Astronomi

Hvorfor er der et hul i dette billede af supernova-opdagelser?

Hvorfor er der et hul i dette billede af supernova-opdagelser?


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.

Jeg stødte på denne gif, der viser supernova-opdagelser fra slutningen af ​​det 19. århundrede til 2010. Her er dataene i 2010:

Bemærk, at der er en fremtrædende region formet som en omvendt U, hvor der er få detekteringspunkter, som jeg groft har lukket:

Hvorfor er det? Er det en artefakt af detektorer der ikke er enkle at observere den del af himlen, eller er der en eller anden underliggende astronomisk grund?


Koordinatsystemet i dette billede er RA og december. Det er et koordinatsystem, der bruger Jordens ækvator (projiceret på himlen) som sin midterlinje.

Den omvendte U er Mælkevejen. Mælkevejen er fuld af støv og gas og blokerer vores syn på galakser (og supernovaer) bag den. Der er nok støv i galaksenes plan til at blokere vores syn i den retning. For eksempel er galaksen IC 342 en af ​​de nærmeste galakser og ville være strålende, hvis den ikke var tæt på det galaktiske plan. Der kan være andre galakser, der er helt skjulte.

Vores galakses hoveddel skjuler ikke kun supernovæ, der findes i andre galakser, den skjuler også det meste af supernovæ, der forekommer i Mælkevejen


Jumping the Gap to Probe Large Black Holes

Teorien forudsiger, at gravitationsbølgedetektorer skal være i stand til at observere en population af enorme sorte huller. En ny undersøgelse undersøger, hvad vi lærer af disse mystiske objekter, og hvornår vi kan håbe på at finde dem.

En foretrukken størrelse

En nylig version af den hurtigt voksende "stjernegravplads", et plot, der viser masserne af de forskellige komponenter i observerede kompakte binære fusioner. Klik for at forstørre. [LIGO-Virgo / Northwestern U./Frank Elavsky & amp Aaron Geller]

LIGO / Virgo gravitationsbølgedetektorer har opdaget signaler fra snesevis af sort-hul-binære filer, der fuldfører deres endelige dødsspiraler og fusionerer. Indtil videre er disse observerede primære sorte huller primært faldet i et masseområde under

45 solmasser, hvilket indikerer et fald i befolkningen i binære sorte huller over denne masse.

Kunstnerens indtryk af en supernova. Stamfaderstjerner med en bestemt masse er modtagelige for par-ustabilitet supernova, der forhindrer dannelsen af ​​et sort hul. [ESO / M. Kornmesser]

Undgå en ustabil ende

Hvorfor manglen på tungere sorte huller? Teoretikere har en forklaring: par-ustabilitet supernova massegab. Baseret på vores forståelse af stjernernes udvikling, skulle sorte huller i et bestemt masseområde - ca. 50-120 solmasser - ikke være i stand til at dannes. Dette massegab opstår, fordi stamfaderstjernerne, der er nødvendige for at producere sorte huller af denne størrelse, forudsiges at gennemgå en løbende proces, der til sidst eksploderer som voldelige supernovaer, der forhindrer dannelse af resterende sorte huller.

Dannelsen af ​​sorte huller over

120 solmasser skulle dog stadig være mulige - så vi forventer, at en befolkning med enorme sorte huller på den anden side af massespalten lurer i vores galakse og videre. I en ny undersøgelse undersøger forskerne Jose María Ezquiaga og Daniel Holz fra University of Chicago yderligere i denne forudsigelse.

Jagt på den fjerne side

Ezquiaga og Holz bruger statistikkerne fra tidligere binære detekteringer i sort hul og forudsigelser af nuværende og fremtidige gravitationsbølgedetektorers muligheder for at estimere, hvad der venter os med hensyn til sorte huller på den anden side.

For det første viser forfatterne, at disse tungvægte ville være de mest massive kilder, der kunne detekteres af LIGO / Jomfruen, og - hvis de findes - skulle vi være i stand til at få øje på op til snesevis af dem under LIGO / Jomfruens næste to observationer (O4 og O5) .

Det anslåede maksimale antal binære fusioner med sort hul registreret pr. År for forskellige nuværende og kommende jordbaserede gravitationsbølgedetektorer og om 4 år for LISA. [Tilpasset fra Ezquiaga & amp Holz 2021]

Endelig viser Ezquiaga og Holz, at observationer af fjernbinarier med LISA, LIGO / Jomfru og Einstein-teleskopet (en næste generations detektor) vil give et uafhængigt mål for universets udvidelse ved forskellige rødskift: z

0,4, 0,8 og 1,5. Ved at udnytte den øvre kant af massespalten kan sorte huller på ydersiden fungere som standard sirener og muliggøre præcisionskosmologi.

Snart at blive fundet?

Så hvad er resultatet? Udsigterne er gode for sorte huller på afstand!

Hvis disse tungvægte findes, skal vi få øje på dem inden for de næste par år, og de vil være i stand til at give os værdifuld indsigt i en række videnskabelige spørgsmål. Hvis vi gør det ikke observere enhver inden for denne tidsramme, der også giver en kraftfuld erklæring om dannelse af sorte huller, der kræver nye teorier for at forklare manglen.

Citation

"Jumping the Gap: Searching for LIGO & # 8217s Biggest Black Holes," Jose María Ezquiaga og Daniel E. Holz 2021 ApJL 909 L23. doi: 10.3847 / 2041-8213 / abe638


Dette er grunden til, at 'multi-messing-astronomi' er fremtiden for astrofysik

Resten af ​​supernovaen 1987a, der ligger i den store magellanske sky omkring 165.000 lysår væk. . [+] Når de når maksimal lysstyrke, vil en type II (kernekollaps) supernova være mere end dobbelt så lys som en type Ia supernova nogensinde vil være, og vil udsende både neutrinoer og lys samtidigt, men som interagerer forskelligt med deres miljø og ankommer derfor til forskellige tidspunkter.

Noel Carboni & amp ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator

Den 24. februar 1987 blev et spektakulært signal set som aldrig før. Fra 165.000 lysår væk ankom Jorden de første signaler fra en nyligt ødelagt stjerne - en kernekollaps-supernova. Mennesker havde været vidne til supernovaer før, både inden for Mælkevejen og i galakser ud over vores egne, men denne var speciel. Det første antydning af dets ankomst kom ikke i form af lys, men snarere i et signal, der aldrig blev målt før: i form af neutrinoer.

Det var først timer senere, at lyset ankom, svarende til den ekstra tid, det tog chokbølgen, der optrådte i stjernens indre, at nå overfladen. Mens lys interagerer med det materiale, der komponerer stamfarens stjerne, passerer neutrinoer simpelthen lige igennem det og giver dem et betydeligt forspring. For første gang havde en astronomisk begivenhed ud over vores solsystem udsendt både lys og partikler, der blev observeret på jorden. Æraen med Multi-Messenger Astronomi blev født. Selvom det stadig er et begreb, som kun få ikke-astronomer kender, er det virkelig fremtiden for at studere universet.

Flere neutrino begivenheder, rekonstrueret fra separate neutrino detektorer. I 1987 tre uafhængige. [+] detektorer, der var følsomme over for energiske neutrinoer og antineutrinoer, detekterede i alt 25 partikler i en enkelt burst, der spænder over 13 sekunder. Et par timer senere ankom også lyset.

Super Kamiokande samarbejde / Tomasz Barszczak

Oprindeligt var astronomi begrænset til et meget snævert regime: de eneste signaler, vi var i stand til at modtage, var i form af synligt lys. Da det var det, vores øjne havde tilpasset sig til at se, var det de værktøjer, vi havde til rådighed til at undersøge universet. I utallige årtusinder så menneskelige øjne solen, månen, planeterne, stjernerne og de uklare, fjerne tåger, vi nu ved, er galakser, da de langsomt men sikkert vandrede over himlen.

Selv efter opfindelsen af ​​teleskopet var astronomi stadig begrænset til det, vi kunne opfatte i synligt lys. Alt, hvad teleskopet gjorde, var i det væsentlige at forbedre vores lysopsamlingsstyrke ved hjælp af spejle og / eller linser til at øge lysopsamlingsområdet langt over grænserne for selv den mest grundigt udvidede pupil. I stedet for tusinder af stjerner afslørede disse værktøjer hundreder af tusinder, millioner og til sidst milliarder af dem.

Et kort over stjernetæthed i Mælkevejen og omgivende himmel, der tydeligt viser Mælkevejen, den Store. [+] og små magellanske skyer (vores to største satellitgalakser), og hvis du ser nærmere på, NGC 104 til venstre for SMC, NGC 6205 lidt over og til venstre for den galaktiske kerne og NGC 7078 lidt under. I synligt lys afsløres kun stjernelys og tilstedeværelsen af ​​lysblokerende støv, men andre bølgelængder har kapacitet til at afsløre fascinerende og informative strukturer langt ud over, hvad den optiske del af spektret kan.

Tidligt syntes kun de lyseste objekter at have farveegenskaber, de andre var så langt væk, at kun monokrome signaler var synlige. Da fotografiske teknikker blev tilgængelige og blev anvendt på astronomi, blev det imidlertid muligt at placere et farvefilter over teleskopet og kun optage lys med en bestemt bølgelængde.

Når der blev samplet flere forskellige bølgelængder enten på én gang eller i hurtig rækkefølge, kunne de data, der blev indsamlet, kombineres til at danne et enkeltfarvet billede. Denne teknik blev oprindeligt anvendt på terrestriske billeder, men blev kortvarigt udvidet til astronomi, hvilket gjorde det muligt for forskere at producere farvebilleder af objekter på nattehimlen. Selv i dag nyder astrofotografi ikke kun fagfolk, men titusinder af amatører og hobbyister fra hele verden.

Ved at tage tre forskellige fotografier af det samme objekt, der indsamler data på tre forskellige. [+] bølgelængder, farver (som rød, grøn og blå) kan tildeles og tilføjes sammen, hvilket giver et billede, der ser sandt ud i livet og i ægte farve for vores øjne. Astronomer bruger ikke kun denne teknik, men har udvidet den til ud over vores øjne ved at implementere astronomi med flere bølgelængder.

Alligevel udnyttede dette fremskridt kun den mindste del af det elektromagnetiske spektrum: synligt lys. I virkeligheden er der mange former for lys, der både har højere energi (og kortere bølgelængde) såvel som lavere energi (med længere bølgelængder), der kan opfattes og måles med den rigtige type teleskop.

I dag drager vi fordel af alle de forskellige former for lys, der er for at studere de objekter, der findes i universet.

  • Gamma-stråler og røntgenstråler afslører objekter med høj energi som pulser, sorte huller og forbigående "burst" -hændelser,
  • ultraviolet, synligt og næsten infrarødt lys afslører stjerner og stjernedannende materiale,
  • mid-infrarødt og langt-infrarødt lys viser tilstedeværelsen af ​​køligere gas og støv,
  • mens mikrobølge- og radiolys afslører stråler af partikler, diffus baggrundsemission og detaljer i individuelle protoplanetære diske.

Hver gang vi ser på et objekt i en anden lysbølgelængde, har vi potentialet til at afsløre en helt ny klasse af information om det.

Denne multi-bølgelængde visning af den nærliggende Andromeda galakse viser, hvad der afsløres i radio, infrarød,. [+] synligt, ultraviolet og røntgenlys. Gas, støv, stjerner og stjernerester, der udsender lys i forskellige energier og ved forskellige temperaturer, kan alle fremhæves afhængigt af hvilken bølgelængde der vælges.

Planck mission team ESA / NASA

Selvom vi har forskellige navne på disse forskellige typer astronomisk observation - noget af det, vi observerer, er stråler (gammastråler og røntgenstråler), nogle er lette (ultraviolette og synlige), nogle er stråling (infrarød) og nogle er bølger (radio) - de er alle stadig lyse. Fra et fysikperspektiv indsamler vi det samme: fotoner eller kvanta lys. Vi ser bare på lys med forskellige egenskaber, når vi laver nogen af ​​disse typer astronomi.

Med andre ord involverer astronomi ved at samle lys af enhver type altid den samme type messenger: den samme type informationsbærer. Der er dog også andre former for astronomi, fordi objekterne i universet ikke kun udsender lys. Da de gennemgår alle de forskellige astrofysiske processer, som universet tillader, kan de udsende en lang række klasser af signaler, inklusive fra fundamentalt forskellige budbringere.

Kosmiske stråler, som er ultrahøje energipartikler, der stammer fra hele universet, rammer. [+] protoner i den øvre atmosfære og frembringer byger af nye partikler. De hurtigt bevægede ladede partikler udsender også lys på grund af Cherenkov-stråling, da de bevæger sig hurtigere end lysets hastighed i Jordens atmosfære og producerer sekundære partikler, der kan detekteres her på Jorden.

Simon Swordy (U. Chicago), NASA

Talrige klasser af objekter udsender ikke kun lys, men også partikler. Fra hele himlen, inklusive fra solen, opdager vi en lang række kosmiske strålepartikler, herunder:

  • elektroner,
  • positroner (modstykket til elektroner),
  • protoner,
  • anti-protoner,
  • neutrinoer og anti-neutrinoer,
  • og endnu tungere, komplekse atomkerner, fra helium helt op til jern.

Vi har samlet disse typer partikler inde fra solsystemet i ekstremt lange perioder, som uden tvivl hver gang vi støder på et meteorregn, er vi vidne til partikelbyger i vores atmosfære, der stammer fra kometer fra fortid og nutid. Solen udsender en lang række kosmiske stråler. Og for nylig, med sofistikerede observatorier som Kamiokande (og dens efterfølgere) og IceCube, opdager vi både sol- og kosmiske neutrinoer.

Super-Kamiokande-detektoren, efterfølgeren til neutrinoobservatoriet, reagerer på 12 af de 25. [+] neutrinoer set i den nærliggende supernova fra 1987 var i stand til at producere dette billede af solen alene fra solneutrinoerne.

Super Kamiokande / R. Svoboda, LSU

Lys og partikler er hver en helt uafhængig type "messenger" i astronomi, da de kræver grundlæggende forskellige teknikker, udstyr og fortolkninger for at give mening om universet. Men 2010'erne bragte os noget endnu mere bemærkelsesværdigt: en tredje type grundlæggende messenger. Den 14. september 2015 ankom det første nye signal: i form af tyngdebølger.

Gravitationsbølger er det eneste signal, der nogensinde er direkte opdaget, og som ikke har nogen type kendt, målt, standardmodelpartikel forbundet med den. De genereres, når en masse accelererer gennem et område i rummet, der ændrer sig i dens krumning, men det er kun de stærkeste signaler med den største amplitude af en bestemt frekvens, som vi er i stand til at registrere. Ved hjælp af et stort, ekstraordinært præcist laserinterferometer er forskere i stand til at detektere tyngdebølger, der svarer til en ændring i disse armlængder på ikke mere end 10-19 meter: ca. 1/10.000. Bredden af ​​en proton.

LIGO Hanford Observatory til påvisning af tyngdebølger i Washington State, USA, er afhængig af. [+] to vinkelrette, 4 km arme med lasere inde i dem for at opdage passage af tyngdebølger. Når en bølge passerer igennem, vil den ene arm trække sig sammen, mens den anden udvides og omvendt og skabe et oscillerende signal med en amplitude på bare

Med tre grundlæggende forskellige typer astronomi har vi fået nye vinduer på universet og nye metoder til at få information om alt, hvad der er derude. Lys, partikler og tyngdekraftsbølger er intrinstisk forskellige typer budbringere for astronomer, hvor hver klasse af signaler afslører oplysninger om universet, som de to andre ikke kan.

Men de mest kraftfulde eksempler på disse forskellige astronomiske teknikker opstår, når vi er i stand til at bruge mere end en af ​​dem på samme tid. Når astronomer bruger udtrykket "Multi-Messenger Astronomy", er dette det nøglebegreb, de henviser til: detektering af det samme objekt eller begivenhed med enten lys og partikler, lys- og tyngdebølger, partikler og tyngdekraftsbølger eller alle tre sammen. Da videnskaberne inden for traditionel (lysbaseret) astronomi, gravitationsbølge-astronomi og kosmisk stråleastronomi alle skrider frem, vil disse multi-messenger-begivenheder afsløre universet som aldrig før.

Kunstnerens illustration af to fusionerende neutronstjerner. Det krusende rumtidsgitter repræsenterer. [+] gravitationsbølger udsendt fra kollisionen, mens de smalle stråler er strålerne af gammastråler, der skyder ud kun få sekunder efter tyngdebølgerne (opdaget som en gammastråle burst af astronomer). Eftervirkningerne af neutronstjernens fusion observeret i 2017 peger mod oprettelsen af ​​et sort hul.

NSF / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet

I 2017 observerede gravitationsbølge-astronomer et signal i modsætning til ethvert andet, der afviklede svarende til fusionen af ​​to neutronstjerner omkring 130 millioner lysår væk. Næsten samtidigt - kun to sekunder efter, at gravitationsbølgesignalet ophørte, ankom det første elektromagnetiske signal (i form af gammastråler). Det første robuste multi-messenger-signal, der involverede tyngdekraftsbølger, blev opdaget.

Dette vil kun blive bedre med tiden og forbedret teknologi. Når den næste nærliggende supernova opstår, vil vi helt sikkert være i stand til at detektere både lys og partikler og måske endda få gravitationsbølger også. Faktisk havde vi en kandidat (der ikke gik ud) til vores første trifecta-signal tidligere på året. Når en pulsarfejl opsamles af en gravitationsbølgedetektor, vil det også være et multi-messenger-signal. Og når LISA, vores næste generations tyngdebølgedetektor kommer online, vil vi endda kunne forudsige disse kosmiske fusioner, som LIGO og Jomfruen ser i dag i god tid, hvilket giver os masser af ledetid til at foretage samtidige observationer af en mulig multi- messenger-begivenhed i det kritiske øjeblik, "t = 0".

Det primære videnskabelige mål med Laser Interferometer Space Antenna (LISA) -missionen er at opdage. [+] og observer tyngdekraftsbølger fra massive sorte huller og galaktiske binære områder med perioder i intervallet fra titusinder til nogle få timer. Dette lavfrekvente område er utilgængeligt for jordbaserede interferometre på grund af den uskærmelige baggrund af lokal tyngdestøj som følge af atmosfæriske effekter og seismisk aktivitet. Dens ankomst kunne indvarsle et nyt, monumentalt fremskridt inden for multi-messenger-astronomi.

De tre typer signaler, vi ved, hvordan vi samler fra universet - lys, partikler og tyngdekraftsbølger - leverer alle fundamentalt forskellige typer information lige til vores hoveddør. Ved at kombinere de mest præcise observationer, vi kan tage med hver af disse, kan vi lære mere om vores kosmiske historie, end nogen af ​​disse signaltyper eller "budbringere" kan give isoleret.

Vi har allerede lært, hvordan neutrinoer produceres i supernova, og hvordan deres rejsevej er mindre hæmmet af stof end lysets. Vi har allerede knyttet sammenfletning af neutronstjerner med kilonovaer og produktionen af ​​de tungeste grundstoffer i universet. Med multi-messenger-astronomi, der stadig er i sin barndom, kan vi forvente en vandflod af nye begivenheder og nye opdagelser, når denne videnskab skrider frem gennem det 21. århundrede.

Ligesom du kan lære mere om en tiger ved at høre dens knurren, lugte dens duft og se den jage, end du kan fra et stillbillede alene, kan du lære mere om universet ved at opdage disse fundamentalt forskellige typer budbringere på én gang. Vores kroppe kan være begrænset med hensyn til de sanser, vi kan bruge i et givet scenarie, men vores viden om universet er kun begrænset af den grundlæggende fysik, der styrer det. I søgen efter at lære det hele skylder vi menneskeheden at bruge enhver ressource, vi kan mønstre.


Hvad gør en supernova? Forskere troede, de vidste det.

Ny røntgenforskning sætter spørgsmålstegn ved oprindelsen af ​​en nøgletype supernova og kan bøje en af ​​astronomiens go-to-herskere.

Et af astronomiens mest anvendte værktøjer til måling af afstande kan være mindre pålidelige, end forskere har antaget, ifølge et par astrofysikere.

Deres konklusion, der vil blive offentliggjort i torsdagens udgave af tidsskriftet Nature, ser ikke ud til at rejse tvivl om årtiers opdagelser om universets struktur og udvikling, der stod på værktøjet - en form for eksploderende stjerne kaldet en Type 1A supernova .

Disse begivenheder "er de vigtigste eksplosioner i kosmologi," siger Marat Gilfanov, en af ​​de to forskere, der er involveret i Nature-undersøgelsen.

I princippet ”mudrer vandet” for sådanne fantastiske opdagelser som eksistensen af ​​mørk energi, siger astrofysiker Mario Livio med Space Telescope Science Institute i Baltimore.

I det mindste repræsenterer resultatet - hvis det holder op - "en forlegenhed for alle astrofysikere," siger han. "I årtier har vi studeret disse typer eksplosioner, og vi ved stadig ikke" hvilken af ​​to brede mekanismer der er involveret i at udløse dem. Det indebærer, at der kan være forskelle i mængden af ​​lys, de producerer, selvom de er blevet klumpet ind i den samme klasse af supernovaer, sagde han under en pressebriefing onsdag.

Supernovaer overskygger kort de galakser, der indeholder dem. Ved hjælp af observationer af nærliggende supernovaer og de typer af stjerner, der eksploderede, konkluderede astronomer, at Type 1A-supernovaer havde tendens til at nå den samme indre lysstyrke. Og de havde en afslørende signatur - deres lys falmede over tid i et karakteristisk mønster, der adskiller sig fra andre typer supernovaer.

Fordi lyset dæmpes med en forudsigelig hastighed med afstanden, bruger forskere lyset fra Type 1A-supernovaer som en slags standardlys, der giver dem mulighed for at beregne afstande til galakser, hvor eksplosionerne opstår.

Men over tid foreslog nogle forskere, at processen til generering af en Type 1A-supernova kunne variere.

Type 1As antages at forekomme i et binært stjernesystem, hvor det ene medlem er en hvid dværg - en livsfase for en stjerne som solen - og det andet en stjerne, der stadig er i sin blinde. Tyngdekraften fra den hvide dværg, der pakker vores solmasse i en jordstørrelse, trækker stof fra sin ledsager. Når den hvide dværgs masse overstiger 1,4 gange solens masse, eksploderer dværgen som en supernova.

Alligevel har forskere også antydet, at en fusion af to hvide dværge kunne udløse en Type 1A-supernova. En måde at fortælle forskellen på: Se på deres røntgenemissioner, dværg-mod-dværg-fusionen skal vise svagere røntgenemissioner end en eksplosion, der skyldes tilvækst, når en hvid dværg piraterer materiale fra en normal ledsager.

Dr. Gilfanov og Akos Bogdan med Max Planck Institute for Astrophysics i Garching, Tyskland, kiggede på røntgen, synlige og infrarøde emissioner fra seks elliptiske galakser relativt tæt på Mælkevejen. Røntgendataene kom fra NASAs Chandra X-Ray Observatory.

Baseret på skøn over antallet af stjerneeksplosioner, man typisk ville forvente at finde i en galakse, var røntgenemissionerne 30 til 50 gange svagere i de galakser, de undersøgte, end man ville forvente, hvis Type 1A-supernovaer blev udløst af tilvækst, snarere end ved fusioner.

Som supplement til arbejdet advarer Dr. Livios om, at "konklusionen er svækket af det faktum, at vi taler om en ikke-detektion", og sammenligner den med Sherlock Holmes-fortællingen, hvor helvede knækkede sagen i vid udstrækning baseret på en hund, der ikke ikke gø.

Mere arbejde skal udføres, erkender forskerne for at se, om den samme relative mangel på røntgenstråler er til stede i spiralgalakser, som har langt højere hastigheder for stjernedannelse - og eksplosive stjernedødsfald - som elliptiske.

Livios tilføjer dog, at disse resultater og nylige observationsbeviser for, at Type 1A-supernovaer viser lidt anderledes lysudgang afhængigt af den type galakse, de beboer, "understreger behovet for virkelig at prøve at forstå, hvad stamfaderen [stjerne] egentlig er. "


Forskere opdager en ny type materiale inde i en neutronstjerne

Kredit:
Jyrki Hokkanen, CSC & # 8211 IT Center for Science

Astronomer opdagede noget spændende ved, hvad der ligger i en neutronstjerne. Forskere fandt ud af, at neutronstjernerne & # 8217 kernen består af eksotisk kvarkstof. Dette er en første og i modsætning til noget, de & # 8217; ve set før. Dette kan være lidt vanskeligt at pakke hovedet rundt om det, så lad os starte et par skridt tilbage.

Alt det, der er omkring os, består af atomer. Disse atomer har kerner, der har protoner, neutroner og elektroner. Men når man ser på neutronstjerner, hvilket er et resultat af kæmpestjerner, der dør i supernovaer, og deres kerne kollapser. Du har et specifikt spørgsmål i tankerne. Spørgsmålet er, om disse kerner af disse store neutronstjerner kollapser yderligere i noget eksotisk stof og mister deres kerne.

Som det viser sig, er svaret ja. Disse stjerner kollapser i kvarkmateriale og mister deres kerne. Opdagelsen åbner op for en helt ny lodret undersøgelse af dette eksotiske kvarkstof. Det er en imponerende undersøgelse og teknik, at disse forskere var i stand til at besvare et 40-årigt spørgsmål.


Hvorfor er der et hul i dette billede af supernova-opdagelser? - Astronomi

Køb My Stuff

Hold dårlig astronomi tæt på dit hjerte, og hjælp mig med at gøre mig beskidt rig. Hej, det er enten denne eller en af ​​de virkelig irriterende PayPal-donationsknapper her.

Supernova 1987A: opdagelsen

Uge 21. februar 2000

Ironi har en måde at være så godt, ironisk Sommetider. Jeg har skrevet disse snacks i tre år nu, og min plan var - og er stadig - at tale om ting, jeg synes er interessant med astronomi, og håber, at du også finder dem interessante. Så hvor ironisk er det, at jeg i al denne tid aldrig har skrevet om det ene objekt, som jeg finder mest interessant af alle?

Jeg har altid elsket supernovaer, stjerner der eksploderer. Der er noget meget dramatisk ved sådan en titanisk fremvisning af magt. Når en stjerne eksploderer, udsender den på et sekund så meget energi som solen gør i hele sin levetid! Heldigvis er disse begivenheder ikke for almindelige og har tendens til at ske temmelig langt fra Jorden. De er så lyse, at de kan ses tydelige overalt i universet, en kendsgerning, der kan have overraskende konsekvenser for vores eventuelle skæbne.

Denne uge markerer årsdagen for måske den vigtigste supernova, vi nogensinde har set. Det var den mest studerede supernova nogensinde for én ting, det var den lyseste supernova siden opfindelsen af ​​teleskopet! Det revolutionerede vores ideer om, hvordan stjerner eksploderer, hvorfor de eksploderer, og hvad der sker, når de eksploderer. I de næste par uger vil jeg se på forskellige aspekter af denne stjerne, og hvordan den ændrede astronomi. Det ændrede mig bestemt! Selv opdagelsen af ​​dette objekt er fantastisk, og så starter vi denne mini-serie med, hvordan denne stjerne eksploderede i vores liv.

Sent om aftenen den 23. februar 24. / 1987, tog en astronom ved navn Ian Shelton billeder af den store magellanske sky (LMC), en satellitgalakse af Mælkevejen. Han brugte et lille teleskop til at tage billeder af LMC for at kontrollere for variable stjerner og novaer (novae er stjerner, der lider mindre eksplosioner, og er langt mindre energiske end deres store brødre supernovaerne). Shelton tog en fotografisk plade af LMC kl. 1:00 om morgenen lokal tid den aften.


Omtrent på samme tid besluttede Oscar Duhalde, en operatør for et teleskop ikke langt fra, hvor Shelton var ved samme observatorium, at gå udenfor for at tage en pause fra at bruge 'omfanget. Ved ikke at bruge andet end sine egne øjne og hans intime kendskab til det område af himlen bemærkede han en stjerne i LMC, der ikke var der sidste gang han kiggede. Han var faktisk den første person, der så supernovaen! Desværre rapporterede han ikke det til de andre astronomer, måske fordi han havde arbejdet så hårdt, og han simpelthen glemte det. Kort efter udviklede Ian Shelton de plader, han havde taget af LMC, og så straks den nye stjerne. Han gik hen til det andet teleskop og fortalte dem, hvad han havde fundet Duhalde, nævnte derefter, at han havde set det tidligere. På dette tidspunkt gik de fire astronomer (Shelton, Duhalde, Barry Madore og Robert Jedrzejewski) straks ud for at se selv denne nye supernova.

Og det var det en supernova. De vidste det straks, det var alt for lyst til at være en simpel nova i LMC. De sendte et telegram til Cambridge, Massachusetts, som er clearinghuset for astronomiske opdagelser. En bekræftelse blev sendt af et andet hold i New Zealand lige en halv time senere. Det var ved denne margin, at Shelton blev kendt som opdageren af ​​Supernova 1987A.

Måske endnu sjovere er, at supernovaen faktisk var blevet fotograferet endnu tidligere. Robert McNaught, i Australien, fotograferede også det område af himlen. Men i modsætning til Shelton bemærkede han ikke den nye stjerne før senere. Andre fotografier af andre observatører blev også lavet før Sheltons. Imidlertid, han er den, der først rapporterede det, og derfor er han den, der krediteres at opdage, hvad der senere skulle vise sig at være det mest studerede og vigtige objekt af sin art.

I næste uge taler vi om, hvorfor en stjerne som denne eksploderer, og hvordan SN87A overraskede os alle ved ikke at følge reglerne.


Indhold

Udseendet af Mælkevejssupernovaen fra 1572 hører til blandt de mere vigtige observationsbegivenheder i astronomiens historie. Udseendet af den "nye stjerne" hjalp med at revidere gamle himmelske modeller og fremskynde en revolution i astronomi, der begyndte med erkendelsen af ​​behovet for at producere bedre astrometriske stjernekataloger (og dermed behovet for mere præcise astronomiske observationsinstrumenter) . Det udfordrede også det aristoteliske dogme om uendelighed af stjernernes rige.

Supernovaen fra 1572 kaldes ofte "Tychos supernova" på grund af Tycho Brahes omfattende arbejde De nova et nullius aevi memoria prius visa stella ("Vedrørende stjernen, ny og aldrig før set i nogens liv eller hukommelse", udgivet i 1573 med genoptryk overvåget af Johannes Kepler i 1602 og 1610), et værk indeholdende både Tycho Brahes egne observationer og analysen af ​​observationer fra mange andre observatører. Tycho var ikke den første til at observere supernovaen fra 1572, skønt han sandsynligvis var den mest nøjagtige observatør af objektet. [2] Næsten lige så nøjagtige var hans europæiske kolleger som Wolfgang Schuler, Thomas Digges, John Dee, Francesco Maurolico, Jerónimo Muñoz, [3] Tadeáš Hájek eller Bartholomäus Reisacher. [4]

I England fik dronning Elizabeth matematikeren og astrologen Thomas Allen til at komme på besøg "for at få sit råd om den nye stjerne, der dukkede op i Cassiopeia, som han gav sin dom meget lærdigt", som antikvarien John Aubrey optegnede i sine notater a århundrede senere. [5]

I Ming-dynastiet Kina blev stjernen et problem mellem Zhang Juzheng og den unge Wanli-kejser: I overensstemmelse med den kosmologiske tradition blev kejseren advaret om at overveje sin dårlige opførsel, da den nye stjerne blev fortolket som et ondt tegn. [6]

De mere pålidelige nutidige rapporter siger, at den nye stjerne selv sprang ud hurtigt efter 2. november, og den 11. november var den allerede lysere end Jupiter. Omkring 16. november 1572 nåede den sin maksimale lysstyrke på omkring -4,0 styrke, med nogle beskrivelser, der gav den ligestilling med Venus, da planeten var på sit lyseste. Supernovaen forblev synlig med det blotte øje i begyndelsen af ​​1574 og falmede gradvist, indtil den forsvandt fra syne. [7]

Supernovaen blev klassificeret som type I på baggrund af dens historiske lyskurve kort efter at type I og type II supernovaer først blev defineret på baggrund af deres spektre. [8] The X-ray spectrum of the remnant showed that it was almost certainly of type Ia, but its detailed classification within the type Ia class continued to be debated until the spectrum of its light at peak luminosity was measured in a light echo in 2008. This gave final confirmation that it was a normal type Ia. [1]

The classification as a type Ia supernova of normal luminosity allows an accurate measure of the distance to SN 1572. The peak absolute magnitude can be calculated from the B-band decline rate to be −19.0 ± 0.3 . Given estimates of the peak apparent magnitude and the known extinction of 1.86 ± 0.2 magnitudes, the distance is 3.8 +1.5
−0.9 kpc. [1]

The distance to the supernova remnant has been estimated to between 2 and 5 kpc (approx. 6,500 and 16,300 light-years), with recent studies suggesting a narrower range of 2.5 and 3 kpc (approx. 8,000 and 9,800 light-years). [9]

Initial radio detection Edit

The search for a supernova remnant was negative until 1952, when Hanbury Brown and Cyril Hazard reported a radio detection at 158.5 MHz, obtained at the Jodrell Bank Observatory. [10] This was confirmed, and its position more accurately measured in 1957 by Baldwin and Edge using the Cambridge Radio Telescope working at a wavelength of 1.9 m . [11] The remnant was also identified tentatively in the second Cambridge Catalogue of Radio Sources as object "2C 34," and more firmly as "3C 10" in the third Cambridge list (Edge et al. 1959). There is no dispute that 3C 10 is the remnant of the supernova observed in 1572–1573. Following a 1964 review article by Minkowski, [12] the designation 3C 10 appears to be that most commonly used in the literature when referring to the radio remnant of B Cas, although some authors use the tabulated Galactic designation G120.7+2.1 and many authors commonly refer to it as Tycho's supernova remnant. Because the radio remnant was reported before the optical supernova-remnant wisps were discovered, the designation 3C 10 is used by some to signify the remnant at all wavelengths.

The X-ray observation Edit

An X-ray source designated Cepheus X-1 (or Cep X-1) was detected by the Uhuru X-ray observatory at 4U 0022+63. Earlier catalog designations are X120+2 and XRS 00224+638. Cepheus X-1 is actually in the constellation Cassiopeia, and it is SN 1572, the Tycho SNR. [13]

Optical detection Edit

The supernova remnant of B Cas was discovered in the 1960s by scientists with a Palomar Mountain telescope as a very faint nebula. It was later photographed by a telescope on the international ROSAT spacecraft. The supernova has been confirmed as Type Ia, [1] in which a white dwarf star has accreted matter from a companion until it approaches the Chandrasekhar limit and explodes. This type of supernova does not typically create the spectacular nebula more typical of Type II supernovas, such as SN 1054 which created the Crab Nebula. A shell of gas is still expanding from its center at about 9,000 km/s. A recent study indicates a rate of expansion below 5,000 km/s. [15]

In October 2004, a letter in Natur reported the discovery of a G2 star, similar in type to our own Sun and named Tycho G. [16] It is thought to be the companion star that contributed mass to the white dwarf that ultimately resulted in the supernova. A subsequent study, published in March 2005, revealed further details about this star: Tycho G was probably a main-sequence star or subgiant before the explosion, but some of its mass was stripped away and its outer layers were shock-heated by the supernova. Tycho G's current velocity is perhaps the strongest evidence that it was the companion star to the white dwarf, as it is traveling at a rate of 136 km/s, which is more than four times faster than the mean velocity of other stars in its stellar neighbourhood. This find has been challenged in recent years. The star is relatively far away from the center and does not show rotation which might be expected of a companion star. [17]

In Gaia DR2, the star was calculated to be 6400 +2000
−1200 light-years away, on the lower end of SN 1572's possible range of distances, which in turn lowered the calculated velocity from 136 km/s to only 56 km/s.

In the ninth episode of James Joyce's Ulysses, Stephen Dedalus associates the appearance of the supernova with the youthful William Shakespeare, and in the November 1998 issue of Sky & amp Teleskop, three researchers from Southwest Texas State University, Don Olson and Russell Doescher of the Physics Department and Marilynn Olson of the English Department, argued that this supernova is described in Shakespeare's Hamlet, specifically by Bernardo in Act I, Scene i. [18]

The supernova inspired the poem "Al Aaraaf" by Edgar Allan Poe. [19]

The protagonist in Arthur C. Clarke's 1955 short story "The Star" casually mentions the supernova. It is a major element in Frederik Pohl's spoof science article, "The Martian Star-Gazers", first published in Galaxy Science Fiction Magazine i 1962.


For its birthday, Hubble has cake with several octillion tons of flaming candles on it

On April 24, 1990, the Space Shuttle orbiter Discovery thundered into orbit. A day later, clamped in the grip of the robotic Canadarm, the Hubble Space Telescope was pulled out of the orbiter's payload bay and then set free to orbit the Earth.

That was 31 years ago this past weekend. Since then, Hubble has looked at everything from the Moon (and even, technically, the Earth) to almost literally the edge of the observable Universe, 13+ billion light years away.

Anticipating the anniversary, earlier this year it was pointed at the absolutely spectacular star AG Carinae, a monster nearing the end of its life. AG Car, as those in know call it, is not going gently into that good night. Oh my no instead, it's raging quite violently at the dying of its own light.

The violently explosive star AG Carinae is surrounded by huge amounts of gas and dust — enough to make 15 Suns — seen here in a Hubble image celebrating its 31st year since launch in 1990. Credit: NASA, ESA and STScI

Yegads. It's beautiful, isn't it? You'd never think this was a star teetering on the thin edge of a catastrophic explosion, periodically blasting off its outer layers in cosmic paroxysms in a desperate effort to maintain its balance.

An effort that is quite doomed.

AG Car is what we call a luminous blue variable, a massive blue star that is soul-puckeringly energetic. Stars fuse lighter elements (like hydrogen) into heavier elements (like helium) in a controlled thermonuclear reaction in their cores. That's where the energy for their light and heat comes from. The rate it fuses those elements — and therefore the energy it produces — scales steeply with the mass.

And AG Car is massive, something like 55 times the mass of the Sun, and it's blasting out a million times the Sun's energy.

En stjerne. A million Suns worth of light.

In fact, it's so luminous that it's unstable. At its surface, an atom of hydrogen, say, feels the quite fierce force of the star's gravity pulling it downward, keeping it attached to the star. But that onslaught of light coming up from the interior tries to push it away, and the two forces are not quite in balance. Complicated events inside the star sometimes make the material more opaque, so it absorbs more energy. This heats the star up, and if things get out of hand, it erupts in an explosion that's just this side of a supernova, sending huge amounts of material careening away at high velocity.

That happened to AG Car in its recent past. A colossal eruption blasted away as much as 15 times the Sun's mass in total — 30 octillion tons — sending it screaming away from the star at speeds up to 100 kilometers per second. The energy of such an event is staggering.

We see that material now as a nebula surrounding the star. Given the diameter of the nebula — about 4 light years, just flipping huge — this eruption must have occurred about 17,000 years ago. Since that time, a fierce wind of subatomic particles from the star has pushed against the nebula, creating a cavity between the star and the gas.

In the Hubble image, blue light represents dust (tiny grains of rocky or literally sooty material) reflecting the star's light. The dust appears clumpy, and a lot of it forms tendrils that point toward the star, shaped by the star's wind and brilliant light pushing on the dust, eroding it.

The supernova SN 1987A occured in a dense field of stars and gas in a nearby galaxy. In this wide-field shot you can see the three rings of gas forming the outline of an hourglass nebula around the star. Credit: NASA, ESA, and R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and Gordon and Betty Moore Foundation) and P. Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

The red light is from hydrogen gas, and forms a kinked elliptical ring near the nebula's inner edge. At first I thought that might be a snowplow effect: Gas is swept up by the star's wind into a thicker ridge, which makes it brighter. But some studies show this may be a bipolar nebula, shaped like a bowling pin or hourglass (the classic example is the bizarre structure around Supernova 1987A), and we're seeing it nearly pole-on. Nebulae like that tend to have a dense equatorial ring, and that may be what we're actually seeing in the glow of the hydrogen gas.

But why is the ring kinked and not circular? In images taken in 1994, you can see that the hydrogen gas ring is more circular where there's less dust, and bent inward more where there's more dust. As the ring expands it hits that material and slows, giving it that bent shape.

Hubble observations from 1994 show the inner part of the nebula around AG Carinae. Note that where the dust is thicker (blue), the hydrogen gas ring (red) is less circular that may indicate the ring has trouble expanding into thicker material. Credit: NASA, ESA, STScI / Judy Schmidt

There's some evidence too that the star is rotating incredibly rapidly, with an equatorial speed approaching 100 km/sec! That's so fast it's near breakup speed, where the centrifugal force equals gravity, and the star can literally fling material off its surface. That's very unusual, and unlikely in such a massive star without help. I wonder if it ate a companion star…?

Stars like this fuse hydrogen into helium for a few million years, then expand into red supergiants. There's some evidence AG Car was a supergiant in the past. If so, it would've grown vastly huge, hundreds of millions of kilometers across. If it had a companion star orbiting it, it could have literally engulfed the star, and as the star continued to orbit inside it the material would've been stirred up like batter in a kitchen mixer, speeding the star up. I'm speculating a bit but we've seen things like this happen before. It would also explain how the star was able to eject so much material around it the phenomenal spin would've made things far easier.

Eventually, AG Car will explode. When it does it may rival Venus in brightness in our night sky! What a sight that would be… though it likely won't happen for hundreds of thousands if not a million or two years. Ah well.

But it's a fitting star for Hubble's anniversary: spectacular, beautiful, awe-inspiring, and also with a couple of dozen solar masses of science to discover.

And 31 years. Holy wow. I was finishing up my Master's degree at the time, and Roger Chevalier, an astronomer I had previously worked with on a small research project, offered me a line of PhD research using Hubble, which at the time was two weeks from launching. I happily accepted, and spent the next few years studying the gas around the above-mentioned Supernova 1987A.

Seeing this image of AG Car is like looking back through a tunnel in time to 1990. There were a lot of ups and downs — Hubble's flawed mirror, waiting months or years between subsequent observations, finally getting my degree and then getting a job working on a Hubble camera — but looking back on it, and examining where I am now… I wouldn't change an electron. I owe a lot to that amazing machine orbiting over our heads, and to the people who designed, built, launched, and used it.


Supernova remnant G53.41+0.03 investigated in detail

SNR G53.41+0.03 with a type I outburst of HMXB IGR J19294+1816 in October 2019. Left: Gray-scale image in the energy range of 0.8-4.0 keV. Radio contours of the THOR VGPS survey (Anderson et al. 2017) with levels – (0.013, 0.01475, 0.02) Jy/beam are overlaid on top of the X-ray data. Right: Three-colour image (red 0.8–1.5 keV, green 1.5–2.5 keV and blue 2.5–4.0 keV) with extraction and exclusion regions used in the analysis. Credit: Domček et al., 2021.

Astronomers have conducted detailed X-ray observations of a recently discovered supernova remnant (SNR) known as G53.41+0.03. Results of the observational campaign provide important insights into the properties of this object. The study was detailed in a paper published May 7 on the arXiv pre-print server.

SNRs are diffuse, expanding structures resulting from a supernova explosion. They contain ejected material expanding from the explosion and other interstellar material that has been swept up by the passage of the shockwave from the exploded star.

Studies of supernova remnants are important for astronomers, as they play a key role in the evolution of galaxies, dispersing the heavy elements made in the supernova explosion and providing the energy needed for heating up the interstellar medium (ISM). SNRs are also believed to be responsible for the acceleration of galactic cosmic rays.

G53.41+0.03 was confirmed as a supernova remnant in 2018 by analyzing the data from the LOFAR (LOw Frequency ARray) Two-meter Sky Survey. The SNR has a relatively young age and is estimated to be located some 24,450 light years away.

Given that the nature of G53.41+0.03 is still poorly understood, a group of astronomers led by Vladimír Domček of the University of Amsterdam, the Netherlands, decided to take a closer look at this SNR. Using ESA's XMM-Newton spacecraft, they performed X-ray observations of this object with the main aim of investigating its morphological structure.

"In this work, we follow up SNR G53.41+0.03 with a new dedicated 70ks XMM-Newton observation," the astronomers wrote in the paper.

The observations found that G53.41+0.03 has a half-shell morphology of 3.5' in size with most of the emission coming from the upper half (in galactic coordinates). The lower half of the SNR does not show any clear morphological detection. The size of the remnant in X-rays turned out to be smaller than in the radio band, which is most likely caused by a high image resolution provided by XMM-Newton.

The study identified three unique regions of the remnant, all well characterized by the non-equilibrium ionization plasma model. These regions showcase differences in their brightness and plasma characteristics. The astronomers assume that this is likely caused by the higher density in the brightest region and a combination of lower density and the proximity to the galactic plane in the faintest region.

Furthermore, the spectral analysis revealed that G53.41+0.03 is between 1,000 and 5,000 years old, which confirms the relatively young age of this SNR. The observations also found two interesting point sources in the geometrical center of G53.41+0.03. One of these sources is a young stellar object (YSO), while the second one appears to be a magnetar, however further investigation of this source are needed in order to disclose its nature.


Kepler's Supernova: Huge 17th-Century Star Explosion Comes into Focus

Scientists have conducted a postmortem exam on the last gigantic star explosion ever observed by the naked eye in our galaxy, revealing that the supernova was triggered by a compact white dwarf containing more heavy elements than the sun.

The supernova suddenly appeared in the night sky in 1604. Brighter than all other stars and planets at its peak, it was observed by German astronomer Johannes Kepler, who thought he was looking at a new star. Centuries later, scientists determined that what Kepler saw was actually an exploding star, and they named it Kepler's supernova.

The recent cosmic autopsy — made possible by X-ray observations from the Japan-led Suzaku satellite — could help scientists better understand phenomena known as Type Ia supernovae. [Supernova Photos: Great Images of Star Explosions]

"Kepler's supernova is one of the most recent Type Ia explosions known in our galaxy, so it represents an essential link to improving our knowledge of these events," Carles Badenes, an assistant professor of physics and astronomy at the University of Pittsburgh, said in a statement from NASA.

Type Ia supernovae are thought to originate from binary systems where one at least one star is a white dwarf — a tiny, superdense core of a star that has ceased undergoing nuclear fusion reactions.

Gas transferred from a "normal" star in the pair may accumulate on the white dwarf, or if both stars in the system are white dwarfs, their orbits around each other may shrink until they fuse together. In either case, when the white dwarf or white dwarf conglomerate puts on too much weight (around 1.4 times the sun's mass), a runaway nuclear reaction begins inside, eventually leading to a brilliant supernova.

To get a better picture of the star's makeup before it blew up, Badenes and colleagues probed the chemical signatures in the shell of hot, rapidly expanding gas left by Kepler's supernova using 2009 and 2011 observations from the Suzaku satellite's X-ray Imaging Spectrometer.

The X-ray spectrum revealed faint emissions from highly ionized chromium, manganese and nickel, as well as a bright emission line from iron. The ratios of these trace elements in the supernova remnant show that that the original white dwarf likely had about three times the amount of metals found in the sun, the researchers said.

Kepler's supernova remnant is thought to be 23,000 light-years away. Compared with our solar system, it is much closer to the Milky Way's crowded central region, where star formation was probably more rapid and efficient, leaving interstellar gas enriched with greater proportions of metals. This would explain why Kepler's supernova seems to have formed out of material that already had a higher fraction of metals.

The study didn't solve which type of binary system triggered the supernova, but the researchers say the white dwarf was relatively young when it exploded — no more than a billion years old, or less than a quarter of the sun's current age.

"Theories indicate that the star's age and metal content affect the peak luminosity of Type Ia supernovae," Sangwook Park, an assistant professor of physics at the University of Texas at Arlington, explained in a statement. "Younger stars likely produce brighter explosions than older ones, which is why understanding the spread of ages among Type Ia supernovae is so important."

By better understanding Type Ia supernovae, Park added, "we can fine-tune our knowledge of the universe beyond our galaxy and improve cosmological models that depend on those measurements."

Astrophysicists from the United States and Australia won the Nobel Prize in physics in 2011 for their discovery that the universe's expansion is accelerating — a revelation based on measurements of Type Ia supernovae that led to the concept of dark energy.

The new findings were detailed in the April 10 issue of The Astrophysical Journal Letters.