Астрономија

Како да се пресмета светлосната енергија на супернова?

Како да се пресмета светлосната енергија на супернова?


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.

Дадена ми е далечина, просечен флукс и временски период. Како да ја најдам светлосната енергија што ја емитира супернова во тој временски период?


Светлината ни се чини дека има брановиден карактер. Дифрактира, се меша и прекршува. Сепак, на микроскопско ниво, тој се носи со минијатурен квант на енергија наречен фотон. Енергијата на фотонот зависи единствено од неговата бранова должина или фреквенција. Бидејќи светлината патува, добро, со брзина на светлината можеме да користиме или фреквенција на бранова должина за да ја опишеме. Можете да го проверите Калкулаторот за бранова должина за да ја истражите врската помеѓу брановата должина и фреквенцијата.

Што се однесува до фотоните, каква е нивната енергија? Енергијата на еден фотон е мал број даден со равенката Планк и апсос. Равенката Планк и апсос ја поврзува фреквенцијата на фотонот со неговата енергија преку Планккова константа h еднаква на

Планковата константа е во единиците (енергија) * (време) и може да ја сметате за фактор на конверзија од енергии во фреквенции.


Неразбирлива моќ на супернова

Накратко, суперновата на една starвезда може да изгори посветло од милијардите сонца на целата галаксија:

Таа супернова одлево лево не седи пред галаксијата NGC 4526. Таа & # 39 се наоѓа на надворешниот раб на таа галаксија, оддалечена 55 милиони светлосни години.

Минатото лето, астрономите ја пронајдоа најмоќната супернова што некогаш ја виделе, настан наречен ASSASN-15lh. Нивниот извештај објавен во списанието Наука минатата недела содржеше мерење на вкупната моќност на оваа експлозија: (2,2 +/- 0,2) x 10 45 Грешки во секунда. Тоа е езотеричен број фразиран во непознати единици. Кое е & # 39-то реално значење на оваа голема моќ?

Астрономите гледаат во elвезден објект и го мерат сјајност: количината на енергија што ја ослободува во секунда. (Понатаму, ова е мерка наречена болометриска сјајност: вкупната моќност што се зрачи со сите фреквенции на електромагнетни бранови.) Овој вид на мерење е многу познат за нас, бидејќи користиме неколку скали кои ја мерат енергијата по единица време. Ват, коњски сили и согорени калории на час се човечки мерки на моќ.

Броевите за кои разговараме се толку големи што мора да користиме експоненцијална нотација - освен ако не сакате да читате броеви како 220000000000000000000000000000000000000000 вати.

Брз преглед на експоненцијална нотација: 10 2 = 100 10 4 = 10 000 3,5 х 10 4 = 35 000.

Дозволете & # 39-тите да започнат со ослободување од ергови. Ерг е десетмилионити дел од џул. ASSASN-15lh зрачеше со 2,2 x 10 38 џули енергија во секунда, што се случува да биде токму дефиницијата за а вати. & # 39-тите, како универзумот да вклучи неколку светилки од 10 38 W. 10 38 W е сто милијарди, милијарди, милијарди, милијарди вати. Сега и ние # 39 имаме друг проблем: енергетски скали што е тешко да се замислат. Со што можеме да го споредиме ова?

Конвертирање на парче ураниум помал од зрно грашок директно во енергија преку E = mc 2 ја произведе нуклеарната експлозија што ја израмни Хирошима. Енергијата на ASSASN-15lh може да се спореди со конвертирање целата месечина до чиста енергија на секои 30 секунди. Најголемата термонуклеарна експлозија некогаш создадена е милијарда трилиони пати помалку енергија од една секунда од оваа супернова.

Нашето сонце произведува 3,8 x 10 26 вати енергија. Значи, оваа супернова беше околу 580 милијарди пати посветла од нашето сонце. Експлозијата зрачеше, секоја секунда, со толкава моќност колку што сонцето произведе вкупно во изминатите 18 милениуми.

Галаксијата Млечен Пат во која живееме гори со приближно 8 х 10 36 вати. За неколку денови на умирање, суперновата е скоро 30 пати посветла од целата наша галаксија.

Сите наши помали човечки потфати се сè уште неспоредливи.

На пример, 746 вати е еднаква на една коњска сила. Рединираниот мотор на Ферари може да произведе 600 КС, или околу 450.000 вати. Нашата супернова е како 10 32 мотори на Ферари со полн гас.

Масивна централа произведува околу 10 9 вати. Вкупната електрична енергија генерирана од сите електрани на земјата е околу 7,9 х 10 19 ouули годишно. За една наносекунда, ASSASN-15lh исфрли повеќе енергија отколку што може да произведат тие електрани, работејќи со полн капацитет, за 2,8 милијарди години.

Колку и да сме интелигентни, нашите мозоци и искуства не нè подготвуваат да сфатиме толку големи броеви и размери. Космички настани како супернова ги преобразуваат нашите умови. Човечките дела се џуџе од големината на меѓуerstвездениот простор како едноклеточен организам од пространоста на океанот во кој плови. Астрономијата нè потсетува колку сме интелигентни, но и колку многу ситни.

Том Хартсфилд е научник и писател. Тој е доктор по физика на Универзитетот во Тексас.


Како да се пресмета светлосната енергија на супернова? - Астрономија

Неодамна слушнав дека постојат истражувања или податоци што сугерираат дека брзината на галаксиите на работ на Универзумот всушност се зголемува со брзина додека продолжуваат. Дали имате повеќе информации за ова?

Всушност, овие резултати покажуваат дека експанзијата на просторот се забрзува. Бидејќи вселената се шири насекаде, ова „забрзување“ не им се случува само на галаксиите на „работ“ на Универзумот, туку на секој дел од Универзумот.

Бидејќи експанзијата е стапка (како брзина), тогаш променливата експанзија е променлива брзина или забрзување. Затоа велиме дека Универзумот претрпува забрзано ширење. Овие резултати всушност започнаа да се појавуваат кон крајот на 90-тите и раните 2000-ти, па затоа се нови, но не се и нови. Проектите што ги проучуваа беа наречени „Проект за космологија на Супернова“, Тим за пребарување „Хај-З супернова“ и Анкета за наследството на „Супернова“.

Можеби сте чуле за темна енергија, а ова е всушност истата работа: доказ за темната енергија е дека универзумот забрзува. Научниците го утврдија ова со употреба на нешто што се нарекува „стандардна свеќа“. Стандардна свеќа е астрофизички објект што има одредена карактеристика што ни овозможува да ја одредиме нејзината вкупна сјајност, иако е многу далеку. Бидејќи количината на таа осветленост што ја добиваме има врска со растојанието до објектот, може да се користат стандардни свеќи за да се открие колку е далеку предметот. Може да направите експеримент за да си го докажете тоа: ако знаете дека сијалицата од 60 вати дава одредена количина енергија, а потоа измерете ја добиената енергија од сијалицата од 60 вати низ просторијата од вас, можете да го пресметате растојанието до таа сијалица.

Астрономите можат да ги искористат стандардните свеќи за да утврдат растојание до објекти како галаксии, и тоа се случи во проектите што ги споменав. Користејќи еден вид супернова наречен тип Ia супернова, астрономите утврдија и растојание на галаксијата и црвено поместување на галаксијата. „Црвената смена“ во основа им кажа колку се прошири Универзумот откако светлината ја напушти суперновата. Потоа, астрономите би можеле да ја споредат растојанието со експанзијата и да создадат еден вид „историја на експанзија“ на Универзумот.

Се покажа дека овие резултати покажаа дека стапката на експанзија на Универзумот се зголемува!

Зошто ова нè води кон идејата за „темна енергија“? Па, зголемената стапка на експанзија значи дека Универзумот станува сè поголем и поголем. Бидејќи гравитацијата е привлечна сила, вие наместо тоа би очекувале Универзумот да сака да се помали. Гравитацијата треба да го „повлече“ Универзумот повторно заедно. Ако Универзумот продолжи да се шири, побрзо и побрзо, некоја сила или притисок мора да го 'туркаат' наназад. Ова е таканаречената темна енергија. Темната енергија е во согласност со низа други набудувања, така што податоците за супернова се всушност многу, многу кул затоа што даваат поинаков вид на „проверка“ на заклучоците што ги донеле другите тимови.

Оваа страница последен пат е ажурирана на 28 јуни 2015 година.

