Astronomie

Sirius B commencera-t-il à s'accréter à partir de A et deviendra-t-il une supernova de type Ia ?

Sirius B commencera-t-il à s'accréter à partir de A et deviendra-t-il une supernova de type Ia ?

Sirius B est une naine blanche massive de 1 masse solaire, en orbite à environ 25 UA de distance de la 2 masse solaire Sirius A. Au fur et à mesure qu'elle évolue et se développe, l'étoile A commencera-t-elle à verser de la matière à la naine blanche, et quand cela commencera-t-il à se produire ? Le Soleil sera-t-il à une distance de sécurité quand/si cela arrivera, ou Sirius est-il notre malheur ?


Sirius B commencera-t-il à s'accumuler ? Oui, il le fait maintenant. Sirius A aura un vent et une partie de ce vent sera capturée par la naine blanche.

L'efficacité de la capture du vent est fortement fonction de la vitesse relative du vent. Une approximation analytique du taux d'accrétion, connue sous le nom d'accrétion de Bondi-Hoyle, correspond au cube inverse de la vitesse relative. Dans son état évolutif actuel, la perte de masse de Sirius A sera relativement faible (comme le Soleil) et relativement rapide (comme le Soleil). Cela défavorise toute accrétion significative par la naine blanche.

Cependant, dans les dernières étapes de sa vie, Sirius A gonflera pour devenir une étoile géante asymptotique. Les enveloppes de telles étoiles sont progressivement (sur des échelles de temps de millions d'années) emportées assez lentement par un vent poussiéreux. Si Sirius A est d'environ 2 masses solaires maintenant, il perdra environ 1,4 masse solaire au cours de cette phase à des vitesses de seulement 10 à 20 km/s.

Seul une fraction de cette masse peut être accrété par la naine blanche, car la séparation entre les étoiles est encore grande à 25 UA (et deviendra plus grande à mesure que la masse sera perdue du système) par rapport à la taille terminale probable de Sirius A (probablement d'ordre 2 au). Si vous regardez la taille probable du lobe Roche, alors le débordement du lobe Roche nécessiterait que A atteigne environ 40 % de la séparation, ce qui ne va pas se produire. Quelle fraction exactement est capturé par le processus d'accrétion éolienne moins efficace (la majorité disparaîtra probablement dans l'espace et élargir l'orbite) dépend fortement de la vitesse du vent, ce qui est difficile à prévoir.

Même si Sirius B pouvait augmenter les 0,35-0,4 masses solaires (je pense que c'est peu probable, mais je n'ai pas les moyens de faire la simulation hydrodynamique), il doit devenir instable, il n'est pas clair si cette masse "collera". Une accumulation de matière riche en hydrogène peut s'enflammer et exploser dans une nova (pas une supernova) à la surface d'une naine blanche, provoquant une perte de masse !

Enfin, quand cela arrivera-t-il ? Eh bien, Sirius a probablement environ 300 millions d'années maintenant et il lui reste peut-être 500 millions d'années avant qu'il ne commence à évoluer comme je l'ai décrit. Ce sera alors loin du Soleil.


La distance entre Sirius A et B est comprise entre 8 et 31,5 UA et même lorsque Sirius A deviendra une géante rouge, elle sera toujours au-dessus de 6 UA. Une telle distance est trop grande et ne permet pas à Sirius B d'accumuler une masse significative, presque toute la masse perdue par Sirius A en tant que géante rouge et plus tard AGB s'échappera dans l'espace. Sirius B peut devenir une nova récurrente en raison d'une certaine accrétion, mais ne gagnera pas assez de masse pour exploser en tant que supernova, il gagnera à peine même 0,05-0,1 masse solaire.


Sirius b a une masse solaire de 1,02 et est une naine blanche à carbone-oxygène. La masse critique dépend de sa composition, une naine blanche composée de fer peut avoir une masse critique aussi faible que 1,0667 masse solaire, voir la colonne sept de la dernière ligne du tableau 3 de cet article. Ils deviennent inférieurs aux valeurs habituelles en considérant la désintégration bêta inverse (le proton et l'électron se combinent pour former un neutron) également appelée neutronisation. C'est un calcul difficile.

Voir aussi le commentaire de ce site ici

Quoi qu'il en soit, avec la correction suggérée par cet article, toujours en utilisant leur tableau 3, c'est 1,3846 pour l'oxygène et 1,3916 pour les naines blanches de carbone. Sirius b est encore bien en deçà de la masse critique. Lorsque cela se produit, Sirius b est probablement trop loin pour en accumuler suffisamment de gaz pour devenir une supernova et de toute façon toutes les étoiles se déplacent autour de la galaxie, il est probable que Sirius soit à une grande distance de nous avant que cela ne puisse se produire, voir Rob Jeffries ' répondre

Il existe une autre possibilité, une naine blanche sub-Chandrasekar. C'est une idée récente qu'il est possible pour une naine blanche plus légère de devenir une supernova sans atteindre la limite de Chandrasekhar, faisant une supernova moins énergétique. Selon cet article, il existe des preuves statistiques qu'il pourrait y avoir moins de naines blanches de masse de 1,1 masse solaire et plus que ce à quoi on pourrait s'attendre d'après la fourchette de masses de naissance prévue, suggérant que certaines d'entre elles deviennent peut-être des supernova en refroidissant. Il est cependant peu probable que cela s'applique à Sirius b.

