Астрономия

Могут ли наблюдаться не сверхновые вспышки углерода, кислорода или кремния?

Могут ли наблюдаться не сверхновые вспышки углерода, кислорода или кремния?


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.

Я читал о гелиевой вспышке, коротком, но внезапном начале синтеза гелия в некоторых красных звездах-гигантах. Насколько я понимаю, верхние (невырожденные) слои звезды поглощают энергию, поскольку они быстро расширяются, что приводит к стабилизации ядра, поскольку тепловое давление берет верх, что приводит к периоду горения гелия.

Мне было любопытно, можно ли это распространить на начало синтеза более тяжелых элементов позже в жизни более массивной звезды, и я наткнулся на ссылку на гипотетическую кремниевую вспышку в Woosley & Heger (2015). Дальнейшее копание привело меня к проходу в Фундаментальная астрономия (стр. 250), в котором говорится

В звездах с массой около 10 $ M_ odot $ углерод или кислород могут воспламениться со взрывом, как гелий в звездах с относительно малой массой; Eсть углерод или же кислородная вспышка. Это намного мощнее, чем гелиевая вспышка, и может заставить звезду взорваться как сверхновая.

Предположим, что звезда подвергается относительно маломощной вспышке углерода, кислорода или кремния, и внешние слои поглощают достаточно энергии, чтобы звезда нет пройти сверхновую. Достаточно ли энергии выйдет из внешних слоев звезды, чтобы мы могли обнаружить вспышку с помощью оптических или нейтринных телескопов? Очевидно, это зависит от расстояния, поэтому я скажу, что гипотетическая звезда находится в пределах пяти парсеков от Земли.

Еще один способ задать вопрос: насколько яркой будет вспышка?


Есть также нечто, называемое «гигантским извержением», например эта Киля, которое является типом «несостоявшейся сверхновой», потому что оно не разрушило звезду. Неизвестно, что вызывает гигантские извержения, но, возможно, стоит подумать о вспышке того типа, который вы упомянули. Гигантские извержения, безусловно, видны, эта машина стала довольно яркой, когда снесла большую часть своей оболочки.


Углеродные / кислородные звезды могут взорваться в результате гамма-всплесков

Художественная иллюстрация гамма-всплеска. Изображение предоставлено НАСА. Нажмите, чтобы увеличить.
Наблюдения, сделанные двумя крупнейшими телескопами в мире, предоставляют убедительные доказательства того, что особый тип взрывающейся звезды может быть источником неуловимых гамма-всплесков, которые ставили ученых в тупик более 30 лет.

Группа астрономов из Италии, Японии, Германии и США, включая Калифорнийский университет в Беркли, на основе наблюдений с телескопами Кека и Субару на Гавайях пришла к выводу, что обнаженные углеродно-кислородные звезды, которые сглаживаются при коллапсе в черную дыру, являются хорошие кандидаты в источник гамма-всплесков.

Хотя астрономы наблюдали несколько вспышек, связанных с этим типом сверхновой - сверхновой типа Ic, которую иногда называют гиперновой, - теория о том, как гиперновая звезда производит гамма-лучи, все еще остается спекулятивной. Новые наблюдения, хотя и не являются дымящимся пистолетом, представляют собой серьезное свидетельство того, что теория, называемая моделью коллапсара, верна. Модель объясняет, как асимметричная взрывающаяся звезда производит плотный пучок вещества и энергии из каждого полюса, который генерирует интенсивный всплеск гамма-лучей, в то время как отсутствие водородно-гелиевой оболочки позволило бы взрыву уйти.

& # 8220 Похоже, что для создания гамма-всплеска сверхновая с коллапсом ядра должна быть асимметричной по механизму взрыва, чтобы существовала естественная ось, вдоль которой материя может легче брызгать, и свободная от водородной оболочки. так что струе не нужно пробивать много материала », - сказал соавтор Алекс Филиппенко, профессор астрономии Калифорнийского университета в Беркли.

Команда, возглавляемая Паоло Маццали из Обсерватории Триеста в Италии и Института астрофизики Макса Планка в Гархинге, Германия, сообщила о своих выводах в статье, опубликованной в номере журнала Science от 27 мая.

Тот факт, что гамма-всплеск не наблюдался в связи с этой сверхновой, на самом деле соответствует предсказаниям, сказал аспирант Калифорнийского университета в Беркли Райан Фоли, член группы.

Эти наблюдения предполагают, что модель коллапсара, вероятно, верна и что некоторые из этих сверхновых типа Ic, по-видимому, являются внеосевыми гамма-всплесками, в которых гамма-всплеск указывает в каком-то направлении, отличном от Земли, & # 8221 - сказал Фоли.

Гамма-всплески - это короткие, но яркие вспышки рентгеновских и гамма-лучей, которые, кажется, случайным образом возникают в небе примерно раз в день, ненадолго затмевая солнце в миллион триллионов раз. Потребовалось время до 1997 года, чтобы установить, что они происходят за пределами нашей Галактики Млечный Путь, и только в течение последних нескольких лет астрономы получили дразнящие намеки на то, что всплески связаны со сверхновыми.

Из-за своей яркости гамма-всплески должны быть коллимированным лучом, похожим на конус света, излучаемого маяком, но более плотный. В противном случае энергия взрыва была бы эквивалентна мгновенному преобразованию массы нескольких солнц в огненный шар энергии.

Самый популярный сценарий заключается в том, что коллапсирующая звезда генерирует два сильно коллимированных луча или струи частиц и энергии, которые вылетают наружу от полюсов. Частицы и энергия создают ударную волну, когда они сталкиваются с газом и пылью вокруг звезды, которая, в свою очередь, ускоряет частицы до энергий, при которых они излучают свет высокой энергии: гамма-лучи и рентгеновские лучи. Первоначальный всплеск затухает в течение нескольких секунд, но возникающие в результате ударные волны (& # 8220afterglow & # 8221) могут быть видны в оптические, радио- и рентгеновские телескопы в течение нескольких дней после взрыва.

Возможным кандидатом в тип сверхновой, которая может вызвать гамма-всплеск, является сверхновая типа Ic. Сверхновые типа Ic возникают из-за массивных звезд, ветры которых сбросили внешние оболочки из водорода и часто всего гелия, или которые потеряли эти внешние слои из-за двойного компаньона. Осталось только ядро, состоящее из элементов, образованных в результате синтеза в центре звезды, в основном углерода и кислорода, но также и других тяжелых элементов, вплоть до твердого железного центра.

Теория коллапсара предполагает, что твердая железная сфера в самом центре звезды коллапсирует под действием силы тяжести в черную дыру, но коллапс за доли секунды происходит уникальным образом. Когда железо и окружающее вещество падают внутрь, вращение ядра увеличивается, превращая падающий материал в диск, который течет внутрь вдоль экватора. Скопление падающей материи выталкивает часть ее обратно по пути наименьшего сопротивления - два дыхательных отверстия на обоих полюсах.

Вещество, вырвавшееся из полюсов, попадает в другие слои звезды, через которые оно может не проникнуть. Отсутствие оболочки из водорода и гелия, по-видимому, увеличивает шансы, что струя пробьет через нее.

«У него так много энергии, что он проталкивается через внешние слои звезды, которые имеют относительно небольшую плотность по сравнению с диском падающего материала в центре звезды», - сказал Фоли. & # 8220 В конце концов, если он пробьет, у вас будет струя гамма-излучения. Некоторые сверхновые типа Ic могут быть неудавшимися гамма-всплесками, что означает, что струя пыталась вытолкнуться, но на пути было слишком много материала, и она никогда не вспыхивала. Это могло бы объяснить, почему мы не видим гамма-всплески, связанные с некоторыми из этих объектов & # 8221.