За авторот

Ен Мартин

Ен го заврши својот докторат на Корнел во мај 2011 година и е Curубопитна волонтерка од 2006 година. За својата дисертација, таа проучуваше дистрибуција на галаксии богати со водород во блискиот универзум користејќи податоци од опсерваторијата Аресибо. Оттогаш, таа работи на едукација за наука и проекти за јавно информирање за истражувачкиот центар НАСА Ленгли во Хемптон, В.А.


Бело џуџе мерено пред да експлодира како Супернова

Суперновите од типот Ia се важна алатка за модерната астрономија. Се смета дека се појавуваат кога бела џуџеста starвезда ќе собере маса над границата на Чандрасекар, предизвикувајќи катаклизмичка експлозија. Бидејќи таа граница е иста за сите бели џуџиња, суперновите од типот Ia имаат приближно иста максимална осветленост. Така, тие можат да се користат како стандардни свеќи за да се утврдат галактичките растојанија. Набationsудувањата на суперновата од типот Iа доведоа до откривање на темната енергија и дека космичката експанзија се забрзува.

Додека овие супернови го револуционизираа нашето разбирање за универзумот, тие не се & # 8217; Некои, како што е SN 1991T се многу посветли, додека други, како SN 1991bg, се многу затемнети. Постои и варијација позната како Тип Iax, каде белото џуџе не е уништено целосно од експлозијата. Овие варијации генерално можеме да ги земеме предвид при пресметување на elвездените растојанија, но би било добро да имаме подобро разбирање за механизмот што стои зад нивната максимална осветленост.

Протокол на Супернова од Тип Iа. Кредит: НАСА, ЕСА и А. Филд (STScI)

Според теоретските модели, максималната осветленост на суперновата од типот Ia зависи од масата и централната густина на белото џуџе пред да експлодира. Но, како овие вредности може да се измерат? На крајот на краиштата, овие starsвезди обично ги откриваме само откако ќе експлодираат. За среќа, ново истражување во Астрофизички журнал писма покажува како тоа може да се направи.

Студијата разгледа остаток од супернова познат како 3C 397. Тој & # 8217 има околу 33.000 светлосни години од Земјата и веројатно експлодирал пред околу 2.000 години. Бидејќи суперновата била релативно блиска и неодамнешна, астрономите можат да добијат добар поглед на материјалот исфрлен од експлозијата. Поранешната студија за остатоците од остатоците сугерира дека првичната бела џуџеста starвезда била многу близу до границата на Чандрасехар кога експлодирала.

Споредба помеѓу измерената густина на јадрото и теоријата. Кредит: Охиширо и др

Оваа студија се фокусираше на набудувањата на одредени изотопи во урнатините, особено оние на титаниум и хром. За прв пат е забележан титаниум во остаток од типот Ia. Кога тимот ја спореди количината на титаниум и хром со количината на железо и никел, откриле неочекувано висок сооднос. Ова е важно затоа што односите на Ti / Ni и Cr / Ni се клучно зависни од густината на јадрото на genвездата на прогениторот. Врз основа на нивните набудувања, тимот утврди дека јадрото на 3C 397 е 2-3 пати поголемо отколку што обично се претпоставува за белите џуџиња. Така, експлозијата била веројатно многу посветла од типична супернова од типот Ia.

Иако ова е единствена студија за единствена супернова, таа покажува како односот на елементите може да ја одреди густината на јадрото на белото џуџе. Ова може да се искористи за подобро калибрирање на максималната осветленост на суперновите од типот Ia, подобро стандардизирање на свеќата за космолозите.


Национална аеронаутичка и вселенска администрација

Секој дел има неколку страници материјал во позадина релевантен за поврзаните активности и планот на лекцијата како целина. Позадинските делови вклучуваат кратки вежби или мисловни прашања развиени за да му помогнат на студентот да постигне подобро разбирање за презентираниот материјал. Секој дел, исто така, има активности развиени од вистински наставници - дизајнирани да внесат важни концепти во астрономијата веднаш во училницата. Секоја активност е во корелација со националните стандарди за наука и математика за одделение 9 - 12. Овие активности покажуваат колку реално се поврзани хемијата, физиката и астрономијата.

Дел I: Како и каде се создадени елементи?

