Astronomija

Kaip apskaičiuoti supernovos šviesos energiją?

Kaip apskaičiuoti supernovos šviesos energiją?


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.

Man buvo suteiktas atstumas, vidutinis srautas ir laikotarpis. Kaip rasti supernovos skleidžiamą šviesos energiją per tą laikotarpį?


Šviesa mums atrodo banguotas charakteris. Jis difrakuoja, trukdo ir lūžta. Tačiau mikroskopiniu lygmeniu jį perneša mažas energijos kvantas, vadinamas fotonu. Fotono energija priklauso tik nuo jo bangos ilgio ar dažnio. Kadangi šviesa sklinda šviesos greičiu, mes galime apibūdinti bet kurį bangos ilgio dažnį. Norėdami sužinoti bangų ilgio ir dažnio santykį, galite patikrinti bangos ilgio skaičiuoklę.

Grįžtant prie fotonų, kokia yra jų energija? Vieno fotono energija yra nedidelis skaičius, pateiktas pagal Plancko ir Aposso lygtį. Plancko ir Aposso lygtis susieja fotono dažnį su jo energija per Planko konstantą h, lygią

Planko konstanta yra vienetuose (energija) * (laikas), ir jūs galite galvoti apie tai kaip perskaičiavimo iš energijos į dažnį koeficientą.


Nesuprantama Supernovos jėga

Trumpai žaibiškai vienos žvaigždės supernova gali degti ryškiau nei milijardai visos galaktikos saulės:

Ta supernova apačioje kairėje nesėdi priešais galaktiką NGC 4526. Ji yra išoriniame tos galaktikos krašte, nutolusiame už 55 milijonų šviesmečių.

Praėjusią vasarą astronomai rado galingiausią kada nors matytą supernovą - įvykį ASSASN-15lh. Jų ataskaita paskelbta žurnale Mokslas praėjusią savaitę buvo matuojama visa šio sprogimo galia: (2,2 +/- 0,2) x 10 45 Ergai per sekundę. Tai ezoterinis skaičius, suformuluotas nepažįstamais vienetais. Kokia tikroji šios galios prasmė?

Astronomai žiūri į žvaigždinį objektą ir išmatuoja jį šviesumas: energijos kiekis, kurį jis išskiria per sekundę. (Be to, tai yra priemonė, vadinama bolometrinis skaistis: bendra galia išspinduliuota visais elektromagnetinių bangų dažniais.) Toks matavimas mums yra labai žinomas, nes mes naudojame keletą skalių, matuojančių energiją per laiko vienetą. Per valandą sudegintas vatas, arklio galios ir kalorijos yra žmogaus galios matai.

Skaičiai, kuriuos diskutuojame, yra tokie dideli, kad turime naudoti eksponentinę žymėjimą - nebent norite skaityti tokius skaičius kaip 22000000000000000000000000000000000000000000000 vatai.

Greita eksponentinės žymėjimo apžvalga: 10 2 = 100 10 4 = 10 000 3,5 x 10 4 = 35 000.

Pradėkime nuo # 39 atsikratyti ergs. Ergas yra dešimt milijonų džaulių. ASSASN-15lh spinduliavo 2,2 x 10 38 energijos džaulių per sekundę, kuris atsitinka tiksliai apibrėžiant a vatų. Panašu, kad visata įjungė porą 10 38 W lempučių. 10 38 W yra šimtas milijardų, milijardų, milijardų, milijardų vatų. Dabar mes turime kitokią problemą: energijos svarstykles, kurias sunku įsivaizduoti. Su kuo galime tai palyginti?

Konvertuojant urano gabalėlį, mažesnį už žirnį, tiesiogiai į energiją per E = mc 2, susidarė branduolinis sprogimas, kuris išlygino Hirosimą. ASSASN-15lh energija prilygsta konversijai visą mėnulį į gryną energiją kas 30 sekundžių. Didžiausias kada nors sukurtas termobranduolinis sprogimas buvo milijardu trilijonų kartų mažiau energijos nei viena sekundė šios supernovos.

Mūsų saulė gamina 3,8 x 10 26 vatų galią. Taigi, ši supernova buvo apie 580 milijardų kartų ryškesnė už mūsų saulę. Sprogimas kas sekundę skleidė tiek energijos, kiek saulė iš viso pagamino per pastaruosius 18 tūkstantmečių.

Paukščių Tako galaktika, kurioje gyvename, dega maždaug 8 x 10 36 vatais. Per keletą savo mirštančių dienų supernova yra beveik 30 kartų daugiau spinduliuojanti nei visa mūsų galaktika.

Visi mūsų mažesni žmonių darbai vis dar nepalyginami.

Pavyzdžiui, 746 vatai yra lygūs vienai arklio galiai. Raudonas „Ferrari“ variklis gali pagaminti 600 AG arba apie 450 000 vatų. Mūsų supernova yra kaip 10 32 „Ferrari“ variklių, veikiant visu greičiu.

Didžiulė elektrinė sukuria apie 10 9 vatų. Bendra elektros energija, kurią sukuria visos žemės jėgainės, yra apie 7,9 x 10 19 džaulių per metus. Per vieną nanosekundę ASSASN-15lh išmetė daugiau energijos, nei tos jėgainės galėjo pagaminti, veikdamos visu pajėgumu, 2,8 milijardo metų.

Kad ir kokie protingi esame, mūsų smegenys ir patirtis neparengia suvokti tokių didelių skaičių ir mastelių. Kosminiai įvykiai, tokie kaip supernovos, užgriūva mūsų mintis. Žmogaus darbai nyksta tarpžvaigždinės erdvės dydžiais, kaip vienaląsčiai organizmai, vandenyno platybėmis, kuriuose jis plūduriuoja. Astronomija mums primena, kokie protingi esame, bet ir kokie maži.

Tomas Hartsfieldas yra mokslininkas ir rašytojas. Jis turi fizikos mokslų daktaro laipsnį Teksaso universitete.


Kaip apskaičiuoti supernovos šviesos energiją? - Astronomija

Neseniai girdėjau, kad yra tyrimų ar duomenų, kurie leistų manyti, kad Visatos pakraštyje esančių galaktikų greitis joms besitęsiant iš tikrųjų didėja. Ar turite daugiau informacijos apie tai?

Tiesą sakant, šie rezultatai rodo, kad kosmoso plėtra spartėja. Kadangi kosmosas plečiasi visur, tai „pagreitėja“ ne tik visatos „krašte“ esančioms galaktikoms, bet ir visoms Visatos dalims.

Kadangi išsiplėtimas yra greitis (kaip ir greitis), tai besikeičiantis plėtimasis yra kintantis greitis arba pagreitis. Todėl sakome, kad Visata sparčiai plečiasi. Šie rezultatai iš tikrųjų atsirado 1990-ųjų pabaigoje ir 2000-ųjų pradžioje, taigi jie yra nauji, bet nėra visiškai nauji. Juos tyrinėję projektai vadinosi „Supernovos kosmologijos projektas“, „High-Z Supernova“ paieškos komanda ir „Supernovos palikimo tyrimas“.

Galbūt girdėjote apie tamsiąją energiją, o tai iš tikrųjų yra tas pats: tamsiosios energijos įrodymai yra tai, kad visata greitėja. Mokslininkai tai nustatė naudodami vadinamąją „standartinę žvakę“. Standartinė žvakė yra astrofizinis objektas, kuris pasižymi tam tikromis savybėmis, leidžiančiomis nustatyti bendrą jos šviesumą, nors jis yra labai toli. Kadangi to šviesumo dydis, kurį mes gauname, yra susijęs su atstumu iki objekto, norint nustatyti, kiek atstumas yra objektas, galima naudoti standartines žvakes. Galite tai padaryti, kad įrodytumėte tai sau: jei žinote, kad 60 vatų lemputė skleidžia tam tikrą energijos kiekį, ir tada išmatuosite energiją, gautą iš 60 vatų elektros lemputės per kambarį nuo jūsų, galite apskaičiuoti atstumą prie tos lemputės.

Astronomai, norėdami nustatyti atstumą iki tokių objektų kaip galaktikos, gali pasinaudoti standartinėmis žvakėmis, ir tai nutiko mano ką tik minėtuose projektuose. Naudodami supernovos tipą, vadinamą Ia tipo supernova, astronomai nustatė ir galaktikos atstumą, ir raudonąjį galaktikos poslinkį. „Raudonas poslinkis“ iš esmės jiems pasakė, kiek Visata išsiplėtė po to, kai šviesa paliko supernovą. Tada astronomai galėjo palyginti atstumą su plėtimusi ir sukurti tam tikrą Visatos „plėtimosi istoriją“.

Paaiškėjo, kad šie rezultatai parodė, kad Visatos plėtimosi greitis didėja!

Kodėl tai mus veda į „tamsiosios energijos“ idėją? Na, padidėjęs plėtimosi greitis reiškia, kad Visata tampa vis didesnė. Kadangi gravitacija yra patraukli jėga, verčiau tikitės, kad Visata norės mažėti. Gravitacija turėtų vėl „traukti“ Visatą atgal. Jei Visata ir toliau plečiasi vis greičiau, tam tikra jėga ar slėgis turi ją „išstumti“. Tai vadinamoji tamsioji energija. Tamsioji energija atitinka daugybę kitų stebėjimų, todėl supernovos duomenys iš tikrųjų yra labai labai šaunūs, nes jie suteikia kitokio pobūdžio išvadų, kurias padarė kitos komandos, „patikrinimą“.

Šis puslapis paskutinį kartą atnaujintas 2015 m. Birželio 28 d.

Apie autorių

Ann Martin

Ann baigė daktaro laipsnį Kornelyje 2011 m. Gegužės mėn. Ir buvo smalsi savanorė nuo 2006 m. Už disertaciją, naudodama Arecibo observatorijos duomenis, ji tyrė vandenilio turtingų galaktikų pasiskirstymą netoliese esančioje Visatoje. Nuo to laiko ji dirba su gamtos mokslų švietimu ir visuomenės informavimo projektais NASA Langley tyrimų centre Hamptone, VA.


Baltasis nykštukas išmatavo, kol jis nesprogo kaip Supernova

Ia tipo supernovos yra svarbi šiuolaikinės astronomijos priemonė. Manoma, kad jie atsiranda, kai balta nykštukinė žvaigždė užfiksuoja masę, viršijančią Chandrasekhar ribą, sukeldama katastrofišką sprogimą. Kadangi ši riba yra vienoda visiems baltiems nykštukams, visų Ia tipo supernovų maksimalus ryškumas yra vienodas. Taigi jie gali būti naudojami kaip standartinės žvakės galaktikos atstumams nustatyti. Stebint Ia tipo supernovą, buvo atrasta tamsi energija ir kosminė plėtra spartėja.

Nors šios supernovos pakeitė mūsų visatos supratimą, jos nėra tokios standartinės, kaip mes pasiūlėme iš pradžių. Kai kurie, pavyzdžiui, SN 1991T, yra daug ryškesni, kiti, pavyzdžiui, SN 1991bg, yra daug blankesni. Taip pat yra variantų, vadinamų Iax tipu, kur baltasis nykštukas nėra visiškai sunaikintas sprogimo. Apskaičiuodami žvaigždžių atstumus, mes paprastai galime atsižvelgti į šias variacijas, tačiau būtų gerai geriau suprasti jų maksimalaus ryškumo mechanizmą.

Ia tipo Supernovos pirmtakas. Autoriai: NASA, ESA ir A. Field (STScI)

Remiantis teoriniais modeliais, maksimalus Ia tipo supernovos ryškumas priklauso nuo baltojo nykštuko masės ir centrinio tankio prieš jam sprogstant. Bet kaip būtų galima išmatuoti šias vertes? Juk paprastai šias žvaigždes atrandame tik joms sprogus. Laimei, naujas tyrimas „Astrofizikos žurnalo laiškai“ parodo, kaip tai galima padaryti.

Tyrime buvo nagrinėjama supernovos liekana, žinoma kaip 3C 397. Ji yra maždaug 33 000 šviesmečių nuo Žemės ir tikriausiai sprogo maždaug prieš 2000 metų. Kadangi supernova buvo palyginti arti ir neseniai, astronomai gali gerai pamatyti sprogimo išmestą medžiagą. Ankstesnis likučių nuolaužų tyrimas rodo, kad pradinė baltoji nykštukinė žvaigždė sprogdama buvo labai arti Chandrasekharo ribos.

Išmatuoto šerdies tankio ir teorijos palyginimas. Kreditas: Ohshiro ir kt

Šiame tyrime daugiausia dėmesio buvo skiriama tam tikrų atliekų, ypač titano ir chromo, izotopų stebėjimui. Pirmą kartą titanas pastebėtas Ia tipo liekanose. Kai komanda palygino titano ir chromo kiekį su geležies ir nikelio kiekiu, jie nustatė netikėtai aukštą santykį. Tai svarbu, nes Ti / Ni ir Cr / Ni santykiai labai priklauso nuo kamieninės žvaigždės šerdies tankio. Remdamasi savo pastebėjimais, komanda nustatė, kad 3C 397 šerdis buvo 2–3 kartus didesnė, nei manoma baltųjų nykštukų atveju. Taigi sprogimas greičiausiai buvo daug ryškesnis nei tipiškos Ia tipo supernovos.

Nors tai yra vienas vienos supernovos tyrimas, jis parodo, kaip elementų santykis gali nustatyti baltojo nykštuko šerdies tankį. Tai gali būti naudojama norint geriau sukalibruoti maksimalų Ia tipo supernovų ryškumą, geriau standartizuoti žvakę kosmologams.


Nacionalinė aeronautikos ir kosmoso administracija

Kiekviename skyriuje yra keli puslapiai pagrindinės medžiagos, susijusios su susijusia veikla ir visos pamokos planu. Foninėse skiltyse pateikiami trumpi pratimai ar minčių klausimai, sukurti studentams geriau suprasti pateiktą medžiagą. Kiekviename skyriuje taip pat yra tikrų mokytojų sukurtų veiklų, skirtų svarbioms astronomijos sąvokoms pristatyti tiesiai į klasę. Kiekviena veikla yra susijusi su nacionaliniais mokslo ir matematikos standartais 9–12 klasėms. Šios veiklos rodo, kaip iš tikrųjų yra chemija, fizika ir astronomija.

I dalis: Kaip ir kur kuriami elementai?

II dalis: Kas yra elektromagnetinė (EM) radiacija?
Kaip jis sukurtas atomuose?
Kokie vienetai naudojami apibūdinant EM spinduliuotę?

- Aprašoma, kaip atomai skleidžia šviesą ir kaip mes galime tai panaudoti, norėdami sužinoti apie astronominius objektus.

III dalis. Kokios priemonės naudojamos elementams identifikuoti?
Kokią reikšmę astronomijai turi rentgeno spinduliai?

- Chemijos eksperimentas, parodantis, kaip kaitinami elementai skleidžia skirtingas šviesos spalvas.