"Sirius b, le diamant magenta le plus à droite, est peu susceptible de produire une supernova à moins que la densité critique ne soit significativement inférieure à la valeur prise dans la figure 3. Dans ce cas improbable, de nombreuses naines de masse élevée de la référence [16] le feraient doivent subir une accrétion significative pour survivre aux âges mesurés. » Dégradation de la dégénérescence comme source de supernovae Ia


C'est certainement possible, voir la photo.


Wird Sirius B von A aus akkretieren und ein Supernova-Typ Ia werden?

Sirius B ist ein massiver weißer Zwerg mit 1 Sonnenmasse, der in einem Abstand von etwa 25 AE von der 2 Sonnenmasse Sirius A umkreist. Wenn er sich entwickelt und ausdehnt, wird der A-Stern anfangen, Materie an den weißen Zwerg abzugeben, und wann wird dies geschehen ? Wird die Sonne in sicherer Entfernung sein, wenn / Falls dies geschieht, oder ist Sirius unser Untergang?

Wird Sirius B anfangen zu wachsen? Oui, das tut es jetzt. Sirius A wird einen Wind haben und ein Teil dieses Windes wird vom weißen Zwerg eingefangen.

Die Wirksamkeit der Windaufnahme ist eine starke Funktion der relativen Windgeschwindigkeit. Eine analytische Annäherung an die Akkretionsrate, bekannt als Bondi-Hoyle-Akkretion , ist der inverse Würfel der relativen Geschwindigkeit. In seinem gegenwärtigen Evolutionszustand wird der Massenverlust von Sirius A relativ schwach (wie die Sonne) und relativ schnell (wie die Sonne) sein. Dies beeinträchtigt jede signifikante Zunahme durch den Weißen Zwerg.

In den späteren Phasen seines Lebens wird Sirius A jedoch zu einem asymptotischen Riesenstern aufsteigen. Die Hüllen solcher Sterne werden allmählich (auf Zeitskalen von Millionen von Jahren) von einem staubigen Wind ziemlich langsam weggeblasen. Wenn Sirius A jetzt ungefähr 2 Sonnenmassen hat, verliert es während dieser Phase ungefähr 1,4 Sonnenmassen bei Geschwindigkeiten von nur 10-20 km / s.

Nur ein Bruchteil dieser Masse kann vom Weißen Zwerg akkretiert werden, da der Abstand zwischen den Sternen bei 25 AE immer noch großist (und größer wird, wenn Masse aus dem System verloren geht), verglichen mit der voncheell 2 au). Wenn Sie sich die wahrscheinliche Größe des Roche-Lappens ansehen , würde ein Überlauf des Roche-Lappens erfordern, dass A etwa 40% der Trennung erreicht, was nicht passieren wird. Genau das, était Fraktion wird durch den weniger effizienten Wind Akkretionsprozess (die Mehrheit wird wahrscheinlich verschwinden in den Weltraum erobert et erweitern die Umlaufbahn) hängt stark von der Windgeschwindigkeit, die schwer vorherzusagen ist.

Selbst wenn Sirius B die 0,35-0,4 Sonnenmassen anreichern könnte (ich denke, das ist unwahrscheinlich, aber es fehlt das Nötigste, um die hydrodynamische Simulation durchzuführen), muss es instabil werden, es ist nicht klar, " haften" wird. Eine Ansammlung von wasserstoffreichem Material kann sich in einer Nova (nicht Supernova) auf der Oberfläche eines weißen Zwergs entzünden und explodieren und Massenverlust verursachen!

Voulez-vous wird das endlich passieren? Nonne, Sirius ist jetzt wahrscheinlich ungefähr 300 Millionen Jahre alt und hat vielleicht noch 500 Millionen Jahre Zeit, bevor er sich so entwickelt, wie ich es beschrieben habe. Es wird dann nicht in der Nähe der Sonne sein.


La Novae RS Oph récurrente peut-elle devenir une supernovae de type Ia ?

Le scénario classique pour créer des supernovae de type Ia est une étoile naine blanche accrétant la masse d'une étoile voisine entrant dans la phase de géante rouge. La géante rouge en pleine croissance remplit son lobe de Roche et la matière tombe sur la naine blanche, la poussant au-dessus de la limite de Chandrasekhar, provoquant une supernova. Cependant, cela suppose que la naine blanche est déjà au point de basculement. Dans de nombreux cas, la naine blanche est bien en dessous de la limite de Chandrasekhar et la matière s'accumule à la surface. Il s'enflamme ensuite sous la forme d'une plus petite nova soufflant la plupart (sinon la totalité) du matériau qu'il a travaillé si dur à collecter.

Un nouvel article d'un groupe d'astronomes européens examine comment ce cycle affectera l'accumulation globale de masse sur les naines blanches qui subissent des novas récurrentes. Dans une précédente étude 1D plus simpliste (Yaron et al. 2005), des simulations ont révélé qu'un gain de masse net est possible si la naine blanche accumule en moyenne 10 à 8 fois la masse du Soleil chaque année. Cependant, à ce rythme, l'étude suggère que les plus de la masse serait à nouveau perdue dans les novae résultantes, et même un gain minuscule de 0,05 masse solaire prendrait de l'ordre de millions d'années. Si tel était le cas, la construction de la masse requise pour exploser en tant que supernova de type Ia serait hors de portée pour de nombreuses naines blanches car, si cela prenait trop de temps, la phase de géante rouge du compagnon se terminerait et la naine serait manquer de matière à engloutir.