Если теория верна, астрономы должны видеть разные вещи в зависимости от того, направлен ли струя на Землю или от нее. Если, например, струя выходит перпендикулярно нашему лучу зрения, то гамма-всплеск не будет виден, но другие аспекты взрывной волны расширяющейся сверхновой должны быть заметны. В частности, спектр сверхновой через год или около того после ее взрыва должен показывать линии излучения элементов, таких как кислород, которые расщеплены, одна из которых немного сдвинута в сторону меньших длин волн, а другая - в сторону больших длин волн. Две линии будут проходить с противоположных сторон расширяющегося диска вокруг экваториальной области остаточной черной дыры: одна доплеровская линия смещена в сторону красного цвета, потому что она удаляется от нас, а другая - в синюю сторону, потому что она движется к нам. Такие разделенные или двойные линии не будут видны с полярной точки зрения.

Около двух лет назад, 25 октября 2003 года, исследователи Калифорнийского университета в Беркли обнаружили сверхновую типа Ic с помощью автоматического телескопа Филиппенко для поиска сверхновых, автоматического телескопа Кацмана (KAIT) в обсерватории Лик Калифорнийского университета. Сверхновая, получившая название SN 2003jd, находилась на расстоянии 260 миллионов световых лет в созвездии Водолея. Хотя связанного с ним гамма-всплеска зарегистрировано не было, сверхновая оказалась такой же яркой, как и сверхновые, ранее связанные с гамма-всплесками, поэтому международная группа, сообщающая на этой неделе в Science, решила снова взглянуть на сверхновую, изучив ее спектр в поисках. двухпиковых эмиссионных линий.

«Эти наблюдения фактически основывались на наших теоретических предсказаниях», - сказал Маццали. Идея заключалась в том, что яркая сверхновая типа Ic, не сопровождающаяся гамма-всплеском, могла быть именно тем, что мы искали: внеосевым событием, которое могло бы подтвердить наши предсказания. & # 8221

Кодзи Кавабата из Университета Хиросимы, Кен & # 8217ichi Номото из Университета Токио и его коллеги наблюдали остаток туманности с помощью 8,2-метрового телескопа Subaru 12 сентября 2004 года, примерно через 330 дней после того, как она взорвалась. Впоследствии Филиппенко и Фоли направили 10-метровый телескоп Кека на туманность 19 октября 2004 г., примерно через 370 дней после первоначального взрыва, чтобы получить спектральные изображения с помощью спектрометра формирования изображений низкого разрешения (LRIS). Оба телескопа установлены на вершине вулкана Мауна-Кеа на острове Гавайи. Subaru находится в ведении Национальной астрономической обсерватории Японии, а обсерватория Кека находится в ведении Калифорнийской ассоциации исследований в области астрономии, в совет директоров которой входят представители Калифорнийского технологического института (Caltech) и Калифорнийского университета.

Кавабата, Маццали и его команда проанализировали спектры, обнаружив, что они демонстрируют расщепленные линии излучения кислорода и магния в точности, как и следовало ожидать, если бы коллапсарная модель образования гамма-излучения была правильной. Это была первая сверхновая типа Ic, показавшая расщепленные линии кислорода.

& # 8220Jets - визитная карточка модели, а это значит, что не все взрывы будут направлены прямо на нас. «Если бы каждый раз, когда мы смотрели на эти объекты, казалось, что они указывают на нас, это будет означать, что модель, вероятно, ошибочна», - сказал Фоули. & # 8220 Модель предсказывает, что определенный процент этих объектов должен выглядеть как эта сверхновая (SN 2003jd). Теперь, когда мы нашли одну из них, доверие к модели возросло & # 8221.

Чтобы увидеть такие двойные кислородные линии, туманность сверхновой должна быть рассмотрена в пределах 20 градусов от расширяющегося диска - редкая ситуация, которая может объяснить, почему другие сверхновые типа Ic, в том числе некоторые, связанные с гамма-вспышкой, не показывают расщепление. кислородная линия.