Дел II: Што е електромагнетно (ЕМ) зрачење?
Како се создава во атомите?
Кои единици се користат за карактеризирање на ЕМ зрачење?

- Опишува како атомите испуштаат светлина и како можеме да го искористиме ова за да научиме за астрономските објекти.

Дел III: Кои алатки се користат за идентификување на елементи?
Какво значење имаат рендгенските зраци за астрономијата?

- Експеримент по хемија кој покажува како загреаните елементи испуштаат различни бои на светлина.


Астрономите ја видоа истата Супернова трипати благодарение на гравитационото осетнување. И за дваесет години тие мислат дека & # 8217 ќе го видат тоа уште еднаш

На луѓето им е тешко да ја завиткаат главата околу фактот дека има толку галаксии далеку што светлината што доаѓа од нив може да се искривува на начин на кој тие навистина доживуваат еден вид на временско одложување. Но, тоа е токму она што се случува со екстремни форми на гравитациони леќи, како што се оние што ни даваат прекрасни слики на прстените на Ајнштајн. Всушност, временската дилатација околу некои од овие галаксии може да биде толку екстремна што светлината од еден настан, како што е супернова, всушност може да се појави на Земјата во драматично различни времиња. Токму тоа го откри тимот предводен од д-р Стивен Родни од Универзитетот во Јужна Каролина и д-р Габриел Брамер од Универзитетот во Копенхаген. Освен три копии на оваа супернова веќе се појавија & # 8211 и тимот смета дека ќе се појави повторно уште еднаш, 20 години од сега.

Наоѓањето на ваква супернова е важно не само за квалитетите на виткање на умот и # 8211, исто така, помага да се реши важна дебата во космолошката заедница. Стапката на експанзија на универзумот ја надминува брзината што се очекува кога се пресметува од зрачењето на космичката микробранова позадина. Најчесто, овој космолошки загатка е решен со повикување на „темна енергија“ и # 8211 засенчена сила која е наводно одговорна за зголемување на брзината на забрзување. Но, научниците всушност не знаат што е темна енергија и за да сфатат дека им треба подобар модел на физика на раниот универзум.

Еден начин да се добие тој подобар модел е да се најде настан што активно се искривува преку гравитационата леќа. Важно е & # 8211 истиот настан мора да се појави во две одделни, различни времиња, со цел да се обезбеди влез во пресметката за односот на растојанието помеѓу галаксијата што прави леќи и галаксијата во позадина што била изворот на настанот.

Тој однос е важна компонента при пресметување на некои од променливите поврзани со темната енергија. И кандидатот за супернова, д-р. Родни и Брамер откриени се едни од најдобрите дефинирани досега. Тоа е само трет ваков пример за мултиплицентна леќа на супернова. Квазарите исто така се фатени со свои временски одложувања, но променливата природа на самите квазари ги прави помалку од идеални за видот на аголни растојанија што им се потребни на космолозите.

Новата супернова, позната како AT2016jka, е минирана од податоците на Хабл собрани уште во 2016 година. Сместена во „најспектакуларната галаксија насочена кон REQUIEM [програмата за набationalудување на Хабл која ги зафатила податоците]“, таа е во галаксијата позната како MRG- М0138.

MRG-M0138 е „четирипати осветлен“, што значи дека четири копии од галаксијата можат да се видат распрскани околу кластерот на галаксии поблиску до нашата галаксија, познат како MAC J0138.02155. Значи, кога тимот ги истражуваше податоците во регионот во јули 2019 година, тие забележаа дека трите точки извори на светлина што беа присутни во податоците од јули 2016 година веќе ги нема. Најверојатно, податоците во јули 2016 година фатија супернова, леќи на 3 различни начини.

Сепак, очекуваната четврта леќа не се појави во податоците на Хабл. Користејќи го својот модел на леќи за системот, тимот утврди дека четвртата слика треба да се појави некаде околу 2037 година, плус или минус неколку години. Со толку долго почетно време помеѓу појавувањата на истиот настан, оваа супернова би обезбедила вредни податоци за дебатата за проширувањето на времето во настаните на гравитационата леќа.