Pour leur nouvelle étude, l'équipe européenne a simulé le cas de RS Ophiuchi (RS Oph) dans une situation 3D. La simulation n'a pas seulement pris en considération la perte de masse du géant sur le nain, mais a également inclus l'évolution des orbites (qui influenceraient également les taux d'accrétion) et des taux variés pour la vitesse de la matière perdue du géant. Sans surprise, l'équipe a découvert que pour des taux de perte de masse plus lents du géant, le nain était capable d'en accumuler davantage. “Les taux d'accrétion changent de
environ 10% [de la masse de la géante rouge] dans le cas lent à environ 2% dans le cas rapide.”

Ce qui n'était pas immédiatement évident, c'est que la perte de moment angulaire lorsque le géant a perdu ses couches a entraîné une diminution de la séparation des étoiles. À son tour, cela signifiait que le géant et le nain se rapprochaient et que le taux d'accrétion augmentait encore. Dans l'ensemble, ils ont déterminé que le taux d'accrétion actuel de RS Oph était déjà supérieur aux 10 -8 masses solaires par an nécessaires pour un gain net et qu'en raison de la distance orbitale décroissante, il ne ferait que s'améliorer. Étant donné que la masse de RS Oph est très proche de la limite de 1,4 masse solaire Chandrasekhar, suggèrent-ils, "RS Oph est un bon candidat pour un ancêtre d'un SN Ia".


Réponses et réponses

La période orbitale de Sirius B est d'un peu plus de 50 ans, ce qui la place en moyenne à 20 UA de Sirius A. Ce n'est pas une menace de prendre beaucoup de masse de Sirius A dans un avenir immédiat, mais il y a le chemin de la double détonation à évaluer. Quand Sirius A traverse sa phase de géante rouge ? (Dans environ un milliard d'années. ) La majeure partie de la masse de Sirius A finira par être emportée, et il est difficile d'imaginer Sirius B ne pas ramasser la masse solaire de 0,4 nécessaire pour passer au type 1a.

Rien de tout cela ne signifie qu'il deviendra une supernova demain, ou dans le prochain million d'années. Mais si le système finira inévitablement dans une supernova 1a, ou surtout s'il ne le fera pas, cela ressemble à une belle partie de travail de la taille d'une thèse de doctorat.

Je regardais l'article sur Sirius Wikipedia, et il disait que Sirius A deviendrait une géante rouge dans environ un milliard d'années, puis deviendrait une naine blanche.

J'ai senti que cela ne pouvait pas être juste ! Si Sirius A devient une géante rouge, combien de temps avant que Sirius B dépasse la limite de Chandrasekhar et devienne une supernova de type Ia ? Sirius B est relativement lourd pour une naine blanche (juste sous la masse du Soleil) et est actuellement couvert d'hydrogène de façon inquiétante. Il existe un modèle limite inférieur à Chandrasekhar pour les supernovas de type Ia dont l'étoile est recouverte d'hydrogène qui brûle ensuite en hélium qui clignote pour déclencher une supernova à deux explosions. Est-ce pour cela que la masse solaire et les naines blanches plus lourdes sont difficiles à trouver ? Ou juste qu'une fois qu'une naine blanche commence à prendre de la masse, elle devient bientôt une supernova ?

Quoi qu'il en soit, si le système Sirius n'explose pas avant des millions d'années, il ne sera alors pas près du système solaire. Mais il est intéressant de penser que nous avons à portée de main un véritable géniteur de type 1a à étudier.

Encore plus près de chez nous que Sirius A, le bon vieux Sol deviendra également une géante rouge, mais dans environ 5 milliards d'années.

Il existe apparemment deux types d'explosions de type SN Ia : l'une est due à l'accumulation de matière supplémentaire sur une naine blanche, puis l'explosion l'autre se produit lorsque deux naines blanches entrent en collision l'une avec l'autre. Les deux types d'explosions laissent très peu derrière eux.

Je ne perdrais pas le sommeil à cause de Sirius. Par contre, Bételgeuse (Alpha Orionis) est déjà une géante rouge, elle a environ 7 à 20 masses solaires et se trouve à moins de 650 LY.

N'ayant jamais étudié un événement SN si près de la Terre, et parce que Bételgeuse est une étoile solitaire, comme le soleil, il est difficile pour les astronomes de déterminer même à quel point l'étoile est massive, sans parler de prédire le véritable chemin de sa disparition.

La période orbitale de Sirius B est d'un peu plus de 50 ans, ce qui la place en moyenne à 20 UA de Sirius A. Ce n'est pas une menace de prendre beaucoup de masse de Sirius A dans un avenir immédiat, mais il y a le chemin de la double détonation à évaluer. Quand Sirius A traverse sa phase de géante rouge ? (Dans environ un milliard d'années. ) La majeure partie de la masse de Sirius A finira par être emportée, et il est difficile d'imaginer Sirius B ne pas ramasser la masse solaire de 0,4 nécessaire pour passer au type 1a.

Rien de tout cela ne signifie qu'il deviendra une supernova demain, ou dans le prochain million d'années. Mais si le système finira inévitablement dans une supernova 1a, ou surtout s'il ne le fera pas, cela ressemble à une belle partie de travail de la taille d'une thèse de doctorat.

Nous ne pouvons pas être sûrs que le MW ne fasse pas son travail. Ces SN pourraient tous être de l'autre côté du noyau galactique.

La source radio connue sous le nom de Cassiopée A s'est avérée être un vestige de SN qui aurait explosé vers 1680, mais il n'y avait aucune trace de quiconque observait un tel événement céleste sur terre. On pense que l'astronome Royal John Flamsteed aurait pu observer la lumière de cette explosion, mais a attribué son observation à une étoile par ailleurs banale.

Il peut y avoir toutes sortes d'étoiles qui explosent, mais la lumière pour une raison quelconque n'atteint pas la terre.

Certes, pendant cette période, il y a eu de grands bouleversements sociétaux en Europe, et les observations astronomiques étaient loin dans la liste des priorités.

Comme en Europe pendant cette période, la Chine a également subi de grands bouleversements, d'abord avec les invasions des Mongols, puis après leur chute, suivies d'une période de pestes. Encore une fois, la survie l'a emporté sur l'astronomie.

vous ne savez pas d'où vous tenez cette information ??

le dernier SN visible à l'œil nu remonte à 1987, marquant une période de 300 ans depuis le précédent visible à l'œil nu. et c'était dans notre galaxie satellite, le LMC

vous ne savez pas d'où vous tenez cette information ??

le dernier SN visible à l'œil nu était en 1987, marquant une période de 300 ans depuis le précédent visible à l'œil nu

Eh bien, SN1987A était situé dans le Grand Nuage de Magellan, qui n'est pas à l'intérieur du MW proprement dit. La distance à l'étoile morte est estimée à 160 000 LY de la Terre, ce qui est loin de toute mesure.

Eh bien, SN1987A était situé dans le Grand Nuage de Magellan, qui n'est pas à l'intérieur du MW proprement dit. La distance à l'étoile morte est estimée à 160 000 LY de la Terre, ce qui est loin de toute mesure.

l'a réellement vue, photographiée et même photographiée la comète Wilson et elle dans la même partie du ciel
C'était cool d'avoir un SN et une comète dans le même cadre d'objectif de 50 mm (appareil photo 35 mm)

et qu'il y a un facteur vraiment important, nous ne voyons qu'une petite partie de notre galaxie

et en tant que tel, nous devrions utiliser l'occurrence de SN dans d'autres galaxies similaires pour avoir une idée des taux d'occurrence

J'y pense depuis juin. Je pense que c'est probablement possible, mais discutable.

Bien que possible, les deux étoiles sont un peu éloignées et dérivent encore plus l'une de l'autre car Sirius A perd de la masse au fur et à mesure qu'il traverse la phrase de la géante rouge. Ils sont actuellement tous deux séparés par une moyenne de 20 UA. Bien que la masse tombe quelque peu sur Sirius B, elle n'atteindrait probablement pas la limite de Chandrasekhar dans le temps qu'il faudrait. Très probablement, il passerait une partie de son temps en tant que novae naine. De ce fait, lors des explosions, l'étoile perdra une partie de la masse qu'elle a gagnée à chaque fois. Tout au plus, il s'approcherait sous 1.1-1.2 SM. avec le nain de Sirius A étant .73 SM. Cependant, nous ne pouvons pas tout à fait exclure que cela soit vrai. Mira (Omicron Ceti) s'est récemment avérée accumuler de la masse sur son White Dwarf Companion. Mira A est actuellement dans les dernières phrases de sa phrase AGB, et est connue pour sa longue traînée de gaz de 13 LY qu'il reste depuis qu'elle est entrée dans la phrase. Il a déjà perdu beaucoup de masse et était probablement moins massif que Sirius sur la séquence principale à 1,90 SM étant donné son âge de 6 GY. L'espace entre le binaire Mira est de 70 UA, soit 3,5 fois la distance entre Sirius A et B. Il s'accréte probablement en raison du matériau qui est lentement éjecté par A à chaque période de variabilité. C'est un flux lent et régulier qui arrive, donnant au nain le temps de traiter sa matière. Les télescopes ont montré un crochet de Mira, montrant qu'il est assez puissant pour tirer directement la masse. Mais, compte tenu de leur séparation, Mira B a probablement une masse inférieure à Sirius B à 0,7-0,8 SM.

Mais, revenons à Sirius. La possibilité existe toujours, mais est quelque peu improbable. La plupart des candidats SN de type 1a sont très proches, avec des périodes orbitales de moins de 3 ans ou moins. à 50,1 ans, qui sait, c'est généralement une période pour les novae. Mais je vais me renseigner davantage.


