرًا من مادته في سديم نجمي.

وفقًا لهذا الموقع ، يبلغ حجم القزم الأبيض المتبقي حوالي نصف كتلة نجم التسلسل الرئيسي ، بينما تفقد النجوم الأكبر حجمًا أكثر قليلاً.

إذن ، السؤال: هل من الصحيح أن نقول إن نجمًا كتلته حوالي ثلاث كتل شمسية سيتحول في النهاية إلى مستعر أعظم ، على غرار مستعر أعظم من النوع الأول ، حتى عندما لا يكون جزءًا من نظام ثنائي؟ هل تم رصد هذا النوع من المستعرات الأعظمية من قبل؟

أم أن شيئًا آخر يحدث مثل المراحل الأخيرة لهذا النجم؟ هل يستمر في الانهيار ودورات التمدد ، ويفقد كتلة كافية عندما يصبح قزمًا أبيض أخيرًا يكون أقل من حد Chandrasekhar في الكتلة؟

في الغالب ، ما قرأته عن المستعرات الأعظمية يقول أن المستعرات الأعظمية من النوع 1 تحدث عندما يكتسب قزم أبيض مادة إضافية ويصل إلى الحد الأقصى ، والمستعرات العظمى من النوع 2 أكبر بكثير وتتطلب حوالي 8-11 كتلة شمسية لتوليد قلب الحديد الذي يطلق المستعر الأعظم . ماذا يحدث لموت النجم بين ثلاث كتل شمسية وثماني كتل شمسية؟


هذا هو الأساس الذي ربما يتكرر في مجموعة متنوعة من الأسئلة هنا وفي Physics SE ، لذلك سأختصرها. لقد اختلطت أيضًا في عدة أسئلة مختلفة.

كتلة شاندراسيخار لها قليل جدا لتحديد الكتلة الأولية للجسم التي ستنتهي كنوع معين من بقايا النجوم (أو الثقب الأسود).

يعتمد ما إذا كان النجم سينتهي به الأمر على شكل مستعر أعظم يعتمد بشكل أساسي على كتلته الأولية ، ولكن أيضًا على ما إذا كان لديه رفقاء ثنائيون. هناك (أساسًا) طريقان إلى supernovahood.

  1. إذا كان النجم أكبر من حوالي 8 ملايين دولار _ { odot} دولار ، فسوف يتقدم خلال عدة مراحل حرق نووي. لا يتدهور لب النجم ويستمر في الازدياد كثافة وسخونة خلال كل مرحلة من مراحل الاحتراق. ينتهي به الأمر كحديد. بمجرد أن تتجاوز الكتلة الأساسية للحديد حوالي 1.2 مليون دولار _ { odot} دولار (أي هو كتلة شاندراسيخار لتكوين الحديد) ، ثم تنهار ونحصل على مستعر أعظم من النوع الثاني (انهيار النواة).

في هذا الطريق ، لن تصل نجمة بقيمة 3 ملايين دولار _ { odot} $ إلى أي مكان بالقرب من قدرتها على الانتقال إلى سوبر نوفا. سوف يحرق الهيدروجين والهيليوم ، وينتج أ تتدهور جوهر الكربون والأكسجين. يمكن أن يبرد هذا اللب المتحلل مع الحفاظ على نفس الضغط. يتم إلقاء الطبقات الخارجية من خلال النبضات الحرارية والرياح النجمية الكثيفة في طور الفرع العملاق المقارب ، تاركة وراءها قزمًا أبيض. العلاقة بين الكتلة الأولية للسلف والكتلة النهائية للقزم الأبيض ليست كسرًا مباشرًا. من المحتمل أن تكون حوالي 50٪ لنجم مثل الشمس ، لكن الكسر يشبه 15٪ لكتلة أولية تبلغ 7 ملايين دولار _ { odot} دولار. من المحتمل أن تكون الكتلة القصوى للقزم الأبيض المتكون بهذه الطريقة حوالي 1.1-1.2 مليون دولار _ { odot} $ وبطريقة ما أقل من حد Chandrasekhar لقزم أبيض C / O ($ simeq 1.39M _ { odot} $).

الفقرة السابقة هي أكثر أو أقل ما يجب أن يحدث لجميع النجوم بين حوالي 0.6 مليون دولار _ { odot} دولار (باستثناء أنه لم يكن لديهم الوقت للقيام بذلك حتى الآن) و 8 مليون دولار _ { odot} دولار ، باستثناء أن هناك "منطقة رمادية" صغيرة عند الطرف العلوي للكتلة (7-9 مليون دولار _ { odot} $) حيث يمكنك إنتاج بعض الشيء أكثر ضخامة من الأقزام البيضاء O / Ne.

  1. بمجرد تشكيل قزم أبيض و إذا إنه في نظام ثنائي ، عندها يمكن للقزم الأبيض أن يندمج أو يكتسب كتلة أكبر. في مرحلة ما بالقرب من حد Chandrasekhar ، يشتعل. يتسبب هذا في انفجار مستعر أعظم من النوع Ia (تفجير أو احتراق) (أو على الأقل هذا هو النموذج الرائد لكيفية عمل ذلك). هذا حقًا هو المسار الوحيد الذي يمكن أن ينتهي به نجم كتلته الأولية <8M _ { odot} $ إلى مستعر أعظم.

محتويات

في أوائل القرن العشرين ، أصبحت المعلومات المتعلقة بأنواع النجوم ومسافاتها متاحة بسهولة أكبر. تبين أن أطياف النجوم لها سمات مميزة ، مما سمح بتصنيفها. طور آني جامب كانون وإدوارد سي بيكرينغ في مرصد كلية هارفارد طريقة تصنيف أصبحت تعرف باسم مخطط تصنيف هارفارد ، ونُشر في حوليات هارفارد في عام 1901. [2]

في بوتسدام عام 1906 ، لاحظ عالم الفلك الدنماركي إجنار هيرتزبرونج أن أكثر النجوم احمرارًا - المصنفة على أنها K و M في مخطط هارفارد - يمكن تقسيمها إلى مجموعتين منفصلتين. هذه النجوم إما أن تكون أكثر إشراقًا من الشمس ، أو أكثر خفوتًا. لتمييز هذه المجموعات ، أطلق عليها اسم النجوم "العملاقة" و "القزمة". في العام التالي بدأ في دراسة عناقيد النجوم مجموعات كبيرة من النجوم المتواجدة على نفس المسافة تقريبًا. نشر أول مؤامرات اللون مقابل اللمعان لهذه النجوم. أظهرت هذه المخططات تسلسلًا بارزًا ومستمرًا للنجوم ، أطلق عليه اسم التسلسل الرئيسي. [3]

في جامعة برينستون ، كان هنري نوريس راسل يتبع مسارًا بحثيًا مشابهًا. كان يدرس العلاقة بين التصنيف الطيفي للنجوم وسطوعها الفعلي كما تم تصحيحه بالنسبة للمسافة - مقدارها المطلق. لهذا الغرض ، استخدم مجموعة من النجوم التي لها اختلافات موثوقة والعديد منها تم تصنيفها في جامعة هارفارد. عندما رسم الأنواع الطيفية لهذه النجوم مقابل حجمها المطلق ، وجد أن النجوم القزمة تتبع علاقة مميزة. سمح هذا بالتنبؤ بالسطوع الحقيقي للنجم القزم بدقة معقولة. [4]

من بين النجوم الحمراء التي لاحظها Hertzsprung ، اتبعت النجوم القزمية أيضًا علاقة اللمعان الطيفي التي اكتشفها راسل. ومع ذلك ، فإن النجوم العملاقة أكثر إشراقًا من الأقزام وبالتالي لا تتبع نفس العلاقة. اقترح راسل أن "النجوم العملاقة يجب أن تكون ذات كثافة منخفضة أو سطوع سطحي كبير ، والعكس صحيح بالنسبة للنجوم القزمة". أظهر المنحنى نفسه أيضًا وجود عدد قليل جدًا من النجوم البيضاء الباهتة. [4]

في عام 1933 ، قدم بينجت سترومغرن مصطلح مخطط هيرتزبرونج-راسل للدلالة على مخطط فئة اللمعان-الطيف. [5] يعكس هذا الاسم التطور الموازي لهذه التقنية من قبل كل من Hertzsprung و Russell في وقت سابق من القرن. [3]

عندما تم تطوير النماذج التطورية للنجوم خلال ثلاثينيات القرن الماضي ، تبين أنه بالنسبة للنجوم ذات التركيب الكيميائي المنتظم ، توجد علاقة بين كتلة النجم وإشراقه ونصف قطره. أي ، بالنسبة لكتلة وتركيب معينين ، هناك حل فريد لتحديد نصف قطر النجم واللمعان. أصبح هذا معروفًا باسم نظرية فوغت-راسل التي سميت على اسم هاينريش فوغت وهنري نوريس راسل. من خلال هذه النظرية ، عندما يُعرف التركيب الكيميائي للنجم وموضعه في التسلسل الرئيسي ، يتم أيضًا معرفة كتلة النجم ونصف قطره. (ومع ذلك ، فقد اكتشف لاحقًا أن النظرية تتفكك إلى حد ما بالنسبة للنجوم ذات التكوين غير المنتظم.) [6]

تم نشر مخطط دقيق للتصنيف النجمي في عام 1943 من قبل ويليام ويلسون مورغان وفيليب تشايلدز كينان. [7] حدد تصنيف MK لكل نجم نوعًا طيفيًا - بناءً على تصنيف هارفارد - وفئة لمعان. تم تطوير تصنيف هارفارد من خلال تخصيص حرف مختلف لكل نجم بناءً على قوة خط طيف الهيدروجين ، قبل معرفة العلاقة بين الأطياف ودرجة الحرارة. عند الترتيب حسب درجة الحرارة وعند إزالة الفئات المكررة ، اتبعت الأنواع الطيفية للنجوم ، بترتيب انخفاض درجة الحرارة مع الألوان التي تتراوح من الأزرق إلى الأحمر ، التسلسل O و B و A و F و G و K و M. ذاكري لحفظ هذا التسلسل من الفئات النجمية هو "Oh Be A Fine Girl / Guy، Kiss Me".) تراوحت فئة اللمعان من I إلى V بترتيب تقليل اللمعان. تنتمي نجوم اللمعان من الدرجة V إلى التسلسل الرئيسي. [8]

في أبريل 2018 ، أبلغ علماء الفلك عن اكتشاف أبعد نجم "عادي" (أي التسلسل الرئيسي) ، المسمى إيكاروس (رسميًا ، MACS J1149 Lensed Star 1) ، على بعد 9 مليارات سنة ضوئية من الأرض. [9] [10]

عندما يتشكل النجم الأولي من انهيار سحابة جزيئية عملاقة من الغاز والغبار في الوسط النجمي المحلي ، يكون التكوين الأولي متجانسًا في جميع الأنحاء ، ويتكون من حوالي 70٪ هيدروجين و 28٪ هيليوم وكميات ضئيلة من عناصر أخرى ، بالكتلة. [11] تعتمد الكتلة الأولية للنجم على الظروف المحلية داخل السحابة. (تم وصف التوزيع الكتلي للنجوم المشكلة حديثًا بشكل تجريبي من خلال دالة الكتلة الأولية.) [12] أثناء الانهيار الأولي ، يولد هذا النجم المتسلسل الرئيسي الطاقة من خلال الانكماش التثاقلي. بمجرد أن تصبح كثيفة بدرجة كافية ، تبدأ النجوم في تحويل الهيدروجين إلى هيليوم وإطلاق الطاقة من خلال عملية اندماج نووي طاردة للحرارة. [8]


التسلسل الرئيسي

تسلسل النجوم الرئيسية تدمج الهيدروجين في الهيليوم تعيش النجوم غالبية حياتها (حوالي 90٪) في هذه المرحلة من تطورها. يُعتقد أن شمسنا قد وصلت إلى حوالي 5 مليارات سنة في عمر التسلسل الرئيسي الذي يبلغ 10 مليارات سنة.

في تسلسل النجوم الرئيسي ، يتم موازنة قوة الجاذبية الداخلية (بسبب كتلة النجم) بضغط الغاز الخارجي (بسبب تفاعلات الاندماج النووي في القلب). يسمى هذا التوازن بالتوازن الهيدروستاتيكي.

الشكل 1: التوازن الهيدروستاتيكي.
الائتمان: بريان ووداهل (http://woodahl.physics.iupui.edu/Astro105/)

إذا بدأ النجم في إطلاق طاقة أقل من القلب ، فلن تعود القوى متوازنة. ستؤدي قوة الجاذبية إلى بدء النجم في الانكماش. يؤدي هذا الانكماش إلى زيادة درجة الحرارة والضغط في أعماق النجم. تسمح هذه الظروف للقلب بإطلاق المزيد من الطاقة مما يزيد من ضغط الغاز الخارجي. يعود النجم إلى التوازن ، على الرغم من أنه قد يكون له نصف قطر مختلف قليلاً.

تتحكم كتلة النجم في مقدار الوقت الذي يقضيه النجم في مرحلة التسلسل الرئيسي. تستهلك النجوم الأكثر ضخامة وقودها بسرعة أكبر من النجوم الأقل ضخامة. عندما ينفد وقود النجوم ، لا يمكنها الحفاظ على توازن قوى الجاذبية وضغط الغاز. ينتج عن ذلك نجم يتوسع ويتطور ليصبح إما عملاقًا أحمر أو نجمًا عملاقًا.


التسلسل الرئيسي

هذه المرحلة هي الأطول في دورة حياة نجم ضخم ، وغالبًا ما تستمر لملايين إلى بلايين السنين. في هذه المرحلة ، يتم موازنة قوة الجاذبية الداخلية لكتلة النجم بالدفع الخارجي لنواة الاندماج. التوازن بين القوة الداخلية والخارجية يحافظ على استقرار النجم وتألقه لعدة دهور.

يُطلق على النجم الآن اسم النجم الرئيسي وهو يعطي الضوء والحرارة بثبات. يندمج كل الهيدروجين معًا وينتج الهيليوم. يمتد التسلسل الرئيسي للشمس لما يقرب من 10 مليارات سنة! لكن النجوم الضخمة لها فترة أقل ، بعضها حتى بضعة ملايين من السنين.


التسلسل الرئيسي

إلى جانب النجوم الحمراء الصغيرة ، والنجوم البيضاء المتوسطة والنجوم الزرقاء الكبيرة ، هناك بالطبع كل النجوم الواقعة بين النجوم ، وبعض النجوم الغريبة الكبيرة والحمراء. منذ مائة عام ، عندما كان علماء الفلك يصنفون النجوم لأول مرة ، كانت هذه فوضى مربكة تمامًا ، مع عدم وجود قافية أو سبب على ما يبدو بين لون النجم وسطوعه وحجمه.

جاء الحل مع ما نسميه الآن مخطط هيرتزبرونج-راسل، وهو العمود الفقري لفهم كيف تعيش النجوم حتى اليوم. مخطط Hertzsprung-Russell Russell هو رسم بياني لدرجة حرارة نجم (يمكننا الحصول عليه من لونه) وسطوعه.

إذا أخذت مجموعة كاملة من النجوم ورسمت درجة حرارتها وسطوعها ، بنقطة واحدة لكل نجم على الرسم التخطيطي ، ستجد شيئًا مفاجئًا. اتضح أن النجوم لا تحتوي على كل أنواع تركيبات الألوان والسطوع. بدلاً من ذلك ، هناك شريط يعمل بشكل قطري تعيش عليه الغالبية العظمى من النجوم. يمتد هذا الشريط من النهاية الحمراء القاتمة إلى النهاية الزرقاء الساطعة.

يُعرف هذا الشريط باسم التسلسل الرئيسي، والنجوم التي تحرق الهيدروجين في نوىها (مصدر الوقود الأساسي للغالبية العظمى من حياة النجم) ستعيش في مكان ما على هذا الشريط. مع تقدم النجوم في العمر ، تتحرك ببطء وبلطف إلى أعلى المسار على طول التسلسل الرئيسي ، وتصبح أكثر سطوعًا وأكثر زرقة مع مرور الدهور.

كم من الوقت يعيشون على هذا المسار ، حيث يحرقون الهيدروجين في قلبهم ، يعتمد على مدى كتلتهم. يمكن أن يقضي قزم أحمر منخفض الكتلة تريليونات السنين في التسلسل الرئيسي ، في حين أن نجمًا عملاقًا أكبر من شمسنا قد يستمر لبضعة ملايين من السنين فقط في أحسن الأحوال.

بمجرد انتهاء اندماج الهيدروجين داخل لب النجم ، فإنه يتحرك بعيدًا عن التسلسل الرئيسي ويتطور في اتجاهات مختلفة. تصبح النجوم الكبيرة عمالقة حمراء، التي تحتل مواقعها الخاصة على مخطط Hertzsprung-Russell. قد تتعرج النجوم الأخرى ذهابًا وإيابًا ، بالتناوب بين الزرقة والاحمرار حيث تحاول العناصر الثقيلة الاندماج في أعماق قلوبهم.


من النجم الأولي إلى التسلسل الرئيسي:

--- بعد الانهيار الأولي ، من المحتمل أن يظل النجم الأولي محاطًا ببقايا السحابة التي تشكلت منها (تحتاج إلى المراقبة بأطوال موجية طويلة لرؤية الغبار)

  • - كثيرًا ما يُلاحظ أن النجوم الأولية تحتوي على أقراص محيطية (هل هذه حيث تتشكل الكواكب؟) و "نفاثات" أو تدفقات خارجية من أقطابها

  • - في النهاية يكمل النجم انهياره ويبدأ في حرق H ، ويطلق المواد المحيطة به ويلاحظ بعد ذلك كنجم تسلسل رئيسي عادي

ماذا يحدث إذا كانت السحابة المنهارة كبيرة جدًا؟

إذا تجاوزت كتلة السحابة حوالي 100 متر ، فسوف تنهار وتسخن بسرعة كبيرة. تحدث التفاعلات النووية بسرعة كبيرة بحيث يصبح النجم شديد السطوع ويفجر نفسه بعيدًا - إما بشكل كارثي أو أكثر برفق عن طريق نفخ الطبقات الخارجية فقط.


محتويات

أدرج نظام أطلس يركيس المنقح (Johnson & amp Morgan 1953) [4] شبكة كثيفة من النجوم القياسية الطيفية القزمة من النوع F ، ومع ذلك ، لم تنجو كل هذه النجوم حتى يومنا هذا كمعايير. ال نقاط الربط من نظام التصنيف الطيفي MK بين النجوم القزمة ذات التسلسل الرئيسي من النوع F ، أي تلك النجوم القياسية التي ظلت دون تغيير على مدى سنوات ويمكن استخدامها لتحديد النظام ، تعتبر 78 Ursae Majoris (F2 V) و pi3 Orionis (F6 V). [5] بالإضافة إلى هذين المعيارين ، اعتبر Morgan & amp Keenan (1973) [6] النجوم التالية خنجر المعايير: HR 1279 (F3 V) و HD 27524 (F5 V) و HD 27808 (F8 V) و HD 27383 (F9 V) و Beta Virginis (F9 V). تشمل نجوم MK الأساسية الأخرى HD 23585 (F0 V) و HD 26015 (F3 V) و HD 27534 (F5 V). [7] لاحظ أن عضوين من أعضاء Hyades لهما أسماء HD متطابقة تقريبًا (HD 27524 و HD 27534) كلاهما يُعتبران من النجوم القياسية F5 V القوية ، وبالفعل يتشاركان نفس الألوان والأحجام تقريبًا. يقدم Gray & amp Garrison (1989) [8] جدولًا حديثًا لمعايير الأقزام للنجوم الأكثر سخونة من النوع F. نادرًا ما يتم سرد نجوم معايير F1 و F7 القزمة ، ولكنها تغيرت قليلاً على مر السنين بين المصنفين الخبراء. تشمل النجوم القياسية المستخدمة غالبًا 37 Ursae Majoris (F1 V) و Iota Piscium (F7 V). لم يتم نشر أي نجوم قياسيين من فئة F4 V. لسوء الحظ ، تحدد F9 V الحدود بين النجوم الساخنة التي صنفتها Morgan ، والنجوم الأكثر برودة التي صنفتها Keenan ، وهناك تناقضات في الأدبيات التي تحدد فيها النجوم حدود F / G القزم. أدرج Morgan & amp Keenan (1973) [6] Beta Virginis و HD 27383 كمعايير F9 V ، لكن Keenan & amp McNeil (1989) [9] أدرجا HD 10647 كمعيار F9 V. ربما ينبغي تجنب Eta Cassiopeiae A كنجم قياسي لأنه غالبًا ما كان يعتبر F9 V في منشورات كينان ، [9] ولكن G0 V في منشورات مورغان. [7]

بعض من أقرب النجوم من النوع F المعروف أن لديها كواكب تشمل Upsilon Andromedae و Tau Boötis و HD 10647 و HD 33564 و HD 142 و HD 60532 و KOI-3010.

تظهر بعض الدراسات أن هناك احتمال أن تتطور الحياة أيضًا على الكواكب التي تدور حول نجم من النوع F. [10] من المقدر أن المنطقة الصالحة للسكن لنجم F0 ساخن نسبيًا ستمتد من حوالي 2.0 AU إلى 3.7 AU وبين 1.1 و 2.2 AU لنجم F8 بارد نسبيًا. [10] ومع ذلك ، بالنسبة للنجم من النوع G ، فإن المشاكل الرئيسية لشكل الحياة الافتراضي في هذا السيناريو المحدد ستكون الضوء الأكثر كثافة والعمر النجمي الأقصر لنجم المنزل. [10]

من المعروف أن النجوم من النوع F تنبعث منها أشكال طاقة أعلى بكثير ، مثل الأشعة فوق البنفسجية ، والتي يمكن أن يكون لها على المدى الطويل تأثير سلبي عميق على جزيئات الحمض النووي. [10] أظهرت الدراسات أنه بالنسبة لكوكب افتراضي يتم وضعه على مسافة مناسبة للسكن من نجم من النوع F حيث تكون الأرض بعيدة عن الشمس (هذا بعيد جدًا عن النجم من النوع F ، داخل المنطقة الصالحة للسكن) ، و مع الغلاف الجوي المماثل ، ستتعرض الحياة على سطحه لضرر يزيد بمقدار 2.5 إلى 7.1 مرة عن ضوء الأشعة فوق البنفسجية مقارنة بتلك الموجودة على الأرض. [11] وبالتالي ، من أجل بقاء أشكال الحياة الأصلية ، سيحتاج الكوكب الافتراضي إلى حماية كافية من الغلاف الجوي ، مثل طبقة الأوزون في الغلاف الجوي العلوي. [10] بدون طبقة أوزون قوية ، يمكن أن تتطور الحياة نظريًا على سطح الكوكب ، ولكن من المرجح أن تكون محصورة في المناطق تحت الماء أو تحت الأرض. [10]


ما الفرق بين المستعرات الأعظمية من النوع الأول والنوع الثاني؟

المستعر الأعظم من النوع الأول ناتج عن قزم أبيض ، والمستعر الأعظم من النوع الثاني ناتج عن نجم هائل.

تفسير:

كلا النوعين من المستعرات الأعظمية ناتج عن انهيار لب النجم بفعل الجاذبية. عندما يحدث هذا ، تزداد درجات الحرارة والضغوط حتى النقطة التي تبدأ فيها تفاعلات الاندماج الجديدة. يمكن أن تستهلك تفاعلات الاندماج هذه كميات هائلة من المواد في وقت قصير مما يتسبب في انفجار النجم بعنف.

يحدث المستعر الأعظم من النوع الأول في أنظمة ثنائية مغلقة حيث يدور نجمان متوسطان حول بعضهما البعض بشكل وثيق. عندما يستنفد أحد النجوم الهيدروجين الخاص به ، فإنه سيدخل مرحلة العملاق الأحمر ثم ينهار إلى قزم أبيض.

عندما يصبح النجم الثاني عملاقًا أحمر ، إذا كانت النجوم قريبة من بعضها البعض ، فإن القزم الأبيض سوف يجمع (= التقاط) مادة من العملاق الأحمر ويزيد من كتلته. عندما تصل كتلة القزم الأبيض إلى حد شاندراسيخار البالغ 1.44 كتلة شمسية ، فإن قلبه سينهار. يرفع الانهيار درجة الحرارة والضغط إلى النقطة التي يبدأ عندها اندماج الكربون. تندمج كمية كبيرة من مادة القزم الأبيض في فترة قصيرة من الزمن ينفجر النجم.

يحدث المستعر الأعظم من النوع الثاني في النجوم الأكبر حجمًا التي تبلغ كتلتها حوالي 10 كتل شمسية. بعد أن يغادر التسلسل الرئيسي ، يبدأ في دمج العناصر الثقيلة بشكل متزايد في القذائف حول اللب. في مرحلة ما ، الطاقة الناتجة عن عملية الاندماج في اللب غير كافية للتغلب على الجاذبية وانهيار اللب. إذا كان النجم لا يزال يحتوي على غلاف خارجي من الهيدروجين ، فإن الانهيار الأساسي سيشعل عملية اندماج في طبقة الهيدروجين مما سيؤدي إلى انفجار المستعر الأعظم.


النجوم النابضة

يعتقد علماء الفلك أن جميع النجوم النيوترونية تدور وتقوم بذلك بسرعة كبيرة. نتيجة لذلك ، تسفر بعض ملاحظات النجوم النيوترونية عن بصمة انبعاث "نبضية". لذلك غالبًا ما يُشار إلى النجوم النيوترونية باسم النجوم النبضية (أو البلسار) ، ولكنها تختلف عن النجوم الأخرى ذات الانبعاث المتغير. يرجع النبض من النجوم النيوترونية إلى دورانها ، حيث تنبض النجوم الأخرى التي تنبض (مثل النجوم cephid) مع توسع النجم وتقلصه.

تعد النجوم النيوترونية والنجوم النابضة والثقوب السوداء من أكثر الأجسام النجمية غرابة في الكون. إن فهمهم ليس سوى جزء من التعلم عن فيزياء النجوم العملاقة وكيف تولد وتعيش وتموت.