За жал, тоа исто така значи дека научниците треба да почекаат скоро 20 години за да ги стават рацете на тие податоци. Тоа исто така значи дека тие треба да внимаваат на тој дел од небото во прозорецот од 2 години кога пресметките предвидуваат дека ќе се појави четвртата слика на супернова. Веројатно не би било лоша идеја да се задржи половина око таму и остатокот од времето, само во случај да се појави порано од очекуваното.

Ако сè оди добро, тој последен податок за точниот датум на врвна осветленост на суперновата ќе биде добро следен од новата флота на космолошки инструменти. Телескопи како Вера Рубин и Ненси Грејс ветуваат дека ќе набудуваат стотици овие леќи на супернови кои можат да обезбедат уште повеќе податоци за дополнително ограничување на темната енергија. Се надеваме дека тие ќе можат да го достигнат последниот удар на суперновата и во MRG-M0138, за да се отстрани одлична детективска работа и да се докаже колку е навистина неверојатно проширување на гравитационото време.

Оловна слика:
Слика на кластерот MAC J0138.02155 и гравитационо леќи MRG-M0138 галаксија, прикажувајќи ги локациите на трите набудувани примери на супернова (SN1-3) и очекуваната локација на четвртата инстанца (SN4), која се проценува дека се појавува околу 2037 година.
Кредит & # 8211 Родни, Брамер и сор.


Хабл ја набудува Спектакуларната Супернова во NGC 2525

Астрономите со помош на вселенскиот телескоп Хабл на НАСА / ЕСА го следеле бледнењето на светлината на супернова од типот Ia во NGC 2525, забранета спирална галаксија лоцирана на оддалеченост од околу 70 милиони светлосни години во јужното соelвездие Кутре.

Овие слики на Хабл покажуваат SN 2018gv (многу светла starвезда лоцирана на надворешниот раб на една од спиралните краци на галаксијата во левиот дел од сликата) во забранетата спирална галаксија NGC 2525. Кредит на сликата: НАСА / ЕСА / Хабл / А. Тим на Riess & SH0ES / Махди Замани.

Хабл започна да ја набудува суперновата наречена SN 2018gv во февруари 2018 година, откако за прв пат беше откриена од аматерскиот астроном Коичи Итагаки неколку недели порано во средината на јануари.

„Ниту еден земен огномет не може да му конкурира на оваа супернова, фатена од Хабл во нејзината слаба слаба“, рече професорот Адам Рис, нобеловец и истражувач на Институтот за вселенски телескоп и Универзитетот Johnонс Хопкинс и водач на „Високиот врв на супернова“. Тим и Супернова H0 за тимот на равенка на државата (SH0ES).

Суперновите од типот Ia како SN 2018gv потекнуваат од бело џуџе во близок бинарен систем, материјал за таложење од нејзината придружна везда.

Ако белото џуџе достигне критична маса (1,44 пати поголема од масата на нашето Сонце), неговото јадро станува доволно жешко за да се запали фузија на јаглерод, предизвикувајќи процес на термонуклеарно бегство што спојува големи количини кислород и јаглерод заедно за неколку секунди.

Енергијата ослободена ја распарчува starвездата во силна експлозија, исфрлајќи ја материјата со брзина до 6% од брзината на светлината и емитувајќи огромни количини на зрачење.

Суперновите од типот Ia постојано достигнуваат врвна осветленост од 5 милијарди пати посветла од нашето Сонце пред да избледат со текот на времето.

Бидејќи суперновите од овој тип ја произведуваат оваа фиксна осветленост, тие се корисни алатки за астрономите, познати како „стандардни свеќи“, кои дејствуваат како мерки на космичката лента.

Познавајќи ја вистинската осветленост на суперновата и набудувајќи ја нејзината очигледна сјајност на небото, астрономите можат да ја пресметаат растојанието до овие големи глетки и затоа нивните галаксии.

Професорот Рис и неговите колеги ги комбинираа мерењата на растојанието од суперновите со растојанија пресметани со употреба на променливи starsвезди познати како Цефеидни променливи.

Променливите на Цефеидот пулсираат по големина, предизвикувајќи периодични промени во осветленоста. Бидејќи овој период е директно поврзан со осветленоста на вездата, астрономите можат да го пресметаат растојанието до нив: дозволувајќи им да дејствуваат како уште една „стандардна свеќа“ во скалата на космичкото растојание.