Contenu

Dans la section « Troisième étoile apparente », il est fait référence à « 0,09 seconde d'arc ». Si quelqu'un survole simplement « mas » et lit ce que dit la fenêtre contextuelle, il pourrait penser que mas signifie « minute d'arc ». En d'autres termes, ce serait bien si, lorsque vous passez le curseur sur mas, le premier mot que vous voyez est « milliarcsecondes ». 162.207.203.26 (discussion) 04:47, 11 octobre 2019 (UTC)

Mais c'est déjà mis en place de cette façon ? Ruslik_ Zero 21:07, 11 octobre 2019 (UTC) Pas sûr que la configuration soit la bonne façon de la décrire. Le <> modèle de liens wiki vers l'unité mas en milliseconde d'arc, qui est une redirection vers Minute et seconde d'arc#Symboles et abréviations. L'info-bulle pour les utilisateurs non connectés affiche l'image principale de l'article lié et un court morceau de la piste. Il ne respecte pas les sections, donc dans ce cas, il ne dit rien en particulier sur les milliarcsecondes. Je ne vois pas de solution de contournement simple, à moins que les info-bulles du wiki deviennent plus intelligentes. <> peut être configuré pour se lier à autre chose, mais je ne vois rien d'évident qui aiderait. Un article pour cette unité relativement obscure, juste pour résoudre ce problème, semble en décalage avec les politiques pertinentes. Lithopsian (discussion) 19:07, 12 octobre 2019 (UTC)

Il a été suggéré que le futur destin de Sirius B est de devenir une supernova de type Ia, et bien que non cité, cela est évident. Ce n'est pas évident. Seule une petite proportion de naines blanches deviendra jamais une supernova. Nous ne comprenons toujours pas complètement (ou ne comprenons pas du tout) exactement quel type de situation produit une supernova de type Ia mais c'est relativement (relativement, comme extrêmement) rare par rapport au nombre de binaires naines blanches. Quoi qu'il en soit, il ne serait certainement pas évident pour le non-astronome moyen que ce serait le cas, donc une source fiable est requise avant de l'inclure dans l'article. Lithopsian (discussion) 16:56, 3 novembre 2019 (UTC)

Sirius A a 2 masses solaires. Les étoiles de 1,4 masse solaire ne deviennent-elles pas des supernovae, devenant des étoiles à neutrons ou des trous noirs ? Pourquoi Sirius A partagera-t-il un destin similaire à celui du Soleil ? 212.186.15.63 (discussion) 06:37, 8 février 2020 (UTC)

Seules les étoiles plus massives que 8-10 masses solaires deviennent supernova. Ruslik_ Zero 12:40, 8 février 2020 (UTC) Ils disent généralement 1,4 masse solaire, n'est-ce pas ? Puisque le Soleil perdrait presque la moitié de sa masse pendant sa phase de géante rouge, il en va peut-être de même pour Sirius A. Ensuite, il correspond : il deviendrait une naine blanche. 212.186.15.63 (discussion) 16h45, 8 février 2020 (UTC) Vous vous trompez avec la limite de Chandrasekhar, qui se rapporte à la masse de l'étoile après il devient une naine blanche Cas Liber (discutez · contributions) 18:26, 8 février 2020 (UTC) Merci. Donc, puisque Sirius A perd suffisamment de masse en devenant une géante rouge, et encore une fois par une nébuleuse planétaire, sa masse restante sera-t-elle suffisamment faible pour qu'elle devienne une naine blanche ? 212.186.15.63 (discussion) 18:56, 8 février 2020 (UTC) Oui Cas Liber (discussion · contributions) 22:39, 8 février 2020 (UTC) En fait, cette masse peut aller à Sirius B, et peut être faire exploser Sirius B. Juste ma spéculation - j'ai vu des scénarios comme celui-ci dans le passé. 122.60.58.55 (conversation) 04:31, 23 mars 2021 (UTC)

Il y a un désordre dramatique dans la mise en page et MOS:SANDWICHing partout. quelqu'un pourrait-il répondre à cela ? Sablonneux Géorgie (discussion) 19:41, 30 novembre 2020 (UTC)

(tardivement) ont fait un premier balayage d'images redondantes. soupire Cas Liber (parle · contributions) 01:56, 7 février 2021 (UTC)

Il a été proposé de publier cet article comme article vedette d'aujourd'hui en mars. (Cliquez ici pour plus de détails.) Cependant, je crains que cet article ne réponde pas aux critères de l'article en vedette. Certaines de mes préoccupations incluent:

  • Citations manquantes, que j'ai marquées avec les balises "citation requise". Certaines de ces citations manquantes concernent des paragraphes entiers. comme l'a noté Sandy en novembre
  • Citations qui ne donnent pas de numéros de page spécifiques (principalement des articles de revues)
  • Certains paragraphes très longs (paragraphe 4 dans "Observational history") et certains qui ne sont qu'une seule phrase (et très courts)
  • La section "Autres références modernes" est sous forme de liste. Serait-il mieux servi en prose ?
  • La description de Sirius dans la fiction est trop courte et pourrait apporter des informations de Sirius dans la fiction

Est-ce que quelqu'un serait intéressé à travailler sur cet article pour le préparer pour TFA ? Je cingle Casliber bien que n'importe quelle aide soit appréciée. Z1720 (discussion) 01:16, 7 février 2021 (UTC)

Je suis dessus - @Lithopsian: a une meilleure compréhension de la science dure que moi donc ce serait bien d'aider aussi :) Cas Liber (discutez · contributions) 02:10, 7 février 2021 (UTC)

Comment ça se passe jusqu'à présent ? Je sais qu'il y a encore quelques balises à citer. L'un est lié à la compréhension ancienne du cycle sothique sur laquelle je ne vais probablement pas être d'une grande aide, bien que l'ensemble de l'affirmation semble légèrement douteux. L'autre concerne la position de Sirius dans 14 000 ans. J'ai vérifié le calcul et il semble correct, avec le mouvement approprié inclus, mais je ne trouve aucune source pour faire explicitement la même affirmation. Lithopsian (conversation) 20:32, 12 février 2021 (UTC)

J'ai programmé le TFA pour le 21 mars. J'espère que le reste pourra être réglé d'ici là ? Suggérez de supprimer ce qui ne peut pas être trouvé d'ici là, ou de modifier pour s'adapter aux sources que vous pouvez trouver. Merci pour votre aide en la matière.--Wehwalt (discussion) 19:17, 16 février 2021 (UTC) Je pense que tout est fait, les doigts croisés. Lithopsian (discussion) 20:18, 16 février 2021 (UTC)

Curieusement, on passe beaucoup de temps à expliquer dans quelles constellations vivent les étoiles, mais la galaxie à laquelle elles appartiennent ne semble jamais être mentionnée. Cela ressemble à de la pensée préhistorique pour moi. — Commentaire précédent non signé ajouté par 77.192.35.12 (discussion) 19:11, 27 février 2021 (UTC)

Vous pouvez le voir, donc il est dans cette galaxie. Pas tant préhistorique que d'assumer un certain niveau minimal de connaissances - malheureux peut-être, mais nécessaire. Lithopsian (discussion) 16:51, 28 février 2021 (UTC)

@Lithopsian : - https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Sirius&diff=prev&oldid=1027586003, je ne suis pas en désaccord, mais si vous connaissez la date à laquelle la phrase a été écrite @ l'article, c'est à dire laquelle est une copie est déterminable par comparaison des dates de publication . comme vous le savez Agent autonome 5 (talk) 20:12, 8 juin 2021 (UTC)

Le texte était déjà sur Wikipédia à la date à laquelle l'article prétend avoir été écrit, et plusieurs années auparavant. Si c'était l'inverse, ce serait une violation du droit d'auteur et devrait être supprimé. Ne reflète pas bien sur le papier du journal cependant. Lithopsian (discussion) 19:28, 9 juin 2021 (UTC)


L'étoile Sirius b deviendra-t-elle une supernova ?

Sirius b, comme vous le savez peut-être, est une naine blanche. Est-elle assez proche pour voler de la matière à son étoile voisine et allumer la fusion pour devenir une supernova ?

Tout d'abord, permettez-moi de clarifier un point, que le type de supernova résultant d'une naine blanche (Type Ia) n'est pas le résultat de la fusion de matière dans le noyau ou sur la surface. Parfois, la matière peut s'accumuler suffisamment pour subir une fusion galopante, mais c'est une nova classique ordinaire, pas une supernova, et celles-ci ne détruisent pas la naine blanche. Ce qui provoque un type Ia, c'est que la naine blanche est poussée au-dessus de la limite de masse que la pression qui la supporte peut fournir. Cette limite de masse est appelée la masse de Chandrasekhar.

Pour répondre à votre question, Sirius est un détaché binaire, ce qui signifie qu'il ne transfère pas de matière de l'étoile de la séquence principale à la naine blanche. Comme il n'ajoute pas de masse, le système tel qu'il est actuellement ne subira jamais de supernova de type Ia. Pour établir le contact, l'étoile donneuse, Sirius A, devrait gonfler au point de remplir son Roche Lobe en vieillissant, ce qui est le point auquel le matériau est plus fortement attiré par le WD que par l'étoile vieillissante. Le rapport de masse entre les deux étoiles détermine la géométrie de Roche, et pour le binaire Sirius le rapport de masse q est

1/2, donc l'étoile de la séquence principale devra atteindre un rayon

30% du demi-grand axe pour établir le contact. Le demi-grand axe du binaire est de 20 UA, donc Sirius A, une étoile A1V de 2 masses solaires, devrait atteindre une taille de 6 UA (plus grande que l'orbite de Jupiter !). Alors que l'évolution d'une étoile dépend en partie de sa métallicité, une étoile à 2 masses solaires n'atteint pas cette taille, même à son point le plus gonflé de la vie. Donc non, Sirius B ne deviendra jamais supernova.

Disons qu'ils étaient beaucoup plus proches les uns des autres, peut-être un AU à part. Ensuite, lorsque Sirius A est entré en contact alors qu'il était une géante rouge, il a commencé à donner beaucoup de matière à Sirius B. Étant donné que Sirius A est plus massif que Sirius B, ce transfert de matière serait instable, car de plus en plus de matière se déversait sur le binaire se rapprocherait en conséquence de la conservation du moment angulaire, et plus de matière serait déversée, etc. Cela se termine par une "enveloppe commune" pour le binaire, dans laquelle les deux étoiles orbitent dans une atmosphère commune. À ce stade, ils peuvent fusionner ou l'enveloppe commune pourrait être éjectée, laissant un binaire beaucoup plus proche d'une naine blanche et d'une étoile à hélium. Si le binaire est en contact à ce stade, ce serait un type de système assez rare appelé étoile AM ​​CVn.

Soit dit en passant, il n'est toujours pas clair que le scénario de dégénérescence unique d'une naine blanche s'accrétant à partir d'une séquence principale ou d'un donneur géant soit responsable ou non des supernovae de type Ia (l'autre concurrent est le scénario de double dégénérescence de la fusion des naines blanches ). Il y a au moins un résidu de supernova qui semble être clairement un précurseur double dégénéré, mais le problème n'est pas encore réglé.


Quelle est la supernova la plus brillante possible ?

Bételgeuse m'a enthousiasmé par les supernovas. même si ce n'est pas susceptible d'exploser bientôt.