Astronomai tą pačią Supernovą matė tris kartus „Gravitacinio objektyvo“ dėka. Ir per dvidešimt metų jie mano, kad tai pamatys dar kartą

Žmonėms sunku susukti galvą apie tai, kad yra taip toli galaktikų, kad iš jų sklindanti šviesa galėtų išsikreipti taip, kad jie iš tikrųjų patirtų tam tikrą laiko atidėjimą. Tačiau būtent taip atsitinka ekstremaliomis gravitacinio objektyvo formomis, tokiomis, kurios suteikia mums gražius Einšteino žiedų vaizdus. Tiesą sakant, laiko išsiplėtimas aplink kai kurias iš šių galaktikų gali būti toks didelis, kad vieno įvykio, pavyzdžiui, supernovos, šviesa iš tikrųjų gali pasirodyti Žemėje labai skirtingais laikais. Būtent tai rado grupė, kuriai vadovavo dr. Stevenas Rodney iš Pietų Karolinos universiteto ir dr. Gabrielis Brammeris iš Kopenhagos universiteto. Išskyrus tris šios supernovos kopijas jau pasirodė & # 8211, ir komanda mano, kad ji vėl pasirodys dar kartą, po 20 metų.

Surasti tokią supernovą svarbu ne tik dėl proto lenkimo savybių ir # 8211, ji taip pat padeda išspręsti svarbias diskusijas kosmologinėje bendruomenėje. Visatos plėtimosi greitis viršijo tikėtiną greitį, apskaičiuojant pagal kosminę mikrobangų foninę spinduliuotę. Dažniausiai ši kosmologinė mįslė išsprendžiama pasitelkiant „tamsiąją energiją“ ir # 8211 šešėlinę jėgą, kuri tariamai yra atsakinga už pagreičio greičio padidėjimą. Tačiau mokslininkai iš tikrųjų nežino, kas yra tamsioji energija, ir norint ją išsiaiškinti, jiems reikia geresnio ankstyvosios visatos fizikos modelio.

Vienas iš būdų gauti tą geresnį modelį yra rasti įvykį, kuris aktyviai iškraipomas per gravitacinį lęšį. Svarbu tai, kad tas pats įvykis turi pasirodyti dviem atskirais, skirtingais laikais, kad būtų galima apskaičiuoti atstumo tarp objektyvą atliekančios galaktikos ir fono galaktikos, kuri buvo įvykio šaltinis, santykį.

Šis santykis yra svarbus komponentas apskaičiuojant kai kuriuos kintamuosius, susijusius su tamsiąja energija. O kandidatas į supernovą Dr. Rasti Rodney ir Brammer yra vieni geriausiai apibrėžtų iki šiol. Tai tik trečiasis toks daugybinio objektyvo supernovos pavyzdys. Kvazarai taip pat buvo užfiksuoti dėl savo laiko vėlavimo, tačiau dėl įvairaus kvazarų pobūdžio jie nėra tokie idealūs, kaip reikalingi kosmologams reikalingi kampinio atstumo skaičiavimai.

Naujoji supernova, žinoma kaip „AT2016jka“, buvo išgauta iš Hablo duomenų, surinktų dar 2016 m. Įsikūrusi „įspūdingiausioje REQUIEM [Hablo stebėjimo programa, užfiksavusi duomenis] galaktikoje“, yra galaktikoje, vadinamoje MRG- M0138.

MRG-M0138 yra „keturkampiu objektyvu“, tai reiškia, kad keturias galaktikos kopijas galima pamatyti išsklaidytas aplink galaktikų grupę arčiau mūsų galaktikos, žinomos kaip MAC J0138.02155. Taigi, kai komanda 2019 m. Liepos mėn. Tyrinėjo regiono duomenis, jie pastebėjo, kad trijų taškinių šviesos šaltinių, buvusių duomenyse nuo 2016 m. Liepos mėn., Nebėra. Greičiausiai 2016 m. Liepos mėn. Duomenys užfiksavo 3 skirtingais būdais užfiksuotą supernovą.

Tačiau laukiamas ketvirtasis objektyvavimas nepasirodė Hablo duomenyse. Naudodama savo objektyvo modelį sistemai, komanda nustatė, kad ketvirtasis vaizdas turėtų pasirodyti maždaug 2037 m., Plius arba minus kelerius metus. Turint tokį ilgą pradinį laiką tarp to paties įvykio pasirodymų, ši supernova suteiktų vertingų duomenų diskusijoms apie gravitacinių lęšių įvykių laiko išsiplėtimą.

Deja, tai taip pat reiškia, kad mokslininkai turi laukti beveik 20 metų, kad gautų savo rankose tuos duomenis. Tai taip pat reiškia, kad jie turi atidžiai stebėti tą dangaus dalį per dvejų metų langą, skaičiavimai rodo, kad pasirodys ketvirtasis supernovos vaizdas. Tikriausiai nebūtų bloga mintis ten laikyti pusę akies likusį laiką taip pat, jei tai pasirodys anksčiau nei tikėtasi.

Jei viskas bus gerai, tuos paskutinius duomenis apie tikslią supernovos piko ryškumo datą gerai stebės naujas kosmologinių prietaisų parkas. Tokie teleskopai kaip „Vera Rubin“ ir „Nancy Grace“ žada stebėti šimtus šių objektyvuotų supernovų, kurios gali suteikti dar daugiau duomenų tam, kad dar labiau apribotų tamsiąją energiją. Tikimės, kad jie taip pat sugebės sugauti paskutinę supernovos dusulį MRG-M0138, uždaryti puikų detektyvinį darbą ir įrodyti, koks iš tikrųjų neįtikėtinas gravitacinis laiko išsiplėtimas.

Švino vaizdas:
MAC J0138.02155 sankaupos ir gravitaciniu požiūriu objektyvios MRG-M0138 galaktikos vaizdas, parodantis trijų stebėtų supernovos (SN1-3) atvejų ir numatomos ketvirtosios instancijos (SN4) vietos, kurios turėtų atsirasti apie 2037 m.
Credit & # 8211 Rodney, Brammer ir kt.


Hablas stebi įspūdingą supernovą NGC 2525

NASA / ESA „Hubble“ kosminiu teleskopu besinaudojantys astronomai stebėjo blėstančią Ia tipo supernovos šviesą NGC 2525 - užstrigusioje spiralinėje galaktikoje, esančioje maždaug 70 milijonų šviesmečių atstumu pietiniame Mažylių žvaigždyne.

Šiuose „Hubble“ vaizduose SN 2018gv (labai ryški žvaigždė, esanti ant vienos iš galaktikos spiralinių ginklų išorinio krašto kairėje atvaizdo dalyje) yra uždarytoje spiralinėje galaktikoje NGC 2525. Paveikslėlio kreditas: NASA / ESA / Hubble / A. Riess & amp; SH0ES komanda / Mahdi Zamani.

Hablas pradėjo stebėti supernovą, vadinamą SN 2018gv, 2018 m. Vasario mėn., Po to, kai kelias savaites anksčiau, sausio viduryje, ją pirmą kartą aptiko astronomas mėgėjas Koichi Itagaki.

„Nė vienas žemiškas fejerverkas negali konkuruoti su šia supernova, užfiksuota savo blėstančioje šlovėje Hablo“, - sakė profesorius Adamas Riessas, Nobelio premijos laureatas, Kosminio teleskopo mokslo instituto ir Johno Hopkinso universiteto tyrėjas, „High-z Supernova Search“ vadovas. Komanda ir valstybės lygties (SH0ES) komandos „Supernovae H0“ komanda.

Ia tipo supernovos, tokios kaip SN 2018gv, yra kilusios iš baltos nykštukės, esančios artimoje dvejetainėje sistemoje, pritraukiančioje medžiagą iš palydovo žvaigždės.

Jei baltasis nykštukas pasiekia kritinę masę (1,44 karto didesnis už mūsų Saulės masę), jos šerdis tampa pakankamai karšta, kad uždegtų anglies sintezę, ir prasideda termobranduolinis pabėgimo procesas, kuris per kelias sekundes sujungia didelį kiekį deguonies ir anglies.

Išsiskyrusi energija smarkiai sprogdama išardo žvaigždę, išmesdama medžiagą greičiu iki 6% šviesos greičio ir skleisdama didžiulį radiacijos kiekį.

Ia tipo supernovos nuolat pasiekia 5 milijardus kartų ryškesnį ryškumą nei mūsų Saulė, o po to išnyksta.

Kadangi šio tipo supernovos sukuria šį fiksuotą ryškumą, jos yra astronomams naudingos priemonės, žinomos kaip „standartinės žvakės“, veikiančios kaip kosminės juostos.

Žinodami tikrąjį supernovos ryškumą ir stebėdami tariamą jos ryškumą danguje, astronomai gali apskaičiuoti atstumą iki šių didžiųjų reginių, taigi ir jų galaktikų.

Profesorius Riessas ir jo kolegos sujungė supernovų atstumo matavimus su atstumais, apskaičiuotais naudojant kintamas žvaigždes, žinomas kaip kefeido kintamieji.

Cefeido kintamieji pulsuoja, todėl periodiškai keičiasi ryškumas. Kadangi šis laikotarpis yra tiesiogiai susijęs su žvaigždės ryškumu, astronomai gali apskaičiuoti atstumą iki jų: leisdami jiems veikti kaip dar viena „standartinė žvakė“ kosminio atstumo kopėčiose.

Tyrėjai suinteresuoti tiksliai išmatuoti atstumą iki šių galaktikų, nes tai padeda jiems geriau apriboti Visatos, vadinamos Hablo konstanta, plėtimosi greitį.

Ši vertė atspindi, kaip greitai Visata plečiasi, priklausomai nuo jos atstumo nuo mūsų, o tolimesnės galaktikos juda greičiau nuo mūsų.


Turinys

SN 1987A Ian Shelton ir Oscar Duhalde savarankiškai atrado Las Campanas observatorijoje Čilėje 1987 m. Vasario 24 d., O per tą pačią 24 valandas Albertas Jonesas iš Naujosios Zelandijos. [2]

Vėlesni tyrimai parodė nuotraukas, kuriose supernova sparčiai ryškėja vasario 23 d. Pradžioje. [4] [2] 1987 m. Kovo 4–12 d. Astronas, didžiausias to meto ultravioletinių spindulių kosminis teleskopas. [5]

Praėjus keturioms dienoms po įvykio užfiksavimo, pirmtakė buvo preliminariai nustatyta kaip mėlynas supergigantas Sanduleak −69 202 (Sk -69 202). [7] Išnykus supernovai, tą tapatumą galutinai patvirtino dingęs Sk-69 202. Tai buvo netikėtas identifikavimas, nes tuo metu didelės masės žvaigždžių evoliucijos modeliai neprognozavo, kad mėlyni supergigantai yra jautrūs supernovos įvykiui. [ reikalinga citata ]

Kai kurie pirmtako modeliai spalvą priskyrė jos cheminei sudėčiai, o ne evoliucinei būklei, ypač žemam sunkiųjų elementų kiekiui, be kitų veiksnių. [8] Buvo keletas spėlionių, kad žvaigždė galėjo susilieti su palydovine žvaigžde prieš supernovą. [9] Tačiau dabar plačiai suprantama, kad mėlyni supergigantai yra natūralūs kai kurių supernovų pirmtakai, nors vis dar spėjama, kad tokių žvaigždžių evoliucija gali pareikalauti masinio praradimo, susijusio su dvinariu palydovu. [10]

Maždaug dvi-trys valandos iki matomos šviesos iš SN 1987A pasiekė Žemę, trijuose neutrino observatorijose buvo pastebėtas neutrinų pliūpsnis. Tai greičiausiai lėmė neutrino emisija, kuri įvyksta tuo pačiu metu, kai žlunga šerdis, tačiau prieš skleidžiant matomą šviesą. Matoma šviesa perduodama tik smūgio bangai pasiekus žvaigždės paviršių. [11] 07:35 UT, „Kamiokande II“ per mažiau nei 13 sekundžių trukmės sprogimą aptiko 12 antineutrinų IMB, 8 antineutrinus ir Baksaną, 5 antineutrinus. Maždaug prieš tris valandas Mont Blanc skystasis scintiliatorius aptiko penkių neutrinų sprogimą, tačiau manoma, kad tai paprastai nėra susiję su SN 1987A. [8]

„Kamiokande II“ aptikimas, kurio 12 neutrinų grupėje buvo didžiausia mėginių populiacija, parodė, kad neutrinai atkeliauja dviem skirtingais impulsais. Pirmasis pulsas prasidėjo 07:35:35 ir apėmė 9 neutrinus, kurie visi atsirado per 1,915 sekundės. Antrasis trijų neutrinų impulsas įvyko 9,219–12,439 sekundės po aptikto pirmojo neutrino, kurio impulsas truko 3,220 sekundžių. [ reikalinga citata ]

Nors įvykio metu buvo aptikta tik 25 neutrinai, tai buvo reikšmingas padidėjimas, palyginti su anksčiau pastebėtu fono lygiu. Tai buvo pirmas kartas, kai buvo žinoma, kad iš supernovos skleidžiami neutrinai buvo tiesiogiai pastebėti neutrino astronomijos pradžioje. Stebėjimai atitiko teorinius supernovos modelius, kuriuose 99% žlugimo energijos spinduliuojama neutrinų pavidalu. [12] Stebėjimai taip pat atitinka modelių įvertinimus, kad bendras neutrino kiekis yra 10 58, o bendra energija yra 10 46 džauliai, t. Y. Vidutinė kelių dešimčių MeV vertė neutrino kiekiui. [13]

Neutrino matavimai leido viršutines neutrino masės ir krūvio ribas, taip pat neutrino skonių skaičių ir kitas savybes. [8] Pavyzdžiui, duomenys rodo, kad esant 5% patikimumui, likusi elektrono neutrino masė yra ne daugiau kaip 16 eV / c 2, 1/30 000 elektrono masė. Duomenys rodo, kad bendras neutrino skonių skaičius yra ne daugiau kaip 8, tačiau kiti stebėjimai ir eksperimentai pateikia griežtesnius įvertinimus. Daugelis šių rezultatų buvo patvirtinti ar sugriežtinti atliekant kitus neutrino eksperimentus, tokius kaip kruopštesnė saulės neutrino ir atmosferos neutrino analizė, taip pat eksperimentai su dirbtiniais neutrino šaltiniais. [14] [15] [16]

SN 1987A, atrodo, yra šerdies žlugimo supernova, dėl kurios turėtų būti neutroninė žvaigždė, atsižvelgiant į pradinės žvaigždės dydį. [8] Neutrino duomenys rodo, kad žvaigždės šerdyje susidarė kompaktiškas objektas. Nuo tada, kai supernova pirmą kartą tapo matoma, astronomai ieškojo sugriuvusios šerdies. Hablo kosminis teleskopas nuo 1990 m. Rugpjūčio reguliariai fotografavo supernovą, aiškiai neaptikęs neutronų žvaigždės.

Svarstoma keletas „trūkstamos“ neutroninės žvaigždės galimybių. [18] Pirmasis yra tas, kad neutronų žvaigždė yra apgaubta tankiais dulkių debesimis, todėl jos negalima pamatyti. [19] Kitas dalykas yra tai, kad buvo suformuotas pulsaras, tačiau su neįprastai dideliu arba mažu magnetiniu lauku. Taip pat gali būti, kad dideli medžiagos kiekiai vėl nukrito ant neutronų žvaigždės, todėl ji toliau subyrėjo į juodąją skylę. Neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės dažnai skleidžia šviesą, kai ant jų krinta medžiaga. Jei supernovos likučiuose yra kompaktiškas objektas, bet ant jo nepatenka medžiagos, jis būtų labai blankus ir galėtų išvengti aptikimo. Taip pat buvo svarstomi kiti scenarijai, pavyzdžiui, ar sugriuvusi šerdis tapo kvarko žvaigžde. [20] [21] 2019 m. Buvo pateikti įrodymai, kad neutronų žvaigždė buvo viename ryškiausių dulkių, esančių netoli supernovos likučio tikėtinos padėties. [22] [23] 2021 m. Buvo pateikti įrodymai, kad kietoji rentgeno spinduliuotė iš SN 1987A kyla iš pulsaro vėjo ūko. [24] [25] Pastarąjį rezultatą patvirtina trimatis magnetohidrodinaminis modelis, apibūdinantis SN 1987A evoliuciją nuo SN įvykio iki dabartinio amžiaus ir rekonstruojantis aplinkos aplink neutroninę žvaigždę įvairiomis epochomis, taip leidžiant norint išgauti tankios žvaigždinės medžiagos, esančios aplink pulsarą, sugeriamąją galią. [26]

Didžiąją dalį šviesos kreivės arba šviesumo grafiko, priklausomai nuo laiko, po II tipo supernovos, tokios kaip SN 1987A, sprogimo gamina radioaktyvaus skilimo energija. Nors šviesos spinduliavimas susideda iš optinių fotonų, būtent absorbuota radioaktyvioji galia palaiko liekanas pakankamai karštas, kad spinduliuotų šviesą. Be radioaktyvios šilumos ji greitai pritemtų. 56 Ni radioaktyvus skilimas per dukteris 56 Co - 56 Fe gamina gama spindulių fotonus, kurie absorbuojami ir dominuoja kaitinant, taigi ir išstumiamojo spindesio tarpiniu laikotarpiu (nuo kelių savaičių) iki vėlyvo (kelių mėnesių). [27] SN1987A šviesos kreivės smailės energiją tiekė skilimas nuo 56 Ni iki 56 Co (pusinės eliminacijos laikas - 6 dienos), o vėlesnės šviesos kreivės energija ypač derėjo su 77,3 dienos pusės 56 Co gyvenimas suyra iki 56 Fe. Vėliau kosmoso gama spindulių teleskopais atlikus nedidelę 56 Co ir 57 Co gama spindulių dalį, kuri be absorbcijos išvengė SN1987A liekanų, patvirtino ankstesnes prognozes, kad tie du radioaktyvieji branduoliai buvo energijos šaltinis. [30]

Kadangi SN1987A esantis 56 Co dabar visiškai sunyko, jis nebepalaiko SN 1987A išstumiamojo spindesio. Šiuo metu tai sukelia 44 Ti radioaktyvus skilimas, kurio pusinės eliminacijos laikas yra apie 60 metų. Su šiuo pokyčiu rentgeno spinduliai, kuriuos sukelia sąveikos su išstumiamaisiais žiedais, pradėjo reikšmingai prisidėti prie bendros šviesos kreivės. Tai Hablo kosminis teleskopas pastebėjo kaip stabilų šviesumo padidėjimą praėjus 10 000 dienų po įvykio mėlynoje ir raudonoje spektro juostose. [31] INTEGRAL kosminio rentgeno teleskopo stebėtos rentgeno linijos 44 Ti parodė, kad sprogimo metu sintezuotos bendros radioaktyviosios 44 Ti masės buvo 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M . [32]

Stebint jų skilimo radioaktyvią galią 1987A šviesos kreivėje, buvo išmatuotos tikslios sprogimo metu sukurtų 56 Ni, 57 Ni ir 44 Ti masės, kurios sutampa su gama spindulių linijų kosminiais teleskopais išmatuotomis masėmis ir suteikia nukleosintezę apskaičiuoto supernovos modelio apribojimai. [33]


Kaip apskaičiuoti supernovos šviesos energiją? - Astronomija

AST 301
2003 m. Pavasaris
2 egzaminas


1.a) Apibūdinkite pirmąją reakciją branduolinių reakcijų grandinėje, kurios vyksta Saulėje.

Du protonai susilieja, vienas iš jų virsta neutronu ir išlaisvina pozitroną bei neutriną, kad susidarytų deuterio (sunkiojo vandenilio) branduolys. Dėl šių grandinės reakcijų susidaro helis.

b) Kaip galime naudoti Einšteino lygtį E = mc ^ 2, kad apskaičiuotume energiją, kuri susidaro branduolinės reakcijos metu?

Masė paverčiama energija, o sukurta energija lygi sunaikintai masei, padaugintai iš šviesos greičio kvadrato.

2. Apibūdinkite vieną metodą, kurį astronomai naudoja matuodami žvaigždės paviršiaus (arba fotosferos) temperatūrą.

Trys variantai:
1) Stebėkite žvaigždės spalvą. Karštesnės žvaigždės yra mėlynesnės, šaltesnės - raudonesnės.
2) (geriau) Išmatuokite bangos ilgį, kuriame žvaigždė yra ryškiausia. Temperatūra yra atvirkščiai proporcinga bangos ilgiui, kuriuo ji yra ryškiausia.

3. Atsakykite į vieną iš šių dviejų klausimų:
a) Paaiškinkite atstumo ir paralakso ryšį. Tai yra, pasakykite, koks yra šių dviejų dydžių ryšys, ir paaiškinkite, kodėl jie yra susiję tokiu būdu, koks yra. (Gali padėti figūra.)

Nubraižykite paveikslą, kurį nupiešėme klasėje. Iš jo matosi, kad tolimesnės žvaigždės turi mažesnius paralaksus. Atstumas yra atvirkščiai proporcingas paralaksui.

b) Paaiškinkite ryšį tarp atstumo ir tariamo ryškumo. Tai yra, pasakykite, koks yra šių dviejų dydžių ryšys, ir paaiškinkite, kodėl jie yra susiję tokiu būdu, koks yra. (Gali padėti figūra.)

Nubraižykite paveikslą, kurį nupiešėme klasėje. Iš jo matosi, kad šviesai išeinant iš žvaigždės, ji pasklinda dviem kryptimis. Taigi srautas (galia vienam plotui) nukrenta atstumui didinti kvadratu.

4.a) Paaiškinkite, kodėl žvaigždė turi būti didelė ir kieta, kad ją būtų galima rasti viršutiniame dešiniajame H-R diagramos regione.

Diagramos ašys yra temperatūra ir šviesumas. Viršuje dešinėje reiškia šviečiančią ir vėsią. Taigi šaunu yra akivaizdu. Kad būtų šviesi, nepaisant to, kad ji yra kieta, žvaigždė turi būti didelė, todėl turi spinduliuoti daug paviršiaus.

b) Paaiškinkite, kodėl balti nykštukai H-R diagramoje juda žemyn ir į dešinę, kai jie atvėsta.

Baltieji nykštukai aušdami nekeičia dydžio. Aušinimas reiškia judėjimą į dešinę. Jei žvaigždė vėsta išlaikydama pastovų dydį, todėl pastovus paviršiaus plotas, jis tampa silpnesnis, todėl juda žemyn pagal diagramą. Taip yra todėl, kad vėsesni daiktai skleidžia mažiau šviesos viename paviršiaus plote nei karštesni objektai.

5. 2 saulės masės žvaigždės šviesis yra apie 10 saulės spindulių. a) Kaip palyginamas degalų kiekis (branduolių sintezei) 2 saulės masės žvaigždėje su degalų kiekiu Saulėje?

Žvaigždės masė yra jos kuras. Jie abu yra vandenilis, iš kurio jis pagamintas. Taigi dvigubai daugiau masės reiškia dvigubai daugiau degalų.

b) Kaip per 2 sekundes sunaudojamos 2 Saulės masės žvaigždės sunaudojamas degalų kiekis, palyginti su Saulės sunaudotu degalų kiekiu per sekundę?

Jei žvaigždė yra šiluminės pusiausvyros sąlygomis, ji turi sudeginti reikiamą kuro kiekį, kad generuotų spinduliuojamą energiją (jos šviesumą). Taigi, jei žvaigždė yra 10 kartų didesnė už Saulės šviesą, ji turi degti 10 kartų daugiau degalų per sekundę nei Saulė.

c) Pateikdami papildomą informaciją, kad Saulė, kaip pagrindinės sekos žvaigždė, gyvens apie 10 ^ 10 metų, paaiškinkite, kaip derintumėte savo atsakymus į a ir b dalis, kad apskaičiuotumėte 2 saulės masės žvaigždžių gyvenimo trukmę.

If the star has 10 times as much fuel as the Sun, but burns twice as much each second, its fuel will last only 1/5 as long, or 2x10^9 years.

6. Describe one of the two types of supernova. Specifically, say what events lead to the explosion, what happens during the explosion, and what is left behind after the explosion. For extra credit, say how an astronomer can tell which type of supernova he or she is seeing when one happens.

I) A white dwarf gains mass from a companion star until its mass exceed 1.44 M_sun. It then collapses because degereracy pressure can't support it. That ignites fusion of carbon and oxygen, which blows it apart, leaving nothing.

II) A massive red giant fuses elements in its core until it starts fusing iron to make heavier elements. This fusion reaction takes energy from the core, causing it to collapse. It collapses to make a neutron star. The star's envelope falls in on the neutron star and bounces back out in an explosion.