Истражувачите се заинтересирани за точно мерење на растојанието до овие галаксии бидејќи тоа им помага подобро да ја ограничат брзината на експанзија на Универзумот, позната како Хаблова константа.

Оваа вредност претставува колку брзо се шири Универзумот во зависност од неговото растојание од нас, со подалечни галаксии што побрзо се оддалечуваат од нас.


Содржина

СН 1987А беше откриен независно од Јан Шелтон и Оскар Духалде во опсерваторијата Лас Кампанас во Чиле на 24 февруари 1987 година и во истите 24 часа од Алберт onesонс на Нов Зеланд. [2]

Подоцнежните истраги откриле фотографии на кои се гледа како суперновата светло забрзува рано на 23 февруари. [4] [2] На 4-12 март 1987 година, тоа било забележано од вселената од страна на Астрон, најголемиот ултравиолетови вселенски телескоп од тоа време. [5]

Четири дена по снимањето на настанот, starвездата на потомството беше привремено идентификувана како Сандулеак −69 202 (Ск -69 202), син супервелика. [7] Откако суперновата избледе, таа идентификација беше дефинитивно потврдена со исчезнувањето на Sk −69 202. Ова беше неочекувана идентификација, бидејќи моделите на голема massвездена еволуција во тоа време не предвидуваа дека сините супервелеси се подложни на настан на супернова. [ потребно е цитирање ]

Некои модели на потомството ја припишувале бојата на нејзиниот хемиски состав наместо на нејзината еволутивна состојба, особено на ниските нивоа на тешки елементи, меѓу другите фактори. [8] Имаше некои шпекулации дека theвездата можеби се споила со придружна starвезда пред Супернова. [9] Сепак, сега е нашироко разбрано дека сините супервелеси се природни предци на некои супернови, иако сè уште постојат шпекулации дека еволуцијата на таквите starsвезди би можела да бара загуба на маса со вклучување на бинарен придружник. [10]

Приближно два до три часа пред видливата светлина од СН 1987А да стигне на Земјата, забележан е излив на неутрини на три опсерватории за неутрини. Ова најверојатно се должеше на емисијата на неутрино, што се случува истовремено со колапс на јадрото, но пред да се емитира видлива светлина. Видливата светлина се пренесува само откако ударниот бран ќе ја достигне theвездената површина. [11] Во 07:35 часот UT, Камиоканде Втори открил 12 антинеутрини IMB, 8 антинеутрини и Баксан, 5 антинеутрини во излив што трае помалку од 13 секунди. Приближно три часа порано, течниот сцинтилатор Мон Блан откри излив на пет-неутрино, но генерално не се верува дека ова е поврзано со СН 1987А. [8]

Откривањето на Камиоканде II, кое на 12 неутрини имаше најголема популација на примерок, покажа дека неутрините пристигнуваат во два различни импулси. Првиот пулс започна во 07:35:35 часот и опфаќаше 9 неутрини, сите пристигнаа во период од 1,915 секунди. Вториот пулс од три неутрини пристигна помеѓу 9.219 и 12,439 секунди откако беше откриено првото неутрино, за време на пулсот од 3,220 секунди. [ потребно е цитирање ]

Иако беа откриени само 25 неутрини за време на настанот, тоа беше значително зголемување од претходно забележаното ниво на позадина. Ова беше првпат директно да се забележат неутрини што се емитираат од супернова, што го означи почетокот на неутринската астрономија. Набудувањата беа во согласност со теоретските модели на супернова во кои 99% од енергијата на колапсот се зрачи во форма на неутрини. [12] Набудувањата се исто така во согласност со проценките на моделите за вкупен број на неутрини од 10 58 со вкупна енергија од 10 46 џули, т.е. средна вредност на некои десетици MeV по неутрино. [13]

Мерењата на неутриното дозволија горните граници на масата и полнежот на неутрино, како и бројот на вкусови на неутрино и други својства. [8] На пример, податоците покажуваат дека во доверба од 5%, останатата маса на електронскиот неутрино е најмногу 16 eV / c 2, 1 / 30,000 масата на електронот. Податоците сугерираат дека вкупниот број на вкусови на неутрино е најмногу 8, но други набудувања и експерименти даваат построги проценки. Многу од овие резултати оттогаш се потврдени или затегнати со други експерименти со неутрини, како што се повнимателна анализа на сончеви неутрини и атмосферски неутрини, како и експерименти со вештачки извори на неутрини. [14] [15] [16]

СН 1987А се чини дека е супернова во колапс на јадрото, што треба да резултира во неутронска starвезда со оглед на големината на оригиналната starвезда. [8] Податоците за неутрино покажуваат дека компактен објект навистина се формирал во јадрото на starвездата. Од кога суперновата станала видлива, астрономите трагале по срушеното јадро. Вселенскиот телескоп Хабл редовно правел слики на супернова од август 1990 година без јасно откривање на неутронска везда.

Се разгледуваат голем број можности за „исчезнатата“ неутронска starвезда. [18] Првото е дека неутронската starвезда е обвиткана со густи облаци од прашина, така што не може да се види. [19] Друго е што е формиран пулсар, но или со невообичаено големо или мало магнетно поле. Исто така е можно големи количини материјал да паднале назад на неутронската starвезда, така што тој дополнително се срушил во црна дупка. Неутронските starsвезди и црните дупки честопати даваат светлина бидејќи материјалот паѓа врз нив. Ако има компактен предмет во остатокот од супернова, но нема материјал да падне врз него, тој би бил многу слаб и затоа може да избегне откривање. Разгледани се и други сценарија, како на пример дали срушеното јадро стана кварк starвезда. [20] [21] Во 2019 година беа презентирани докази дека неутронска starвезда се наоѓа во една од најсјајните купчиња прашина близу до очекуваната позиција на остатокот од супернова. [22] [23] Во 2021 година, биле презентирани докази дека тврдата рендгенска емисија од СН 1987А потекнува од пулсарната маглина. [24] [25] Последниот резултат е поддржан од тродимензионален магнетохидродинамичен модел, кој ја опишува еволуцијата на СН 1987А од СН настанот до сегашната возраст и ја реконструира амбиенталната околина околу неутронската starвезда во различни епохи, со што се овозможува за да се добие апсорбирачката моќ на густиот elвезден материјал околу пулсарот. [26]

Голем дел од кривата на светлината, или графиконот на осветленост како функција на времето, по експлозијата на супернова тип II, како што е СН 1987А, се произведува од енергијата од радиоактивно распаѓање. Иако светлосната емисија се состои од оптички фотони, таа е апсорбирана радиоактивна моќност што го одржува остатокот доволно жежок за да зрачи со светлина. Без радиоактивната топлина, таа брзо ќе затемнеше. Радиоактивното распаѓање од 56 Ni преку неговите ќерки 56 Co до 56 Fe произведува фотони со гама зраци кои се апсорбираат и доминираат во загревањето, а со тоа и на сјајноста на еектата во средно време (неколку недели) до доцно време (неколку месеци). [27] Енергијата за врв на кривата на светлината SN1987A беше обезбедена со распаѓање од 56 Ni до 56 Co (полуживот од 6 дена), додека енергијата за подоцнежната крива на светлината особено се вклопуваше со 77,3-дневната полу- живот на 56 Ко се распаѓа на 56 Фе. Подоцнежните мерења со телескопи на гама-зраци на вселената на малиот дел од гама зраците 56 Co и 57 Co кои избегале од остатокот SN1987A без апсорпција [28] [29] ги потврдија претходните предвидувања дека тие две радиоактивни јадра се извор на енергија. [30]

Бидејќи 56 Co во SN1987A сега целосно се распадна, тој повеќе не ја поддржува сјајноста на енектата на SN 1987A. Тоа моментално се напојува со радиоактивно распаѓање од 44 Ti со полуживот од околу 60 години. Со оваа промена, Х-зраците произведени од прстенестите интеракции на еектата, започнаа значително да придонесуваат за вкупната крива на светлината. Ова го забележа вселенскиот телескоп Хабл како стабилно зголемување на сјајот 10.000 дена по настанот во сино-црвените спектрални ленти. [31] Рентгенски линии 44 Ti забележани од вселенскиот рендгенски телескоп ИНТЕГРАЛ покажаа дека вкупната маса на радиоактивни 44 Ti синтетизирана за време на експлозијата е 3,1 ± 0,8 × 10 −4 М . [32]

Набationsудувањата на радиоактивната моќност од нивното распаѓање во светлосната крива 1987А ги измерија точните вкупни маси на 56 Ni, 57 Ni и 44 Ti создадени во експлозијата, кои се согласуваат со масите измерени со вселенските телескопи на гама-зраците и обезбедуваат нуклеосинтеза ограничувања на пресметаниот модел на супернова. [33]


Како да се пресмета светлосната енергија на супернова? - Астрономија

AST 301
Пролет 2003 година
Испит број 2


1.а) Опишете ја првата реакција во синџирот на нуклеарни реакции што се случуваат на Сонцето.

Два протона се спојуваат, при што едниот се претвора во неутрон и ослободува позитрон и неутрино, за да се создаде јадро на деутериум (тежок водород). Следните реакции во ланецот резултираат во формирање на хелиум.

б) Како можеме да ја користиме Ајнштајновата равенка E = mc ^ 2 за да ја пресметаме енергијата што се создава во нуклеарната реакција?

Масата се претвора во енергија, а генерираната енергија е еднаква на уништената маса помножена со квадратот на брзината на светлината.

2. Опишете еден метод што го користат астрономите за мерење на површинската (или фотосферската) температура на вездата.

Три опции:
1) Набerveудувајте ја бојата на starвездата. Пожешките starsвезди се посини, постудените starsвезди се поцрвени.
2) (подобро) Измерете ја брановата должина на која estвездата е најсјајна. Температурата е обратно пропорционална на брановата должина на која е најсветла.

3. Одговорете на едно од следниве две прашања:
а) Објаснете ја врската помеѓу растојанието и паралаксата. Тоа е, кажете каква е поврзаноста помеѓу овие две величини и објасни зошто тие се поврзани на начинот на кој се. (Бројка може да помогне.)

Нацртај ја сликата што ја нацртавме на час. Од него може да се види дека подалечните starsвезди имаат помали паралакси. Растојанието е обратно пропорционално со паралаксата.

б) Објаснете ја врската помеѓу растојанието и очигледна осветленост. Тоа е, кажете каква е поврзаноста помеѓу овие две величини и објасни зошто тие се поврзани на начинот на кој се. (Бројка може да помогне.)

Нацртај ја сликата што ја нацртавме на час. Од него може да се види дека додека светлината излегува од aвезда се шири во два правци. Значи, флуксот (моќност по површина) паѓа со растојание како растојание на квадрат.

4.а) Објаснете зошто starвездата мора да биде голема и студена за да се најде во горниот десен регион на дијаграмот H-R.

Оските на дијаграмот се температура и сјајност. Горно десно значи светло и ладно. Толку кул е очигледно. За да биде светло и покрај тоа што е кул, aвезда мора да биде голема, така што има многу површина да зрачи.

б) Објаснете зошто белите џуџиња се движат надолу и надесно на H-R дијаграмот додека се ладат.

Белите џуџиња не ја менуваат големината додека се ладат. Ладењето значи движење надесно. Ако aвезда се лади додека одржува постојана големина, толку постојана површина, станува послаба, па се движи надолу по дијаграмот. Тоа е затоа што поладните предмети испуштаат помалку светлина по површина отколку потоплите.

5. starвезда од 2 соларни маси има сјај од околу 10 сончеви осветлености. а) Како се споредува количината на гориво (за нуклеарна фузија) во solarвезда со 2 соларни маси со количината на гориво на Сонцето?

Масата на starвездата е гориво. Двајцата се водород од кој е создаден. Значи, двојно поголема маса значи двојно повеќе гориво.

б) Како количината на гориво што ја користи solarвездата од 2 соларни маси во секунда во споредба со количината на гориво што го користи Сонцето во секунда?

Ако една starвезда е во термичка рамнотежа, таа мора да ја потроши количината на гориво потребна за да се генерира енергијата што ја зрачи (нејзината сјајност). Значи, ако една starвезда има 10 пати поголема светлина на Сонцето, таа мора да гори 10 пати повеќе гориво во секоја секунда од Сонцето.

в) Со дополнителни информации дека Сонцето ќе има живот како главна sequвезда од околу 10 ^ 10 години, објасни како би ги комбинирал одговорите на деловите а и б за да се пресмета животниот век на 2вездата од 2 соларни маси.

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

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

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

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