Quelle est la plus brillante possible par magnitude apparente (de notre point de vue sur terre) entre maintenant et la fin de la terre ?

Quel est le plus brillant possible en magnitude absolue (à 10 parsecs) ? Est-ce que cela poserait un danger (autre qu'un coup direct de rayons gamma) s'il était à la même distance que proxima centauri ?

#2 Brett Waller

Pour une supernova de type II comme Bételgeuse, la magnitude absolue serait d'environ -16,5. Une supernova de type I aurait une magnitude absolue d'environ -18,6.

La distance de sécurité habituelle pour une supernova est estimée à 50 premières années-lumière, donc je ne voudrais pas qu'une se déclenche à la distance de Proxima Centauri.

#3 joeline

et que se passerait-il si la supernova était proche de nous ?

#4 Muse du ciel

L'étoile Bételgeuse, montrée ici telle que je la vois à travers un Newtonian 6" f/5.

. n'est qu'à environ 642 années-lumière. S'il explosait aujourd'hui, il faudrait 642 ans pour que la lumière de l'explosion atteigne la Terre. Inutile de dire que nous ne le verrions jamais. Mais s'il avait explosé il y a 641 ans, nous le verrions l'année prochaine.

Je pense que le rayonnement serait la principale préoccupation avec une étoile explosant près de la Terre.

#5 Dave Mitsky

Les astronomes estiment qu'en moyenne, une ou deux supernovae explosent chaque siècle dans notre galaxie. Mais pour que la couche d'ozone de la Terre subisse les dommages d'une supernova, l'explosion doit se produire à moins de 50 années-lumière. Toutes les étoiles proches capables de devenir des supernovas sont beaucoup plus loin que cela.

Les astronomes estiment qu'un sursaut de rayons gamma pourrait affecter la Terre jusqu'à 10 000 années-lumière, chacune étant séparée d'environ 15 millions d'années, en moyenne. Jusqu'à présent, le sursaut le plus proche jamais enregistré, connu sous le nom de GRB 031203, se trouvait à 1,3 milliard d'années-lumière.

À partir du seul rayonnement dur, les chercheurs estiment que la zone de destruction d'une supernova ordinaire s'étend à environ 10 parsecs.

Disons que la supernova est à 30 années-lumière. Le Dr Mark Reid, astronome senior au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, a déclaré : … si une supernova se déclenchait à environ 30 années-lumière de nous, cela entraînerait des effets majeurs sur la Terre, peut-être des extinctions de masse. Les rayons X et les rayons gamma plus énergétiques de la supernova pourraient détruire la couche d'ozone qui nous protège des rayons ultraviolets solaires. Il pourrait également ioniser l'azote et l'oxygène dans l'atmosphère, entraînant la formation de grandes quantités d'oxyde nitreux de type smog dans l'atmosphère.

De plus, si une supernova explosait dans les 30 années-lumière, les communautés de phytoplancton et de récifs seraient particulièrement affectées. Un tel événement épuiserait gravement la base de la chaîne alimentaire océanique.

#6 Tony Flandre

Quelle est la plus brillante possible par magnitude apparente (de notre point de vue sur terre) entre maintenant et la fin de la terre ?

Il est impossible de répondre à cette question. La Terre survivra vraisemblablement au moins jusqu'à ce que le Soleil devienne une géante rouge, les chances que quelque chose d'autre l'incinère entre-temps sont négligeables. La durée de vie attendue de la Terre est donc d'au moins quatre ou cinq milliards d'années.

Et selon toute vraisemblance, la Terre survivra à la phase de géante rouge et continuera joyeusement une fois que le Soleil sera devenu une naine blanche. Si tel est le cas, sa durée de vie attendue se mesure en milliers de milliards d'années.

Un milliard d'années, c'est très long dans l'histoire de la Voie lactée. Au cours de cette période, il absorbera sûrement des galaxies supplémentaires et générera des nuages ​​moléculaires géants entièrement nouveaux, dont chacun donnera naissance à de nombreuses étoiles de la classe Bételgeuse. Certains se formeront à mi-chemin de la galaxie, d'autres pourraient se former juste à côté de nous. La dynamique est mal comprise - c'est un euphémisme !


À quelle distance une supernova devrait-elle être pour nous tuer tous ?

Au moment où cela pourrait arriver, notre propre star aura probablement fait le travail préliminaire pour eux.

#28 Nil

Imaginez, si quelqu'un regarde réellement cette étoile à travers un télescope (à moins de 50 ly) et qu'elle devient une supernova !!

Disclaimer: Everyone should use caution and use solar filters while observing potential supernovae within 50 lys.

Edited by Nile, 15 May 2017 - 03:07 PM.

#29 A. Viegas

I am concerned about Sirius B which is only 8 ly away and getting closer. Sirius B is the white dwarf companion of Sirius A, the brightest star in the nighttime sky. Sirius B has a mass of about one Solar mass. Sirius A is a A2V star with a mass of about 2.5 times that of the Sun. Sirius A will at some point exhaust the hydrogen in its core and will become a red giant with a very tenuous outer layer and a strong stellar wind.

If Sirius A and Sirius B are close enough to each other, the powerful gravitational field of Sirius B will capture some of the material from Sirius A. If Sirius B accumulates enough material from Sirius A to bring its mass to 1.4 solar masses it will have reached its Chandrasehkar Limit and the electron degeneracy pressure that now supports it will be insufficient to prevent its collapse. This will result in a Type IA Supernova in which Sirius B will detonate completely.

