Красив 3D модел на звезди обяснява промените в яркост

От суперкомпютър до вашия работен плот, модели на сини променливи звезди.

Вселената изобилства от неща, за които смятаме, че можем разбирам, но всъщност не сме сигурни. Това, което често слиза до е способността ни да изчисляваме: да отговорим на въпроса дали модели, базирани на физиката, за която знаем, генерират поведението, което ние вижте около нас. В отговор на този въпрос изследователите имат обърнаха своя пистолет за изчисляване на дългогодишен проблем: защо да светещи сини променливи звезди съществуват?

Светлините сини променливи са много големи, много ярки звезди, но тяхната температура (цвят) варира доста. Учените бяха доста сигурен, че променливостта се свежда по някакъв начин до a комбинация от радиационно налягане, ударни вълни и конвекция. Но досега никой не можеше да потвърди това.

Емоционалните звезди губят равновесие

По-специално, светещите сини променливи отиват от яркостта и температурни диапазони, които са в равновесие с яркостите, които са далеч от равновесие.

Какво имаме предвид под това? В центъра на всяка звезда, ядрена реакциите генерират светлина. Светлината оказва натиск върху материята в звездата, което предотвратява по-нататъшното гравитационно срутване. при равновесно, радиационното налягане балансира гравитационно колапс и всичко трябва да е хубаво и стабилно (както е) с нашето Слънце). Температурата и яркостта на звездата отразяват този баланс.

За звезди, които са много по-горещи, като синия край на светещия сини променливи, радиационното налягане надвишава гравитационното колапс. През тези моменти материята се издува от звездата като толкова много семена от глухарче

Странното при светещите сини променливи звезди е това те преминават нередовно между равновесно и неравновесно състояния. Как и защо това се случва е дългогодишен въпрос.

Когато се съмнявате, код

Въпросът не е във физиката, а в решаването на трудни уравнения. Например, ако искате да разберете звезда от математика гледна точка, няколко реда от уравнения решават проблема. Но трудно е превръщането на тези уравнения в прогнозни модели.

Общият подход е да се опрости: звездите са сферични, така че може би трябва само да се грижим за тяхната дълбочина. Чрез намаляване на уравнения от 3D до 1D – линия от ядрото на звездата до нейното повърхност – математиката става по-проста и можем да генерираме прогнози. За съжаление, неща като турбулентност (конвекция) изискват пълно 3D модел. И за да изчислите резултатите с 3D модел на звезда, вие имат нужда от сериозна изчислителна сила.

Колко, питаш? Опитайте 60 милиона CPU часа на 8.59 петафлоп суперкомпютър. Това беше достатъчно, за да генерира три набора от данни за три различни комбинации от яркост и температура. Стойностите бяха избрани така, че да позволят на две звезди да бъдат в равновесие, а една да бъде извън равновесие. Тяхната еволюция се проследява между 15 и 35 дни (поне това е колко данни са показани в документа).

Хелийният капан

Наляво,  изменение на плътността на звездата.  Право, температурно изменение на  star.Left,density variation of the star. Right, temperature variation of theзвезда.Ян-Фей Цзян

Оказва се, че конвекцията и ударните вълни играят важна роля роля. Когато звездата се охлади, плътността на хелий и желязо е Високо. Тези материали улавят радиацията в звездата, загряват я и причинявайки разширяване на външната обвивка на звездата. Като плик разширява се, скоростта на звука се забавя. Вълните на плътността, които са задвижвайки разширението изведнъж се оказва свръхзвуков, което генерира ударна вълна. Ударната вълна прогонва материал при сравнително висок процент (пикът е около пет процента от масата на Слънцето годишно).

Разширяването, комбинирано със загубата на материал, намалява оптична плътност на звездата. Светлината започва да избягва на по-високо скорост и налягането на радиация отново намалява, което позволява на звездата да се срине обратно до по-хладно състояние. Като това се случва, процесът на отопление вече започна отново. Огромните разстояния означават че вълновите плътности, които движат тези промени, отнемат около 10 години за да достигне повърхността.

Силните колебания в температурата изглежда изискват този хелий поглъщат много светлина. Желязото помага, но, без хелий, звездата ще бъде много по-стабилен. Триизмерният модел също подчерта значение на времевите размери. Основните вариации, които вече имаме наблюдавани (и които са предвидени от модела) изглежда са около какво бихме очаквали, като се има предвид времето, необходимо за непрозрачността на хелий и желязо да варират.

Пликът обаче има свой собствен времеви мащаб. Конвекционни вълни и плътността на вълните отнема около седмица, за да пътуват от вътрешната част от плика до външната част на плика. Изследователите ‘ модел прогнозира, че тези вълни, които зависят главно от непрозрачността на желязото, ще доведе до температурни колебания от порядъка на a седмица също.

Има някои наблюдения, които изглежда потвърждават това. Въпреки това, изглежда, че ще е необходимо време за телескоп, за да ги наблюдаваме краткосрочните промени правилно и вижте как те се вписват в модел.

Просто ще покажем какво ще позволи някаква сериозна изчислителна сила постигате.

Nature, 2018, DOI: 10.1038 / s41586-018-0525-0 (Относно Дойс)

Листово изображение от Ян-Фей Цзян

Like this post? Please share to your friends:
Leave a Reply

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: