Astronomija

Supernovų astrofizika - energija per atstumą?

Supernovų astrofizika - energija per atstumą?


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 to reikia pasaulio statybai, bet tai yra fizikos klausimas. Noriu, kad galėčiau apskaičiuoti energiją per atstumą nuo kintamos žvaigždės, tokios kaip Eta Carinae, hipernovos. Taip pat reikės suprasti, kokie energijos lygiai būtų pavojingi planetai ir kokie pavojingi.

Mokslininkai turi skaičių, sakančių, kad normali supernova pakenks Žemei nuo 50 iki 100 šviesmečių. Mane labiau domina hipernovos, nes Eta Carinae yra 7500 šviesmečių atstumu nuo Žemės, o kai kurie mokslininkai sako, kad tai gali mūsų ozono sluoksnį nuimti tiesiogine prasme bet kurią minutę, dieną, metus ar šimtmetį. Turiu susimąstyti: jei čia gali būti taip blogai, kiek blogai yra 5000 šviesmečių ar 1000 šviesmečių? Https://en.wikipedia.org/wiki/Eta_Carinae#Possible_effects_on_Earth

Žinau, kad turime modelių, leidžiančių tai numatyti, tačiau po pakartotinių bandymų ieškoti jų nerandu, o galbūt tiesiog nežinau teisingų terminų, kuriuos reikia ieškoti. Man patinka šis atsakymas į panašų klausimą: https://worldbuilding.stackexchange.com/a/19002, bet atrodo, kad tai yra apie planetas, skriejančias aplink mirštančią žvaigždę, turinčią normalią supernovą.

Norėčiau, kad galėčiau atsižvelgti į žvaigždės charakteristikas ir sukurti atstumo spektrą, kuris eina nuo planetos garavimo iki auroros šviesos šou daugybei planetų: uolų, Neptūno ar Joviano. Galimybė įvertinti, kad bet kuri žvaigždė būtų premija, bet aš dažniausiai noriu sugebėti padaryti didžiules kintamas žvaigždes.


Trumpai tariant, tam nėra gražių standartinių formulių. Vis dėlto galima atlikti tam tikrus dydžio skaičiavimus.

Svarbiausia formulė, kurios jums reikia, yra atvirkštinio kvadrato dėsnis: sferinio energijos šaltinio intensyvumas krinta kartu su atvirkštiniu atstumo kvadratu. $$ I (r) = frac {I} {r ^ 2}. $$ Naudinga yra tai, kad jei žinote, kad koks nors šaltinis yra intensyvus $ I_1 $ turi tam tikrą poveikį per atstumą $ r_1 $ (tarkime, supernova yra pavojinga 50 šviesmečių), tada jūs gausite tą patį efektą iš intensyvaus šaltinio $ I_2 $ per atstumą $$ r_2 = sqrt { frac {I_2} {I_1}} r_1. $$ Taigi hipernova, 10 kartų ryškesnė už supernovą, būtų pavojinga maždaug 158 šviesmečiams (darant prielaidą, kad pradinis 50 šviesmetžių diapazonas - čia skirtingi popieriai ir modeliai gali suplanuoti nemažą dalį). Atkreipkite dėmesį, kad šiuo atveju jums reikia gana didelio ryškumo, kad gautumėte platų diapazoną.

Hipernovai yra greičiausiai gama spindulių pliūpsniai, kurie išleidžia didžiąją dalį energijos išilgai gana siaurų, 2–20 laipsnių, spindulių. Tai žymiai padidintų diapazoną. Jei čiurkšlė padengia dalį $ f $ dangaus, tai reiškia, kad diapazonas yra dabar $$ r_ {2 GRB} = sqrt { frac {I_2} {f I_1}} r_1 $$ kur intensyvumas yra tikrasis energijos išsiskyrimas. Atidarymo pusės kampui $ theta $, $ f = 1- cos ( theta) $ todėl turėtume tikėtis $ f $ būti tarp 0,00015 ir 0,015, iš esmės padidinant diapazoną koeficientu 81–8,1, jei vienam nesiseka būti spindulyje.

Tikslus poveikis skirtingoms planetoms priklauso nuo daugelio kompleksinių veiksnių. Planetos garavimas nėra paprastas procesas, nebent žvaigždė tiekia kur kas daugiau energijos nei gravitacinė rišamoji energija. Sugertoji energija $ pi epsilon R ^ 2 I (r) $ kur $ 0 < epsilon <1 $ yra absorbcijos efektyvumas turi būti daug didesnis nei $ 3GM ^ 2 / 5R $arba $$ I (r) gg frac {3GM ^ 2} {5 pi epsilon R ^ 3} $$ Ši skalė proporcinga masei ir tankiui, todėl norint išgaruoti dešimt kartų masyvesnę planetą, reikia dešimt kartų daugiau radiacijos, darant prielaidą, kad tas pats tankis.

Vien tik paviršiaus ištirpimas ar atmosferos išpūtimas priklausytų nuo daugybės geofizinių detalių. $ epsilon $ labai priklauso nuo bangos ilgio, ar susidaro plazmos sluoksnis ir panašios netvarkingos problemos. Svarbus ir šviesos kreivės laikas, nes kai kurie procesai bus hidrodinaminiai srautai, o ne momentiniai smūgio bangos ar ilgalaikis kaitinimas.

Neapdorotas modelis gali būti toks, kad absorbuota energija iš pradžių šildo atmosferą kaip $$ Delta T = frac { epsilon I (r)} {C_P M_a} $$ kur $ C_P $ yra savitoji šiluma ir $ M_a $ vieno kvadratinio metro atmosferos kolonos masė. Žemei, $ M_a = 10300 $ kg ir $ C_P = 1,00 $ kJ / kg.K. A $10^{47}$ J hipernova tolygiai spinduliuodama 50 lyčių atstumu nusėdtų $ 10 ^ {47} / 4 pi (50 text {ly}) ^ 2 apytiksliai 35 cdot 10 ^ 9 $ W / m$^2$, jei manysime, šildymo atmosfera $ epsilon = 0,1 $ 345 K - tiek, kad pakepintų mus, bet ne tiek, kad išgarintų vandenynus (ten $ M $ yra 1000 kg vienam metras gylis ir $ C_P = 4,2 USD kJ / kg.K). Jei tai būtų tik 100 kartų mažiau intensyvi supernova, efektas būtų švelnus 3,45 K. Kita vertus, sufokusuotu GRB spinduliu galime įšilti nuo šimto iki 10 000 kartų (tuo metu aukščiau pateikta formulė nustoja galioti, nes oras jonizuojasi ir tampa plazma).


Apžvalga

Senovės astronomai žinojo, kad dangus nėra statiškas. Jie stebėjo reguliarius planetų judėjimus danguje ir atkreipė dėmesį į dramatiškus ir netikėtus kometų pasirodymus danguje. Ryškiausi įvykiai, kuriuos jie matė, buvo žvaigždės, staiga pasirodančios danguje, o po to išnykusios po mėnesio. Europoje šioms praeinančioms žvaigždėms buvo suteiktas lotyniškas pavadinimas „nova“, reiškiantis naują. Senovės Kinijos astronomai katalogavo daugybę novų kaip savo pareigą informuoti imperatorių apie įvykius danguje - jei imperatorius tikrai buvo tarpininkas tarp dangaus ir Žemės, kaip jis skelbė, jis turėjo parodyti savo subjektams, apie kuriuos mes žinojome koks buvo dangus.

Šiandien keli skirtingi astronomijos įvykiai vadinami nova. Klasikinės novos yra kataklizminių kintančių žvaigždžių protrūkiai. Šios dvejetainės žvaigždės pakartotinai sukelia protrūkius. Ryškesnės nei klasikinė nova yra supernovos, kurioms šis vardas suteiktas dėl milžiniško jų gaminamo energijos kiekio. Supernovos sukurta energija yra reikšminga saulės masės žvaigždės ramybės masės dalis. Viršutinėje viršūnėje esanti supernova pralenkia savo galaktiką. Ji tokia šviesi, kad ją visoje visatoje gali pamatyti galingiausi teleskopai. 1572 m. Danų astronomo Tycho Brahe matyta nova buvo supernova.

Supernovų paieška yra intensyvi ir kasmet randama dešimtys atliekant automatines paieškas antžeminiais teleskopais. Supernovos yra labai reti įvykiai. Tikimasi, kad jie Paukščių Kelyje vyks maždaug kartą per 50 metų. Nepaisant to, kad jie buvo neįprastai didelėje galaktikoje su daugybe jaunų, masyvių žvaigždžių. Norint pastebėti didelį skaičių supernovų per trumpą laiką, reikia stebėti daugybę galaktikų, o tai reiškia, kad reikia stebėti iki visatos aukšto raudonojo poslinkio ribų. Aptiktos supernovos žymimos jų metais ir laišku, nurodančiu jų atradimo seką, todėl pirmoji 2009 m. Supernova vadinama SN 2009a.

Per daugelį metų stebėtojai sukūrė supernovų klasifikavimo schemą, atsižvelgdami į jų spektrą. Pirmasis platus skirtumas yra tarp supernovų, turinčių helio emisijos linijas - I tipo supernovos, kur I yra romėniškas skaičius 1, ir tų, kurios turi vandenilio emisijos linijas - II tipo supernovos. Šie du tipai yra dar skirstomi pagal specifinį jų turimų spektro linijų modelį. Kaip ir žvaigždžių spektrinėje klasifikacijoje, supernovos spektriniai potipiai žymimi raidėmis, pradedant raide a. Taigi yra, pavyzdžiui, Ia tipo supernova (šis konkretus supernovos tipas plačiai naudojamas kosmologiniuose tyrimuose siekiant nustatyti atstumą).

Kaip ir stebėtojai, teoretikai taip pat skirsto supernovas į dvi klases: šerdies žlugimo supernovas ir termobranduolinės detonacijos supernovas. Šios dvi klasės nėra suderintos su stebėtojų I ir II tipo klasėmis. Termobranduolinės detonacijos supernova siejama tik su Ia tipo supernova, o šerdies žlugimo supernova yra susijusi su II tipo ir keliomis I tipo supernovomis.

Šerdies žlugimo supernova įvyksta tada, kai masyvi žvaigždė sunaudoja visą savo termobranduolinį kurą, taigi šerdį sudaro geležis. Jei žvaigždės šerdis viršija Chandrasekharo masės ribą, ji žlunga savo jėgomis. Šerdis susitraukia nuo dešimčių tūkstančių kilometrų spindulio iki dešimčių kilometrų spindulio, kur žvaigždę stabilizuoja protonų ir neutronų sukeliama degeneracija. Žlugimas išlaisvina gravitacinę potencialią energiją, kuri milžiniško sprogimo metu išpučia žvaigždės šerdį dengiančius sluoksnius. Energija keliauja iš šerdies į išorinius sluoksnius kaip neutrinai.

Remiantis populiariausia termobranduolinės detonacijos supernovos teorija, sprogimas įvyksta, kai baltas nykštukas išstumiamas virš Chandrasekharo ribos. Tai nutiktų kataklizminėse kintamose sistemose, kur baltas nykštukas masę traukia iš palydovo žvaigždės į save. Kai baltasis nykštukas auga masėje, jis tampa gravitaciniu požiūriu nestabilus, panašiai kaip masyvios žvaigždės šerdis tampa nestabili. Baltojo nykštuko skirtumas yra tas, kad jis susidarė iš sintezės varomos kelių saulės masių žvaigždės, kol nebuvo sunaudotas visas termobranduolinis kuras. Daugelis baltųjų nykštukų susideda iš anglies ir deguonies. Kai toks baltas nykštukas griūva gravitaciškai, slėgis ir temperatūra žvaigždės viduje padidėja, kol prasideda sprogstamasis termobranduolinis anglies ir deguonies susiliejimas. Šis termobranduolinis energijos išsiskyrimas yra staigus, o išleidžiamos energijos kiekis žymiai viršija žvaigždės gravitacinę potencialią energiją, todėl žvaigždė susprogdinta.

Nepaisant energijos šaltinio, nesvarbu, ar jis yra gravitacinis, ar termobranduolinis, galų gale dideliu greičiu į kosmosą išmetamos aukštos temperatūros žvaigždžių nuolaužos. Švytėjimas, kurį matome kaip naują žvaigždę, yra šių šiukšlių fotosferos išsiplėtimas. Galų gale dėl išsiplėtimo atsiradusiam ryškėjimui atsispindi šiukšlių atvėsimas, o supernova išnyksta.

Supernovos šoką, kuris mums taip žinomas senovės supernovos likučių paveikslėliuose, sukelia žvaigždžių šiukšlės, plūstančios į erdvines tarpžvaigždines dujas, varančios šoko bangą į dujas.

Viena įdomesnių šerdies griūvančių supernovų savybių yra ta, kad jos sukuria sunkesnius elementus nei geležis. Branduolių sintezės energija varomos žvaigždės vidus yra kietas, palyginti su energija, reikalinga geležį paversti bet kuriuo kitu elementu, todėl natūrali termodinaminė pusiausvyra yra tai, kad vandenilis susijungtų į sunkesnius elementus, kol medžiaga bus žemiausios energijos būsenos, ty gryna geležis. . Tačiau supernovos žvaigždžių nuolaužose temperatūra viršija temperatūrą karščiausios žvaigždės šerdyje, todėl šiose šiukšlėse esanti medžiaga pasiekia šiluminę pusiausvyrą, susidedančią iš daug sunkesnių elementų nei geležis.

Mes esame skolingi supernovoms, nes daugelis pagrindinių elementų, kurie sudaro mūsų kūną, buvo sukurti sprogus supernovai. Itin sunkūs elementai, tokie kaip sidabras ir auksas, yra sukurti tik supernovose, taigi, jei auksas yra viso blogio šaknis, tai supernovos suteikia dirvožemį šiai šakniai. „Supernovos“ sukūrė tokius radioaktyvius elementus kaip uranas, taigi, kurdami energiją naudodamiesi saulės baterija, panaudojame termobranduolinę vandenilio sintezę Saulėje, bet kai kuriame energiją iš urano branduolio dalijimosi, mes panaudojame senovės senovės galią. supernova. Žmonija yra susieta su supernova, mūsų gyvenimu, gerove, godumo objektu ir priemonėmis mūsų destruktyvumui, kurias tiesiogiai teikia senovės supernovos sprogimas.


Ekstragalaktinio atstumo matai

Apgaulė nustatant atstumą iki galaktikos yra surasti toje galaktikoje standartinę žvakę - objektą, kurio šviesumas yra žinomas. Jei galima rasti tokios klasės objektus ir jei jį galima sukalibruoti, geriausia matuojant vieno tokio objekto paralaksą mūsų pačių galaktikoje, mes galime apskaičiuoti atstumą iki galaktikos matuodami objekto ryškumą ir taikydami atvirkštinę kvadratinis įstatymas.

Pagrindinė standartinė žvakė astronomijoje yra kefeido kintamasis - žvaigždė, kurios šviesumas nustatomas pagal pulsacijos periodą. Antra svarbi standartinė žvakė yra 1a tipo supernova, kurios didžiausias švytėjimas gali būti naudojamas kaip standartinė žvakė. Kadangi bet kurioje galaktikoje 1a tipo supernovos yra retos, jų naudojimas apsiriboja kosmologijos teorijų patikrinimu ir trečiojo svarbaus atstumo mato - kosmologinio raudonojo poslinkio - kalibravimu. Labai tolimos galaktikos tolsta nuo mūsų greičiu, proporcingu atstumui. Raudonas šviesos poslinkis iš šių galaktikų yra jų atstumo matas. Tačiau šį atstumo matą galima kalibruoti tik pagal standartinius žvakių atstumo rodiklius.

Kefeido kintamieji

Geriausia standartinė žvakė atstumui iki netoliese esančių galaktikų nustatyti yra kefeidinė kintanti žvaigždė. Tai ryškūs ir pakankamai įprasti, su stipriais identifikavimo parašais, todėl jų stebėjimas kitose galaktikose nėra per sunkus. Daugelis tų, kurie buvo pastebėti mūsų pačių galaktikoje, matavo paralaksus, todėl ši standartinė žvakė yra kalibruojama pagal fizinius vienetus 273 cefeido tipo kintamuosius, kuriuos stebėjo Hipparcos palydovas.

Kefeido kintamasis turi ryškumą, kuris priklauso tik nuo laikotarpio. Jei stebite vieną ir nustatote jo kintamumo periodą, galite priskirti šalia esančių cefeidų šviesą su panašiais laikotarpiais. Matuojant tolimosios galaktikos cefeido ryškumą, galima apskaičiuoti atstumą pagal atvirkštinio kvadrato dėsnį pagal absoliutų dydį M ir matomas dydis m, 1 atstumą nurodo R = 10 1 + 0,2 (m - M) parsekai.

1a tipo supernovos

Standartinė kosmologinių tyrimų žvakė yra 1a tipo supernova. Jis yra toks pat ryškus kaip ir bet kuris visatos įvykis, todėl jį galima pamatyti tolimiausiose galaktikose. Supernova yra ryškesnė už priimančiosios galaktiką, ir daugeliu atvejų stebima 1a tipo supernovos priimančioji galaktika yra per silpna.

1a tipo supernovoms, dėl kurių jos tampa standartinėmis žvakėmis, būdinga tai, kad žemos raudonos poslinkio supernovos, kurių trukmė ir spektrai yra panašūs, turi didžiausią ryškumą. Tie, kurie pastebimi esant žemam raudonam poslinkiui, gali būti kalibruojami naudojant kefeido kintamuosius.

Pagrindinė šio tipo supernovos teorija yra ta, kad matome anglies ir deguonies termobranduolinės bombos sprogimo padarinius. Pirmuonis, išsigimęs nykštukas (baltasis nykštukas), nustumiamas per Chandrasekharo masės ribą, kai žvaigždė pradeda griūti, žvaigždėje esantis deguonis ir anglis susilieja su branduoliu, išlaisvindami energiją supernovoje.

Tačiau teorija negali pateikti pastebėto elgesio pagal pirmuosius principus, todėl ji negali parodyti, ar standartinis žvakių elgesys, matomas netoliese esančiose supernovose, išlieka esant dideliam raudonam poslinkiui, kai visata yra jaunesnė ir todėl šiek tiek skiriasi nuo dabartinės. visatos galaktikos struktūra ir cheminė sudėtis. Jei kintant visatos sąlygoms 1a tipo supernovos šviesumas keičiasi raudonu poslinkiu, tai gautas atstumas bus sistemiškai per didelis arba per mažas. Tai turi tiesioginės įtakos šios standartinės žvakės pritaikymui kosmologijoje.

Be klausimo, ar ankstyvosios visatos sąlygos daro įtaką 1a tipo supernovos šviesumui, ši standartinė žvakė apima antrą problemą, kuri labai riboja jos naudojimą: supernovos yra retos bet kurioje galaktikoje. Todėl jų negalima naudoti norint nustatyti atstumą iki galaktikos, kuri mus gali dominti. Vienintelis jų panaudojimas yra kitų atstumo matų, pvz., Kosmologinio raudonojo poslinkio, kalibravimas, kosmologinių teorijų testavimas ir šių supernovų aplinkos tyrimas. Dabartiniai tyrimai su šiomis standartinėmis žvakėmis nagrinėja visatos plėtimąsi esant raudoniems poslinkiams tarp z = 0,01 ir 1.