Since Sirius A is still on the main sequence it will be millions of years before this could happen so there is no need to worry about it now.

I was thinking this same idea a few years ago too! The professional literature is nonplussed on this happening. Sirius B orbits too far out for it to pick up much incremental mass from Sirius A until we enter Red Giant stage. There are a few drackpot theories about a third star (Sirius c) which could be a brown dwarf that could perturb "B" orbit to cause it to fall into "A" . Just hypothetical what would a type I Sirius B Nova do to our solar system? Would it be game over for all life on the planet?


Type I and Type II Supernovae

Supernovae are classified as Type I if their light curves exhibit sharp maxima and then die away gradually. The maxima may be about 10 billion solar luminosities. Type II supernovae have less sharp peaks at maxima and peak at about 1 billion solar luminosities. They die away more sharply than the Type I. Type II supernovae are not observed to occur in elliptical galaxies, and are thought to occur in Population I type stars in the spiral arms of galaxies. Type I supernovae occur typically in elliptical galaxies, so they are probably Population II stars.

With the observation of a number of supernova in other galaxies, a more refined classification of supernovae has been developed based on the observed spectra. They are classified as Type I if they have no hydrogen lines in their spectra. The subclass type Ia refers to those which have a strong silicon line at 615 nm. They are classified as Ib if they have strong helium lines, and Ic if they do not. Type II supernovae have strong hydrogen lines. These spectral features are illustrated below for specific supernovae.

Supernovae are classified as Type I if their light curves exhibit sharp maxima and then die away smoothly and gradually. The model for the initiation of a Type I supernova is the detonation of a carbon white dwarf when it collapses under the pressure of electron degeneracy. It is assumed that the white dwarf accretes enough mass to exceed the Chandrasekhar limit of 1.4 solar masses for a white dwarf. The fact that the spectra of Type I supernovae are hydrogen poor is consistent with this model, since the white dwarf has almost no hydrogen. The smooth decay of the light is also consistent with this model since most of the energy output would be from the radioactive decay of the unstable heavy elements produced in the explosion.

Type II supernovae are modeled as implosion-explosion events of a massive star. They show a characteristic plateau in their light curves a few months after initiation. This plateau is reproduced by computer models which assume that the energy comes from the expansion and cooling of the star's outer envelope as it is blown away into space. This model is corroborated by the observation of strong hydrogen and helium spectra for the Type II supernovae, in contrast to the Type I. There should be a lot of these gases in the extreme outer regions of the massive star involved.

Type II supernovae are not observed to occur in elliptical galaxies, and are thought to occur in Population I type stars in the spiral arms of galaxies. Type Ia supernovae occur in all kinds of galaxies, whereas Type Ib and Type Ic have been seen only in spiral galaxies near sites of recent star formation (H II regions). This suggests that Types Ib and Ic are associated with short-lived massive stars, but Type Ia is significantly different. .


Type 1a Supernova

Type 1a supernovae are thought to be white dwarf stars. A white dwarf is what's left of a star once the hydrogen in its core has been burned, and the remaining hydrogen expelled into interstellar space, as part of the last phase of hydrogen burning (several mechanisms).

This suggests that there was a time in the early universe when there were no Type 1a supernovae -

solar mass stars take some time to evolve into white dwarfs, and more massive stars don't end their lives as white dwarfs!

You and Nereid didnt get to the good part yet.
So there is this white dwarf, composed say of carbon and nitrogen, and no longer fusing because it does have mass enough to create the core conditions to fuse carbon

So it is just sitting there gradually cooling, which is all that an isolated white dwarf can do. What makes it suddenly explode into a Type Ia supernova?

Type Ia supernovae are produced when a white dwarf sucks matter off of a red giant companion, reinitiating fusion. The entire white dwarf is literally blown to bits -- there is no compact object (neutron star or black hole) left over, like there can be in Type I or II supernovae.

My understanding is that you're describing a type-I supernova (not a type-Ia). From what I recall, type-Ia supernovae do not undergo core collapse they are blown apart by thermonuclear fusion before that happens. See the link I posted before, and also this one:

Originally posted by Ambitwistor
Type Ia supernovae are produced when a white dwarf sucks matter off of a red giant companion, reinitiating fusion. The entire white dwarf is literally blown to bits -- there is no compact object (neutron star or black hole) left over, like there can be in Type I or II supernovae.

Ils tout undergo gravitational collapse this is where the "initiating" energy comes from.

Mais, in the case of a Type Ia supernova, a very small percentage of accreting white dwarfs will become type Ia's. The "chemical conditions" of the Dwarf are specific and rather rare. The Dwarf doit be composed mainly of Carbon and Oxygen (sometimes Si). Also, the mass limit for the supernova is

1.38 - 1.39 Solar masses, not the "standard" 1.44 Chandra's limit. The Carbon is the catalyst, and it must detonate or burn (deflagration) at a specific rate to cause the energies required for the total fusion of all material into the heavier elements, leaving no core remnant at all.

This was discussed at length (I think) in an older thread several months ago. S. E. Woosley is considered the foremost "expert" on Type Ia supernova since he has spent his entire career on the subject, and there are still uncertainties about which carbon "detonation-deflagration" models are most likely. Quite a bit about these can be found at: