Kyoto Universiteti tərəfindən

Sadie Harley tərəfindən redaktə edilib , Robert Egan tərəfindən nəzərdən keçirilib

 Redaktorların qeydləri

 GIST

Tercih edilən mənbə kimi əlavə edin

Dəmir nüvəsinin (indigo) dağılmasından əvvəl, oksigen (yaşıl) və silikon (firuzəyi) qabığının son yanma mərhələsindəki nəhəng bir ulduzun daxili bölgələrinin illüstrasiyası. Maqnit sahəsinin gücü və həndəsəsi, oksigen bölgəsindəki konveksiya xüsusiyyətləri ilə birlikdə fırlanma sürətinin sürətlənməsinə və ya yavaşlamasına səbəb ola bilər. Müəllif: KyotoU / Lucy McNeill

Doğuşdan ölümə qədər ulduzlar ümumiyyətlə ilkin fırlanma sürətlərindən 100-1000 dəfə yavaşlayır; başqa sözlə, onlar “aşağı fırlanırlar”. Günəşin ümumi bucaq impulsu azalıb, çünki material səthə günəş küləyi kimi tədricən sovrulur. Bunu müşahidə edən astronomlar maqnit sahələri ilə plazma axını arasındakı qarşılıqlı təsirin ulduzları aşağı fırlatmağın ən səmərəli yolu olduğunu nəzəriyyələşdiriblər.

Bunun niyə və necə baş verməsi astronomları uzun müddət maraqlandırıb və bu yaxınlarda ulduzun təbii rəqs tezliyini ölçən asteroseysmologiya adlı müşahidə texnikası qalaktikamızdakı digər ulduzların daxili fırlanma sürətlərini və maqnit sahələrini ölçməyə imkan verib.

Bu nəhəng populyasiyadan ulduzların fırlanmasının ulduz yaşı ilə necə azaldığına dair bir mənzərə ortaya çıxdı və bu, mövcud nəzəriyyənin fırlanmanın kəskin azalmasını izah etmək üçün yetərli olmadığını göstərir.

Asteroseysmologiya və digər tədqiqatçıların Günəş konvektiv zonasının 3D simulyasiyalarına heyran olan Kyoto Universitetinin tədqiqatçılarından ibarət bir qrup, maqnit sahələrinin nəhəng ulduzların içərisində fırlanmaya necə təsir etdiyini araşdırmaq üçün ilhamlanıb. Onların tapıntıları The Astrophysical Journal -da dərc olunub .

“Avstraliya və Böyük Britaniyadakı həmmüəlliflərimiz nüvənin dağılmasından əvvəl nəhəng ulduzlar üçün 3D maqnitohidrodinamik simulyasiyalar aparıblar . Biz şübhələnirdik ki, nəhəng ulduzun konvektiv zonasındakı axın Günəş konvektiv zonası ilə analoji şəkildə inkişaf edə bilər”, – deyə komanda rəhbəri Ryota Şimada bildirib.

Nəhəng bir ulduzun 3D simulyasiyası ilə tədqiqatçılar şiddətli konveksiya, fırlanma və maqnit sahələri arasındakı mürəkkəb qarşılıqlı təsiri birbaşa araşdıra bildilər. Onlar daxili fırlanma və maqnit sahəsinin Günəş dinamosu ilə eyni vaxtda inkişaf etdiyini təsdiqlədilər : Günəşimizin maqnit sahəsini dəstəkləyən enerji prosesi. Bu tənliklər əllərində olduqda, komanda ulduzun daxili fırlanmasının zamanla təkamülünü riyazi olaraq proqnozlaşdıra bildi.

Onların simulyasiyası göstərir ki, konvektiv hərəkətlərin sürəti və istiqaməti qısa zaman aralığında fırlanma və maqnit sahələrindən təsirlənir ki, bu da öz növbəsində fırlanmanı dəyişdirir və onun aşağı və ya bəzi hallarda yuxarı fırlanmasına səbəb olur.

Komanda, bucaq impulsunun xaricə və içəriyə radial nəqli üçün konveksiya, fırlanma və maqnit sahələri arasındakı qarşılıqlı təsiri model kimi formalaşdıra bildi və bu da sonrakı yanma fazalarında bu nəqlin birbaşa maqnit sahəsinin həndəsəsi ilə əlaqəli olduğunu göstərdi.

Həmmüəllif Lucy McNeill deyir: “Maqnit sahələrinin bəzi konfiqurasiyalarının əslində nüvəni fırlatdığını kəşf edəndə təəccübləndik və bu da son fırlanma sürətinin ulduzun xüsusiyyətlərinə xas olacağını göstərir.” “Bəzi kütləvi ulduz siniflərində yavaş fırlanma hətta qadağan edilə bilər.”

Onların inkişaf etmiş yanma fazaları zamanı maqnit bucaq impulsunun daşınmasını kəşf etməsi, günəş tipli ulduzlarda fırlanmanı təsvir etmək üçün hazırlanmış nəzəriyyənin universal ola biləcəyini göstərir.

Daha sonra, komanda müxtəlif təkamül mərhələlərində fırlanma sürətlərini proqnozlaşdırmaq üçün müxtəlif aşağı və yüksək kütləli ulduzların bütün ömürlərini əks etdirən ulduz təkamülü simulyasiyaları yaratmağı planlaşdırır.

Nəşr detalları

Sürətlə fırlanan nüvənin çökməsi ilə əlaqəli əcdadın 3D MHD simulyasiyasının konveksiya zonasında bucaq impulsunun daşınması, The Astrophysical Journal (2026). DOI: 10.3847/1538-4357/ae53da

Jurnal məlumatı: Astrofizika Jurnalı