Kosmologinis raudonas poslinkis

Tolimų galaktikų šviesa perkeliama į žemesnius dažnius. Šis pastebėtas elgesys yra gerai nusistovėjęs ir yra motyvas, slypintis teorijoje, kad visata plečiasi: raudonasis poslinkis aiškinamas kaip tolstančių galaktikų pasekmė. Nepriklausomai nuo teorijos, perėjimo prie mažesnių energijų, vadinamų raudonu poslinkiu, dydis yra atstumo iki galaktikos matas, kurį galima sukalibruoti palyginus su standartiniais žvakių atstumo matais.

Standartinis būdas išreikšti raudonos spalvos galaktikos poslinkį astronomijoje yra kintamasis z, kurį apibrėžia lygtis

kur & nuobs yra pastebėtas išmetimo linijos dažnis ir & nuskleisti yra išmetamųjų teršalų linijos skleidžiamas dažnis.

Dėl z daug mažiau nei vienybė, nustatoma, kad atstumas yra proporcingas z Šį ryšį suteikia Hablo konstanta H0, kuris yra numanomo greičio ir atstumo santykis. Tada atstumas yra susietas su raudonu poslinkiu pagal d = c z / H0, kur c yra šviesos greitis. Hablo konstantos, nustatomos naudojant 1a tipo supernovas kaip standartines žvakes, vertė yra H0 = 65 km s -1 Mpc -1 (Mpc reiškia megaparseką), manoma, kad vertė teisinga iki 10%. Iš to matome, kad objektai, kurių raudonas poslinkis yra 0,1, yra maždaug 4,6 gigaparsekų.

Raudoniems poslinkiams, artėjantiems prie vienybės, atstumo priklausomybę nuo raudonų poslinkių nustato tiksli mūsų kosmologijos prigimtis. Atstumas, palyginti su raudonu poslinkiu dideliu raudonu poslinkiu, yra aktyvus tyrimų laukas, kuris daro įtaką mūsų teorijoms apie visatos evoliuciją.

1 Dydžio skalė yra logaritminė ryškumo skalė. Didėjant žvaigždės dydžiui, jos ryškumas mažėja. Akivaizdus dydis m yra žvaigždės ryškumas, matuojamas Žemėje, ir tai priklauso tiek nuo žvaigždės ryškumo, tiek nuo atstumo. Absoliutus dydis M yra žvaigždės, kuri yra 10 parsekų nuo Žemės, ryškumas. Paprastai reikia nurodyti dažnio diapazoną, per kurį atliekamas matavimas. Saulės absoliutus vizualinis dydis yra 4,83, o ryškiausios dangaus žvaigždės Sirijaus absoliutus regėjimo dydis yra 1,4 ir tariamasis -4,6.


Kaip toli yra supernovos? Astronomai randa būdą sugriežtinti matavimus

Astronomų komanda, tirianti tolimas sprogstančias žvaigždes, rado būdą, kaip sugriežtinti atstumo iki jų matavimo būdą - ir tai darydami sugriežtinkite Visatos plėtimosi matavimus.

Tokia supernova vadinama Ia tipu. Tai įvyksta, kai mažas, tankus baltas nykštukas ant jo paviršiaus kaupia medžiagą, galiausiai surenka tiek daug medžiagos visa žvaigždė vyksta branduolio sintezė. Energijos išsiskyrimas yra visiškai milžiniškas, tolygus milijardams kartų didesnei Saulės produkcijai.

Daugiau blogos astronomijos

Tai svarbu dėl dviejų priežasčių. Na, daugybė priežasčių, bet dvi čia mums rūpi. Viena yra ta, kad kvantinė mechanika sukuria taisykles čia, ir visos šios žvaigždės sprogsta, kai pasiekia tam tikrą masę (maždaug 1,4 karto viršija Saulės masę), ir tai reiškia, kad jos sprogsta maždaug ta pačia energija. Tai savo ruožtu reiškia, kad jei matome arti ar toli, galime išmatuoti jo atstumą paprasčiausiai nustatydami, koks ryškus jis tapo.

Kita, kad jie yra tokie ryškūs, kad juos galima pamatyti dideliais atstumais, už milijardų šviesmečių. Visata plečiasi, o tolimesni objektai sparčiau tolsta. Jei galime tiksliai išmatuoti šias Ia tipo supernovas, galime nustatyti, kaip Visata plečiasi.

Menininko piešinys „RS Ophiuchi“, simbiotinė žvaigždė ir pasikartojanti nova, kur baltas nykštukas kaupia materiją iš aplink ją skriejančios žvaigždės. Autorius: Davidas Hardy ir PPARC

Ir iš tikrųjų tai buvo padaryta. 1998 m. Dvi skirtingos komandos paskelbė rezultatus, rodančius, kad Visata ne tik plečiasi, bet ir plečiasi greitėjantis, plečiasi greičiau kiekvieną dieną. Neaišku, kas tai sukelia, bet mes tai vadiname tamsi energija, ir išsiaiškinti, iš ko ši medžiaga iš tikrųjų yra, yra pagrindinis astrofizikos tikslas - juk čia kalbama apie Visatos likimą.

Problema ta, kad ne visi I tipo sprogsta lygiai taip pat. Bet tai galima kompensuoti. Pavyzdžiui, kai kurie atiduoda daugiau energijos nei kiti, ir apskritai tiems reikia daugiau laiko, kol pasieks savo maksimalų ryškumą ir išnyks. Taigi, jei pamatuosite kaip ilgas norint paryškėti ir išblukti, galite nustatyti jo maksimalų ryškumą ir tada naudoti tai, kad gautumėte atstumą.

Tai buvo tas, kas paskatino pasiekti proveržį 1998 m. Tačiau, net ir tuo atveju, jų sprogimo erdvėje vis dar yra tam tikros erdvės, šiek tiek neapibrėžtas jų ryškumas, o tai reiškia, kad mes vis dar turime tam tikrą netikrumą matuodami, kaip greitai Visata plečiasi.

Būtent taip atrodo naujas kūrinys. Jie rado naują metodą, leidžiantį nustatyti atstumą iki šių sprogstančių žvaigždžių, ir paskelbė apie jį du straipsnius. Pirmasis susijęs su metodo plėtojimu, o antrasis - jo įgyvendinimu.

Besiplečiančios šiukšlės iš Keplerio „Supernovos“ 1604 m., Ia tipo baltojo nykštuko sprogimas Paukščių Tako galaktikoje. Kreditas: Rentgenas: NASA / CXC / SAO / D.Patnaude, optinis: DSS

Tai, ką jie padarė, yra sudėtinga ir protinga. Jie žiūrėjo į daugiau nei 170 supernovų, imdami jų spektrus maksimalaus ryškumo metu (apskritai jiems prireikia poros savaičių, kol jie pasiekia ryškiausią šviesą, o po to išnyksta per daugelį mėnesių). Spektras parodo, koks ryškus yra skirtingų bangų ilgio objektas, kurį šiuo atveju galite laikyti spalvomis, šimtais spalvų. Skirtingi elementai absorbuoja ir skleidžia šviesą, esant skirtingiems bangos ilgiams, o tai savo ruožtu gali būti naudojama kaip supernovos diagnostika apie jos temperatūrą, greitį, tankį ir pan.

Užuot tik žiūrėję į vieną charakteristiką, pvz., Kiek laiko reikia ryškėti ir išblukti, jie galėjo pažvelgti į daugelį ir pastebėjo, kad apskritai 173 jų stebėtos supernovos atrodo nepaprastai panašios, artėjant maksimaliam ryškumui. Jie pastebėjo, kad kai kurios atskiros linijos (astronomija kalba apie bangos ilgius, kai elementai sugeria arba skleidžia šviesą) keičiasi iš supernovos į supernovą, bet jei jie pažvelgė į tarp pagrindinės linijos (jos tiesiogine to žodžio prasme pavadino „Reading Bet The Lines“ metodą) visos supernovos atrodė nepaprastai panašios.

Artimiausias mums baltasis nykštukas Sirijus B turi Saulės masę, bet žemės dydį. Palyginimui, Saulė yra daugiau nei 100 kartų platesnė nei Žemė. Kreditas: ESA ir NASA

Tai leido jiems sukurti kompiuterinį modelį, kuris kompensuotų atskirų supernovų skirtumus dėl išorinių variantų (pvz., Jei vienas būtų įterptas į dulkių debesį), o tai reiškė, kad bet kokie skirtumai tarp vienos supernovos turi atsirasti dėl kažko būdingo, kaip jo cheminė sudėtis ar kiti fizikiniai veiksniai.

Jie pasitelkė mašininį mokymąsi ieškodami „supernovos dvynių“, kur dviejų skirtingų supernovų spektrai buvo labai panašūs. Naudodamiesi tomis, kaip pradine linija, jie galėjo ištirti, kaip skiriasi spektrai, ir sužinoti, kad galiausiai tik trys veiksniai turėjo įtakos tam, kaip ryškumas keičiasi nuo supernovos iki supernovos - kalcio ir silicio šviesa ir kaip greitai plečiasi supernovos nuolaužos.

Modeliuodami šiuos tris veiksnius, jie galėtų juos kompensuoti, leisdami tiksliau numatyti, kokia ryški tampa supernova. Jie nustatė, kad jų metodas yra reikšmingas patobulinimas, palyginti su senesniu (naudojant tai, kiek laiko supernova praskaidrėja ir išnyksta), ir jie sugeba atstumo neapibrėžtumą sumažinti tik iki maždaug 3%.

Tai yra svarbu! Kuo geresnis bus mūsų atstumo matavimas, tuo geriau galėsime išmatuoti tamsiosios energijos poveikį kosminiam išsiplėtimui. Kadangi per ateinančius kelerius metus didesni teleskopai bus prieinami internete, daugiau supernovų bus galima pastebėti toliau. Tikimės, kad taikant šį metodą tuos tolimus sprogimus galima panaudoti dar tiksliau nei anksčiau, kad suprastumėte, ką daro Visata.

Nuostabu, kad astronomai bando išsiaiškinti, kaip elgiasi pati Visata, ir netgi suprasti jos likimą. Bet mes esame ir nuolat tobulėjame.


Astronomijos ir astrofizikos profesorius

Teksaso A ir ampM universiteto Fizikos ir astronomijos katedra, Mokslo koledžas, kviečia teikti paraiškas astronomijos / astrofizikos docentams. Tai yra visą darbo dieną dirbantis dėstytojų etatas su devynių mėnesių akademiniu paskyrimu. Numatoma pradžios data yra 2021 m. Rugpjūčio 1 d.

Laimėjęs kandidatas parengs energingą, nepriklausomą tyrimų programą, kuri pritrauktų išorinį finansavimą, prisiimtų visas mokymo pareigas absolventų ir bakalaurų astronomijos ir fizikos lygmenimis ir prisidėtų prie departamento tarnybinių misijų. Teorinių ir stebimų astronomijos, astrofizikos ir kosmologijos sričių mokslininkai, kurie praplečia ir sustiprina esamas Teksaso A & ampM universiteto tyrimų sritis, yra raginami kreiptis. Laimėjęs kandidatas taip pat taps George P. ir Cynthia Woods Mitchell pagrindinės fizikos ir astronomijos instituto nariu ir tikimasi, kad jis prisidės prie klestinčios mokslinių tyrimų aplinkos.

Teksaso A & ampM universitetas yra įsipareigojęs praturtinti visų studentų, tyrėjų, dėstytojų, darbuotojų ir lankytojų mokymosi ir darbo aplinką skatindamas kultūrą, apimančią įtraukimą, įvairovę, teisingumą ir atskaitomybę. Mes esame pasiryžę įvairovei visomis formomis ir skatiname būsimų dėstytojų paraiškas, kurie gali padidinti mūsų grupės žinių ir idėjų įvairovę.

Per pastarąjį dešimtmetį Teksaso A & ampM universitetas sukūrė energingos astronomijos grupę, kurios mokslinių tyrimų veikla apėmė daugybę sričių, įskaitant ekstragalaktinę astronomiją, supermasyvias juodąsias skyles, artimojo lauko kosmologiją, supernovas, laiko srities astronomiją, kosmologinio atstumo skalę, prietaisus. ir astrostatistika. „Texas A & ampM“ yra institucija „Dark Energy Survey“, „Giant Magellan“ teleskopo, „Hobby Eberly“ teleskopo „Dark Energy eXperiment“ (HETDEX), „LSST Corporation“, Maunakea spektroskopinio tyrimo ir AST-3 projekto „Dome A“, Antarktidoje, narė. Didelio našumo mokslinių tyrimų skaičiavimo išteklius sudaro trys „Texas A & ampM“ grupės ir prieiga prie „Lonestar5“ grupės Teksaso pažangaus skaičiavimo centre.

Teksaso A & ampM universitetas yra Koledžo stotyje, Teksase, greta Bryano, Teksase, maždaug 90 minučių nuo Hiustono ir Ostino didmiesčių. Bryan / College Station yra gyvybinga, dinamiška bendruomenė, siūlanti kultūrinę įvairovę, menus ir pramogas, darbo galimybes ir prieinamą gyvenimo kokybę.

Informacija apie Fizikos ir astronomijos katedrą pateikiama adresu http://physics.tamu.eduir informaciją apie Mičelio institutą galite rasti adresu https://mitchell.tamu.edu.

Pareigos apima konkurencinę naudą per „Texas A & ampM see see“ https://employees.tamu.edu/benefits išsamesnės informacijos.

Laimėjęs kandidatas turi turėti daktaro laipsnį arba jam prilygintą fizikos, astronomijos ar susijusios srities laipsnį ir turėti tvirtą, įrodytą originalių astronomijos / astrofizikos tyrimų įrašą.


Supernovų savybės

Studentai sužinos apie supernovų prigimtį, kaip jas aptikti tolimose galaktikose ir ką šie stebėjimai gali mums pasakyti.

Siūlomi stebėjimai: didelio galaktikų rinkinio stebėjimo poros, išdėstytos kelių dienų atstumu

Iššūkis:

Išmatuokite atstumą iki tolimosios galaktikos naudodami specialų supernovos tipą. Medžiok supernovas tolimose galaktikose ir galbūt būk pirmas, padaręs naują atradimą!

Pagrindas:

Supernovos sprogimai yra galingiausi įvykiai visatoje. Per mažiau nei sekundę išsiskiria tiek energijos (apie 10 44 džaulių), kiek Saulė išleido per visą savo gyvenimą! Sprogimas įvyko mirus didžiulei žvaigždei, kuri sunaudojo degalus. Akivaizdus supernovos dydis per kelias valandas pašviesėja maždaug 10 dydžių, todėl keletą mėnesių žvaigždės šviesumas yra palyginamas su jos pagrindinės galaktikos šviesumu.

Supernovos yra reti įvykiai, tipinėje galaktikoje pasitaikantys tik vieną ar du kartus per amžių. Paukščių Tako galaktikoje per visą užregistruotą istoriją buvo matytos tik šešios supernovos, paskutinis įvyko 1604 m., Prieš prasidedant teleskopų amžiui. Įžvalgus skaitytojas pastebės, kad šis rodiklis yra daug mažesnis nei aukščiau aprašytas vieno ar dviejų šimtmečio rodiklis (o tai duoda

20–40 per 2000 metų). Taip yra todėl, kad esant matomiems bangos ilgiams, dėl šviesos išnykimo dulkėmis mes negalime pamatyti labai toli savo galaktikos disko. Kitaip tariant, šešios dokumentuotos supernovos per pastaruosius 2000 metų buvo gana artimos (per 2–4 kiloparsekus). 1–2 procentas per amžių yra pagrįstas vidutiniais aptikimo rodikliais kitose nei mūsų pačių galaktikose, kuriose galaktikos diską galime pamatyti „akis į akį“, mažai išnykdami.

Supernovos skirstomos į dvi plačias kategorijas, atsižvelgiant į jų šviesos kreives (dydis ir laikas). I tipo aštrus maksimumas ir genda palaipsniui, o II tipo maksimalūs maksimumai yra mažesni ir skilimas laipsniškai. Skiriasi ir tipų spektrai. II tipo spektrai rodo daugiausia vandenilio linijas, o I tipo spektrai turi daugelio medžiagų linijas. Manoma, kad I tipo supernovos pirmtakė yra baltoji nykštukė dvejetainėje sistemoje su raudonu milžinišku palydovu. Mišios nuo raudonojo milžino kaupiasi ant baltojo nykštuko, kol nykštukės masė praeis Chandrasekhar ribą - 1,4 saulės masės. Tada nykštukas žiauriai žlunga ir tampa I tipo supernova. Manoma, kad II tipo supernovos pirmtakė yra didžiulė raudona (arba mėlyna) supergiganta. Po to, kai žvaigždė nutraukia termobranduolinę sintezę, gravitacija perima ir suspaudžia žvaigždę iki labai mažo skersmens. Šis įsibrovimas sukelia šoką, kuris atsimuša į šerdį, ir sukelia sprogimą, kurį mes matome kaip II tipo supernovą. Šokas taip pat sukelia didelę žvaigždžių atmosferos dalį 15 000–30 000 km / sek greičiu.


Supernovos 1987A

Astronomai kasmet mato daugybę supernovų, tačiau dažniausiai jos yra labai tolimose galaktikose. Supernovos yra retos, bet kurioje galaktikoje pasitaikančios maždaug kas penkiasdešimt metų. Tai reiškia, kad norint pamatyti didelį kiekį supernovų, kiekvieną dieną reikia ieškoti daugybės galaktikų, o tai reiškia, kad reikia žiūrėti toli į kosmosą. Tačiau kartais netoliese esančioje galaktikoje atsiranda supernova, astronomams suteikianti galimybę iš arti pamatyti sprogusią žvaigždę.

Svarbiausia iš netoliese esančių supernovų yra 1987 m. Vasario mėnesį matyta supernova, pavadinta SN 1987A. [1] Tai įvyko Didžiajame Magelano debesyje, kuris yra 50 kpc atstumu nuo Žemės, taigi jis įvyko tik (!) Prieš 163 000 metų. Jokia kita nuo kosmoso amžiaus pradžios pastebėta supernova neįvyko arčiau Žemės. SN 1987A buvo stebima naudojant antžeminius ir kosminius prietaisus, taip pat neutrino detektorius, palaidotus giliai po žeme. Tai įvyko gerai matomame Pietų pusrutulio dangaus regione, kurio neužgožė dulkės. Jo šaltinis buvo žvaigždė, kuri buvo ištirta prieš atsirandant supernovai, o paskutinis žvaigždės stebėjimas įvyko likus kelioms valandoms iki sprogimo. Ši supernova įrodė teoriją, kad dėl masyvios žvaigždės žlugimo susidaro supernova, tačiau ji taip pat parodė, kad, priešingai, nei tikėtasi, ne visos supernovoje sprogusios žvaigždės yra raudonos supergigantės - kartais sprogsta ir mėlynosios supergigantės.

The blue supergiant star Sk -69° 202 (for star #202 in the -69° declination band of the Sanduleak catalog), [2] which is a type B3 I star, created SN 1987A. Like all blue supergiants, it was extremely luminous, with an absolute visual magnitude of -6.3, but it was too faint to see with the unaided eye, having at 50 kpc distance an apparent visual magnitude of 12.2, which is at the limit of the largest portable telescopes. Because of its high luminosity, it was regularly observed, with the last observation occurring about 5 hours before a neutrino burst released by the supernova arrived at Earth. Three more observations were made in the following 6 hours. Subsequent observations, made less than 24 hours after the neutrino burst, finally alerted the astronomical community that a supernova had occurred. The blue supergiant brightening from 12th magnitude to 6th magnitude, a factor of 250 increase in power radiated as visible light, in the first-three hours after the neutrino burst. This brightening accounts for most of the brightening of the supernova. Once the supernova faded, and the supernova shell expanded sufficiently to become transparent, astronomers found that Sk -69° 202 no longer exists.

SN 1987A is classified as an unusual type II supernova. It is type II because it has hydrogen lines in its spectrum. It is unusual because the doppler shift of those lines suggests an expansion of around one-tenth the speed of light (twice the expansion speed of a typical type II supernova) and because it is much less luminous than a typical type II supernova, although the total amount of energy released in the explosion is similar to that released in a typical type II supernova. SN 1987A is also unusual in brightening in only 3 hours, rather than over the several days that is more typical of type II supernovae. These unusual features are directly tied to the small radius of the exploding star. The rapid brightening of the star directly reflects this small radius more time is required for the energy released by the collapse of a star's core to travel to the photosphere of a red supergiant than to that of a blue supergiant, because the red supergiant is physically much larger than the blue supergiant. The remaining-two characteristics—the high velocity and the low luminosity—are set by the star's radius through the thermodynamics of a supernova.

Like an internal combustion engine, a supernova explosion is a heat engine that converts heat into kinetic energy. Just as the motion of an engine's pistons convert the heat released when fuel is burned into the kinetic energy that propels a car, the expansion of a star during a supernova explosion converts the heat released by the collapse of the star's core into kinetic motion of the outer regions of the star, and as with an internal combustion engine, the efficiency of this conversion depends on the compression ratio of the system. The higher the compression ratio in an internal combustion engine, meaning the higher the ratio of the final volume in a piston cylinder to the initial volume in the cylinder, the more efficient the conversion of heat into kinetic energy. For an exploding star, a high compression ratio is achieved by making the radius of the star that explodes as small as possible, because the point at which the supernova shell becomes transparent and releases its remaining heat is independent of the initial radius of the star. This means that the supernova of a blue supergiant converts much more of the supernova energy into kinetic energy than does the supernova of a red supergiant of equivalent mass the former is a more efficient heat engine than the latter, because a blue supergiant has a much smaller radius than does a red supergiant. The consequence of this efficiency is that the velocity of the supernova shell is higher, and the temperature of the shell is lower, in a blue supergiant supernova than in a red supergiant supernova.

SN 1987A is not the only supernova with a previously-observed star. Generally, a supernova must be closer than about 30 megaparsecs from Earth to have its progenitor identified. A handful of other known stars in nearby galaxies have exploded, and most of these stars are red supergiants, as expected from theory. [3] They behave as typical type II supernovae. The supernova of a blue supergiant is simply a rare event, which is reflected in the rarity of its type: under-luminous type II supernovae account for less than 3% of all core-collapse supernovae.

Hubble image of SN 1987A nebula, taken February 1994. The three red rings are locate in space as though they lie on a tilted hourglass, with the smallest ring at the narrowest point of the hourglass, and the two larger rings at either end of the hourglass. The small ring has a semi-major axis of 0.8 arc seconds (0.2 parsecs), while the larger rings have semi-major axes of 1.8 arc seconds (0.4 parsecs). [5] These rings are dense regions in the stellar wind that were ionized by ultraviolet radiation from the supernova. The supernova is the bright dot at the center of the smallest ring. All other dots are stars. Courtesy NASA and P. Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).

Two other atypical features of SN 1987A are clues that motivate the many theories as to why the star Sk -69° 202 exploded while it was in a blue supergiant state. The first is the unusual chemical composition of the supernova shell, and the second is the odd triple-ring remnant left by the supernova.

The chemical composition of the star Sk -69° 202 is evident in the spectrum of the supernova. At the start of a supernova, the spectrum shows the composition of the star's outer layers. The spectrum of SN 1987A showed an overabundance of nitrogen relative to oxygen and carbon as compared to the Sun, which is a signature of the CNO hydrogen fusion cycle. The appearance of this overabundance at the surface of Sk -69° 202 suggests either that the star over its lifetime had lost most of its outer hydrogen layer, revealing the layers that had experienced thermonuclear fusion, or that convection transported the products of thermonuclear fusion to the star's outer layers. [4] A companion star can cause either of these outcomes, while a rapid spin could have caused convection in Sk -69° 202.

The unusual remnant of SN 1987A consists of three rings aligned along an axis of symmetry the typical supernova remnant is a simple shell centered on the point of the explosion. The interpretation of SN 1987A's remnant is that the axis of symmetry is aligned with either the rotation axis of the exploding star or the orbital axis of that star around a dimmer companion star. The rings themselves are regions of high gas density in the star's stellar wind that were flash-ionized by ultraviolet radiation from the supernova. The center ring is interpreted as a high-density ring in the plane of the exploding star. The remaining two rings, one below and one above the plane defined by the center ring, have a variety of interpretations. The most important aspect of the axisymmetric remnant, however, is that it supports the belief that the star Sk -69° 202 was either spinning rapidly or was orbiting a companion star.

Together, the chemical composition of Sk -69° 202 and the axisymmetry of its remnant suggest that either its rapid spin or its orbit around a companion star altered the evolution of Sk -69° 202 , causing it to be in a blue supergiant stage rather than a red supergiant stage when its core collapsed.

[1] Arnett, W. David, Bahcall, John N., Kirshner, Robert P., and Woosley, Stanford E. “Supernova 1987A.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics 27 (1989): 629–700.

[2] Sanduleak, N. “Deep Objective-Prism Survey for LMC Members." Contr. Cerro-Tololo Obs. 89 (1970): 1. Available through the VizieR service.

[3] Smart, Stephen J. “Progenitors of Core Collapse Supernovae.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47 (2009): 63–106.

[4] Fransson, C., Cassatella, A., Gilmozzi, R., Kirshner, R.P., Panagia, N., Sonneborn, G., and Wamsteker, W. “Narrow Ultraviolet Emission Lines from SN 1987A: Evidence for CNO Processing in the Progenitor. “ „Astrofizikos žurnalas“ 336 (1 January 1989): 429–441.

[5] Burrows, Christopher, Krist, John, Hester, J. Jeff, et al. “Hubble Space Telescope Observations of the SN 1987A Triple Ring Nebula.” „Astrofizikos žurnalas“ 452 (20 October 1995): 680–684.


Imaging the Universe

Learning Goals: Students will learn about the nature of supernovae, how to detect them in distant galaxies, and what these observations can tell us.

Suggested Observations: pairs of observations of a large set of galaxies, spaced several days apart

Measure the distance to a faraway galaxy using a special type of supernova. Hunt for supernovae in distant galaxies and perhaps be the first to make a new discovery!

Pre-Lab Quiz: Supernova Survey

Part 1: Exploding Stars

Part 2: Searching for Supernovae

Part 3: Cosmic Distance Beacons

Supernova explosions are the most powerful events in the universe. In less than a second, as much energy is released (about 10 44 Joules) as the Sun has released in its entire lifetime! The explosion results from the death of a massive star which has consumed its fuel supply. The apparent magnitude of a supernova brightens by about 10 magnitudes within a few hours, so that for a few months the star’s luminosity is comparable to the luminosity of its parent galaxy.

Supernovae are rare events, occurring only once or twice a century in a typical galaxy. There have been just six supernovae seen in the Milky Way galaxy in recorded history, with the most recent occurring in 1604, just before the age of telescopes began. The perceptive reader will note that this rate is much less than the rate of one or two a century reported above (which gives

20-40 in 2,000 years). This is because at visible wavelengths, we cannot see very far into the disk of our galaxy due to light extinction by dust. In other words, the six documented supernovae of the last 2000 years have all been relatively close (within 2-4 kiloparsecs). The 1-2 per century rate is based on average detection rates in galaxies other than our own in which we can see the galactic disk ‘face-on’ with little extinction.

Supernovae are classified into two broad categories, based on their light curves (magnitude versus time). Type I’s exhibit a sharp maximum and decay gradually, whereas Type II’s have less sharp maxima and decay more gradually. The spectra of the types also differ. Type II spectra show mostly hydrogen lines, whereas Type I spectra have lines of many substances. The progenitor star of a Type I supernova is thought to be a white dwarf in a binary system with a red giant companion. Mass from the red giant accretes onto the white dwarf until the dwarf’s mass passes the Chandrasekhar limit of 1.4 solar masses. The dwarf then collapses violently and becomes a Type I supernova. The progenitor star for a Type II supernova is thought be a massive red (or blue) supergiant. After the star ceasesthermonuclear fusion, gravity takes over and compresses the star to a very small diameter. This implosion causes a shock which bounces off the core, resulting in the explosion which we see as a Type II supernova. The shock also carries off a large fraction of the stellar atmosphere at speeds of 15,000-30,000 km/sec.


Principal Observed Characteristics

A type Ia supernova reaches its peak brightness about 20 days after the explosion, with an absolute visual magnitude of about ?19.3, or almost 10 billion time the luminosity of the Sun. After peaking, the supernova declines in brightness by 3 magnitudes over a month and then by 1 magnitude every subsequent month until it fades from sight.

The features that mark a supernova as type Ia are the absence of hydrogen lines and the presence of silicon lines in the spectrum. The spectrum also shows the lines of intermediate mass elements such as oxygen, calcium, magnesium, and sulfur. Two weeks after the supernova reaches its peak magnitude, its spectrum shows the lines of iron and other elements of similar mass such as cobalt. The debris emitting this light moves at a very high velocity away from the explosion site. The highest velocities are about 10% of the speed of light.

The type Ia supernovae behave as though a single variable determines all of their characteristics the shape of the spectrum, the change in luminosity with time, and the velocity of the debris are all set by the total amount of energy released in the explosion. Most supernovae differ from the average peak visual absolute magnitude by less than 0.3 magnitudes. Low-luminosity supernovae are redder and shorter-lived, with debris moving at a lower velocity, than high-luminosity supernovae. A consequence of this behavior is that if one knows the spectrum of a type Ia supernova at the peak apparent magnitude, one can infer the peak absolute magnitude. This property permits astronomers to use the type Ia supernovae as a standard candle for deriving the distances to the farthest galaxies and for studying the expansion of the universe.

Strictly speaking, not all type Ia supernovae behave in the same way. About 85% of these supernovae behave according to the single-variable pattern just described. The remaining nonconforming type Ia supernovae can differ in a variety of ways, including being several magnitudes less luminous than the conforming 85%. They are believed to have a different origin than the conforming 85%. They may be produced by the thermonuclear explosion of white dwarfs under different conditions than the conforming supernovae, or they may be from massive stars undergoing core collapse.


Multi-Messenger Astronomy

Some of the strongest sources of gravitational waves will also produce enough light to be visible from ground and space-based telescopes across the electromagnetic spectrum. As described above, BNSs release a great deal of gravitational-wave energy as the neutron stars spiral together. During the merger phase the stars produce highly radioactive material as well as an accompanying burst of gamma-rays, thought to come from narrow jets of high-energy radiation that blast from the merging stars for about one-tenth of a second. Gamma-ray bursts are some of the most energetic events in the Universe, typically releasing as much energy as our Sun will emit throughout its entire life but in just a few seconds.

If we can see the gravitational signature of a binary merger then we can determine both the characteristic mass and its distance from us. This is a very unusual property of these inspiral signals. If we can also measure the speed at which that binary is travelling away from us as the Universe expands, by analysing the redshift of its optical spectrum, then we can measure the expansion rate of the universe, known as Hubble&aposs constant (H0). In Glasgow we carry out research into this unique method of determining H0 using our combined local expertise in cosmology, data analysis and gravitational wave astrophysics.

There are also other possible signatures. Radioactive material ejected during the neutron star merger glows as it decays, emitting optical and infrared light for a few days after the merger. This phenomenon is called a kilonova or macronova and is 100 billion times dimmer than a gamma-ray burst. In addition to the light and gravitational waves, the process which produces the radioactive neutron-rich material could also be the source of gold and other heavy elements found on Earth. Most of the lighter elements in our bodies (like carbon and oxygen) were likely created in supernovae, but the source of heavier elements is still a mystery - one that could be solved by observing light and gravitational waves together. While it's true we are all made of star stuff, your gold ring may be made of neutron-star stuff!

The rich phenomenology associated with binary neutron star mergers mean their observation and study impacts a broad range of physics. They are excellent particle physics laboratories, providing far more extreme conditions to probe the properties nuclear matter than what can be achieved in a terrestrial laboratory. They are also one of nature&aposs richest sources of multi-messenger emission, covering the full EM spectrum, producing gravitational waves at both low and high frequencies, and are likely sources of high-energy neutrino emission, opening up possibilities for astro-particle astrophysics.

These new cosmic messengers have heralded the dawn of a new era of multi-messenger astronomy, where we can listen to a symphony of cosmic gravitational waves while observing the full splendour across the electromagnetic spectrum, from radio waves to high-energy gamma-rays, all emitted by the most extreme and exotic phenomena in the Universe.