& # 8220 (Наши наблюдения) усиливают связь между гамма-всплесками и сверхновыми типа Ic, показывая, что SN 2003jd типа Ic, по-видимому, действительно был асимметричным взрывом, главная ось выброса которого оказалась не направленной на нас, & # 8221 сказал Филиппенко.

Другими соавторами статьи являются Кейчи Маэда, Джинсонг Денг и Нозому Томинага из Токийского университета Энрико Рамирес-Руис из Института перспективных исследований в Принстоне, Нью-Джерси Стефано Бенетти из Астрономической обсерватории в Падуе, Италия Елена Пиан из Обсерватории Триеста Юичи Охьяма из телескопа Subaru Масанори Ие из Японии и # 8217s Национальной астрономической обсерватории Томас Мэтисон из Национальной оптической астрономической обсерватории в Тусконе, Аризона, Лифан Ван из Национальной лаборатории Лоуренса Беркли и Авишай Гал-Ям из Калифорнийского технологического института.

Работа была частично поддержана Национальным научным фондом, Японским обществом содействия науке и Министерством образования, культуры, спорта, науки и технологий Японии.


АБСТРАКТНЫЙ

SMSS J031300.36–670839.3 (далее SM0313–6708) - субгигантская гало-звезда без обнаруживаемых линий Fe и больших избытков C и Mg относительно Ca. Мы получили спектры очень большого телескопа - ультрафиолетового и визуального эшелле-спектрографа (UVES), простирающиеся до 3060 Å, показывающие сильные линии полос OH A-X, позволяющие определить содержание кислорода. Линии полосы OH A-X в SM0313–6708 намного сильнее линий полосы CH C-X. Подборы для синтеза спектра показывают отношение [] 0,02 ± 0,175. Наши данные UVES с высоким отношением сигнал / шум также позволили нам снизить предел содержания Fe до (3σ). Эти данные подтверждают наше предыдущее предположение о том, что звезда образовалась из бедного железом выброса одиночной массивной звезды, сверхновой популяции III.

Экспорт цитирования и аннотации BibTeX RIS


Сверхновая! Что заставляет звезды взорваться?

Гибель звезды в результате взрыва сверхновой - одно из самых драматических актов насилия во Вселенной. За считанные секунды могучая звезда самовзрывается взрывом, который поглощает как ее самого, так и многие из окружающих ее планет. Это то, что беспокоит многих людей, особенно мысль о том, что однажды наше Солнце может стать сверхновой. Но насколько это вероятно? Какие факторы заставляют одни звезды взрываться, а другие поддерживать себя в течение невероятно долгих периодов времени?

Хизер Купер была профессором астрономии Грешема с 1993 по 1996 год.

После изучения астрофизики в Оксфордском университете профессор Купер руководил Гринвичским планетарием, а позже стал президентом Британской астрономической ассоциации и профессором астрономии Грешема. После презентации двух телесериалов она с двумя коллегами основала Pioneer Productions, которая сейчас является одной из ведущих телевизионных компаний в Великобритании. Она была продюсером Вселенной и отмеченной международными наградами программы Electric Skies.

2 июня 1999 года в ее честь был назван астероид 3922 Хизер.

Во время назначения на должность профессора Грешема в 1993 году она написала следующее:

Как возникла Вселенная? Есть ли где-нибудь жизнь? Что за черная дыра? Каждый день мне задают подобные вопросы - вопросы якобы об астрономии, но которые служат прекрасным трамплином для всех других наук. Из-за этого мне всегда была нужна платформа, на которой я мог бы ответить на «двадцатку» вопросов о Вселенной. Но как - и где? Вещание? Письмо? Слишком удаленно. Но чтение лекций лицом к лицу? Абсолютно. Вот почему я рад, что меня назначили Грешемом профессором астрономии, чтобы иметь возможность, по словам сэра Томаса Грешема, объяснить - насколько я могу - «новое обучение» в области наук.

Все лекции профессора Купера можно найти здесь.

Стенограмма

Сверхновая! Что заставляет звезды взорваться?
Профессор Хизер Купер

СУПЕРНОВА!
ЧТО ДЕЛАЕТ ЗВЕЗДЫ ВЗРЫВАЕТСЯ?

Гибель звезды в результате взрыва сверхновой - одно из самых драматических актов насилия во Вселенной. & # XA0 За считанные секунды могучая звезда самовзрывается взрывом, который поглощает как ее самого, так и множество окружающих ее планет &. # xA0 Это то, что беспокоит многих людей - особенно мысль о том, что однажды наше Солнце может стать сверхновой звездой.

Но мы & # x2019безопасны. & # XA0 Солнце слишком средне для этого & # xA0 Это небесный легкий вес & # xA0 Ибо масса звезды определяет, как она живет и умирает & # xA0 Только очень редкие Звезды-тяжеловесы имеют кровавый конец. & # xA0 Звезды, которые намного тяжелее Солнца, имеют более высокую температуру ядра & # xA0, они расходуют свое ядерное топливо с огромной скоростью и, соответственно, быстро выгорают. & # xA0 Наше Солнце и звезды менее массивны, чем она, более хладнокровны и более консервативны: & # xA0 они могут ожидать жизни в тысячи миллионов лет вместо лихорадочно прожитых нескольких миллионов лет их более весомых кузенов.

У звезд с малой массой, таких как Солнце, заканчивается топливо примерно через десять миллиардов лет. & # XA0 В это время их центральные запасы водорода - одна десятая от общей массы - были преобразованы в гелий. & # XA0 Но только в в этих центральных областях температуры достаточно высоки для того, чтобы произошли реакции синтеза. & # xA0 Звезда потеряла свой источник энергии, и сила тяжести восстанавливается, плотно раздавливая мертвое гелиевое ядро. & # xA0 Эти внутренние травмы мало влияют на звезду & # x2019s до тех пор, пока температура ядра не выросла так резко при сжатии, что граничащая с ней тонкая водородная оболочка внезапно начинает гореть до гелия. & # xA0 У звезды теперь есть кратковременный источник энергии, расположенный намного выше от центра. & # xA0 Меньше внешнего газа, препятствующего исходящему потоку энергии, и эффект впечатляет. & # xA0 Поглощая свои ближайшие планеты, звезда вздымается под волной высвободившейся энергии, наконец, оседая в новом состояние равновесия в сто раз больше, чем так было раньше. & # xA0 Эта участь однажды постигнет наше Солнце - и его семью. & # xA0 Землю можно пощадить, но Меркурий и Венера почти наверняка будут поглощены и сожжены, когда наша звезда станет красным гигантом.

Некоторые красные гиганты настолько огромны, что лучу света потребуется почти час, чтобы пересечь их. & # XA0 Их холодные поверхности покрыты звездными пятнами (похожими на солнечные пятна) шириной с орбиту Земли & # x2019s & # x2018stellar wind & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 & # x2019 # xA0 Но при всей своей необъятности они & # x2019 столь же несущественны, как чертополох, столь же разрежены, как лучшая лаборатория и # x2018вакуум & # x2019. & # xA0 Поскольку большая часть их материи сконцентрирована в сжатом ядре, гравитация мало влияет на их внешние слои . & # xA0 Они раскачивались, как космические бланкманжи, в то время как их поверхностные слои медленно пульсировали внутрь и наружу, заставляя их неопределенно меняться как по размеру, так и по яркости. & # xA0 Гениальный Бателгейзе Орион - & # x2018 подмышка Священного & # x2019 - - одна из таких долгопериодических переменных звезд, которая ярче и тускнеет в два раза в течение примерно года.

Но похоже, что есть предел тому, что может выдержать старая звезда. & # XA0 В конце концов, она очень мягко выдыхает свою растянутую атмосферу. & # XA0 На мгновение космического времени, несколько десятков тысяч лет. , мы видим, что красный гигант & # x2019s остается планетарной туманностью - постоянно расширяющейся газовой оболочкой, которая сияет от открытого ядра. & # xA0 Даже это вскоре рассеивается в космосе.

Массивные звезды состоят из гораздо более прочного материала. Позже в этом выступлении я рассмотрю внутренние изменения, которые они могут принять во внимание по мере приближения к концу. их жизни. & # xA0 Но, как я уже сказал, конечный результат - смерть от огня при взрыве сверхновой. Например, 7 декабря 185 года нашей эры они заметили новый блестящий небесный объект: & # xA0 & # x2018В Нан-м & # xEAn появилась великая звезда & # xA0. Она была размером с половину мата & # xA0, она отображала пять звезд. цвета & # xA0, и она сверкала. & # x2019 & # xA0 По современной терминологии & # x2018guest star & # x2019 была сверхновой, взрывающейся звездой, которая примерно в миллиард раз ярче Солнца & # xA0 Однако для китайцев звезда имело гораздо большее практическое значение. & # xA0 Согласно китайской астрологии, небо было зеркалом Земли, имея в виду страну Китая и императора, который ее воплощал. & # xA0 Люди, наблюдавшие за небом, были в основном озабочены предзнаменования, которые он отображал. & # xA0 Приглашенные звезды обычно были плохими новостями: & # xA0, например, звезда 185 г., & # x2018 означало insurre ction & # x2019, да и вообще & # x2018губернатор столичного региона Юань-Шоу наказал и устранил чиновников среднего звена. и несколько тысяч человек погибли & # x2019.

Однако, лишенные своих астрологических интерпретаций, китайские записи бесценны для современных астрономов. Восточные астрономы как можно точнее измерили положение неожиданных объектов в небе относительно их структур созвездий. & # XA0 Идентифицируя китайцев. созвездий и звезд, поэтому мы можем точно определить положение новых звезд. & # xA0 Если китайцы говорят, что звезда двигалась, это должна была быть комета & # xA0, если она была неподвижной, то либо новая, либо сверхновая &. # xA0 Записи даже показывают, что это была за взрывающаяся звезда: новые звезды быстро тускнеют и исчезают через несколько дней, в то время как сверхновые остаются яркими в течение нескольких месяцев.

Ричард Стивенсон, британский астроном и китаевед, идентифицировал китайское созвездие Нан-мэн (Южные врата) как две звезды Альфа и Бета Центавра, таким образом определив положение сверхновой звезды 185 г. н.э. & # xA0. Эти «гостевые звезды», наблюдавшиеся в 836, 393, 1006, 1054 и 1181 году нашей эры, также были сверхновыми. Эти цифры - пять сверхновых за тысячелетие - показывают, что блестящая сверхновая действительно является редкостью в нашем небе.

Китайские записи, подтвержденные ранними астрономами из Кореи и Японии, вдвойне важны, потому что современные астрономы в западном мире не обращали внимания на эти небесные достопримечательности. В средние века философия ученых основывалась на авторитете древнегреческих ученых. ученые, которые учили, что - помимо движения планет - небеса неизменны.

Тем не менее, несколько сообщений о сверхновых дошли до нас от случайных наблюдателей с Запада. Сверхновая в 1006 году нашей эры (самая яркая из китайских гостевых звезд & # x2019) достигла звездной величины -9 сотен. раз ярче, чем Венера, и это действительно вызвало некоторые комментарии. В Аравии Али ибн Райдван описал & # x2018 зрелище, [которое] проявилось в зодиакальном знаке Скорпион. небо сияло из-за его света. & # x2019 & # xA0 Монахи из Санкт-Галена в Швейцарии видели яркую звезду, когда она только что проскальзывала над горами к югу. & # xA0 В летописи за год монахи заявил: & # x2018 Появилась новая звезда необычного размера, сияющая в аспекте и ослепляющая глаза, вызывая тревогу & # x2019.

Ситуация начала меняться с эпохой Возрождения. & # XA0 Астрономы начали измерять положения планет & # x2019 и обнаружили, что таблицы, составленные Птолемеем примерно в 150 г. н.э., были не совсем верными & # xA0. Несоответствия побудили некоторых ученых усомниться в правильности результатов. Греческая идея о том, что планеты и Солнце вращаются вокруг Земли. & # XA0 Может быть, Земля была планетой, движущейся вокруг Солнца? & # XA0 Но такое либеральное мышление не помогло противостоять тяжести ортодоксальности до одного ноябрьского вечера 1572 года. ночь, когда сверхновая звезда изменила ход человеческой мысли.

Великий датский астроном Тихо Браге, чьей второй претензией на славу был золотой мостик к его носу, чтобы залатать дуэльную травму, возвращался домой за суперспособностями, когда прямо над головой внезапно была замечена некая странная звезда, вспыхивающая своим светом. сияющий блеск. Я был настолько озадачен невероятностью происходящего, что я начал сомневаться в доказательствах моих собственных глаз. & # X2019

Тихо был потрясен, изумлен и одурманен, потому что Аристотель постановил, что небеса совершенны и неизменны: непостоянство и распад были ограничены Землей. Одним ударом сверхновая звезда 1572 года разрушила всю структуру. Тридцать два года спустя уже не было никаких сомнений. Тихо к тому времени был мертв, но сверхновую в 1604 году наблюдал его ученик Иоганн Кеплер - человек, открывший законы движения планет, которые в конечном итоге низводили Землю до положения простой планеты, вассала могущественного Солнца.

Все эти «исторические» сверхновые были блестящими объектами, затмевающими все другие звезды на небе, а некоторые были видны даже при дневном свете. Это произошло потому, что все они были взрывающимися звездами в нашей Галактике и, следовательно, были сравнительно близки к нам. Однако со времен Кеплера в нашей Галактике не было замечено ни одной сверхновой - по иронии судьбы, поскольку телескоп впервые включили в небо всего через пять лет после сверхновой 1604 года. К счастью, во Вселенной есть множество других галактик, и время от времени мы видим, как в одной из них взрывается звезда.

Никто не может предсказать, когда взорвется сверхновая в какой-либо конкретной галактике, поэтому астрономы могут найти их, только глядя на большое количество галактик снова и снова. & # XA0 В охоте за сверхновыми астрономы-любители могут добиться такого же успеха, как профессионалы.

За последние полвека астрономы обнаружили сотни сверхновых в удаленных галактиках. & # XA0 Они настолько далеки, что даже самые большие телескопы мало что могут сказать о какой-либо конкретной из них, но, тщательно сравнивая и противопоставляя сверхновые, астрономы смогли Создайте общее представление о том, что заставляет звезду взорваться. & # xA0 Для начала астрономы обнаружили, что существует два различных типа сверхновых - достаточно образно названные Тип 1 и Тип 2. & # xA0 Сверхновые типа 1 представляют собой сверхновые. космический армагедон - ядерный взрыв белого карлика в извержении, которое сияет ярче, чем миллиард солнц. Какими бы яркими ни были звезды типа 1, они являются чудаками звездного мира, выпад одной звезды фатально влияет на его сосед.

Сверхновые типа 2 более естественно вписываются в наши теории жизни и смерти звезды. За десятилетия, прошедшие с 1950 года, астрономы подсчитали, как умрет звезда, которая намного тяжелее Солнца. & # XA0 И ответ однозначен: & # xA0 Когда уходит звезда в тяжелом весе, она уходит не с хныканьем, а с треском.

Доказательство этой теории было получено в 1987 году. Высоко на горе Серро-лас-Компа в Чилийских Андах канадский астроном занимался рутинной работой. Ян Шелтон делал фотографии Большого Магелланово Облако, ночь за ночью, чтобы искать звезды, меняющие яркость. Ранним утром 24 февраля 1987 года он проявил пластину, которую только что обнажил. & # XA0 Если все в порядке, он может лечь спать. . & # xA0 Но нет, на фотографии был блестящий & # x2018blob & # x2019, который не имел права там находиться. & # xA0 Он выглядел как звезда - но звезда ярче, чем все известные из существующих в Большом Магеллановом Облаке. .

Шелтон пошел спросить своих коллег, и один из них - Оскар Дуальде - сказал, что смотрел на небо ранее той ночью и заметил что-то странное в Большом Магеллановом Облаке. соседняя галактика, сияющая так же ярко, как 100 миллионов Солнц. & # xA0 Это была сверхновая, первая видимая невооруженным глазом за 383 года.

Астрономы в Чили пытались связаться с центром в Соединенных Штатах, который предупреждает мировые обсерватории о новых открытиях, но безрезультатно. Тем временем над Тихим океаном опустилась ночь и темная пелена опустилась на Новую Зеландию. , где в Нельсоне Альберт Джонс также исследовал небо. & # xA0 Джонс, мельник на пенсии, не является профессиональным астрономом. & # xA0 Он наблюдает за небом только из любви к астрономии. & # xA0 Он специализируется на оценивая, ночь за ночью, яркость звезд, которые меняют яркость, и Королева наградила его ВТО за его терпеливую, неоплачиваемую, но важную с научной точки зрения работу.

Облака начали накатываться, поэтому Джонс решил быстро взглянуть на один из своих любимых объектов, Большое мегелланово облако. & # XA0 К его удивлению, в нем была блестящая звезда. облака закрывали его обзор. Джонс быстро позвонил своим коллегам в Новой Зеландии, но они тоже были сбиты с толку облаками.

Однако слух распространился быстро, и телефонные сообщения пересекли Тасманово море, чтобы предупредить астрономов в Австралии. & # XA0 На приемной стороне был Роб Макнот, шотландец, который переехал в Австралию, чтобы отслеживать движения искусственных спутников по небу. & # xA0 Он фотографирует спутники гигантской широкоугольной камерой на горе Сайдинг-Спринг, рядом с большим англо-австралийским телескопом и британским телескопом Шмидта. Пока он ждет следующего спутника, движущегося по небу, как медленно движущаяся звезда, у МакНота есть достаточно времени, чтобы проявить интерес к любительской астрономии и, в частности, к обнаружению объектов, которые внезапно появляются в небе. & # XA0 Он нашел комету и несколько новых звезд.

Как только он услышал сообщение из Новой Зеландии, Макнот направил свою спутниковую камеру в сторону Большого Магелланова Облака и сделал точный снимок. & # XA0 Да, это была сверкающая сверхновая. & # XA0 Что еще более важно, Макнот смог определить ее положение Он посмотрел на это положение в стандартном атласе звезд в Большом Магеллановом Облаке - и нашел там слабую звезду. & # xA0 Астрономы уже исследовали эту звезду, так что впервые они могли сказать, что своего рода звезда разлетелась на части в самом зрелищном звездном самоубийстве.

Между тем, мировые астрономы были горячими в погоне за сверхновой & # xA0. Прервав то, что они делали, астрономы повернули все доступные телескопы в Австралии, в Южной Африке и - когда ночь путешествовала по миру - в трех больших обсерваториях в Чили, навстречу сверхновой. & # XA0 Астрономы из северных стран нетерпеливо сидели или заказывали первый полет на юг. & # XA0 Некоторым повезло больше & # xA0 Они управляли телескопами в космосе и приказывали этим всевидящим спутникам выбирать другие излучения - ультрафиолетовое и рентгеновское - от взрывающейся звезды.

Таким образом, впервые астрономы смогли детально рассмотреть взрывающуюся звезду, опираясь на свои знания о типе звезды, которая разлетелась на части. & # XA0 Как только Роб Макнот понял, что его атлас Большого Магелланова Облака показывает Звезду, которая взорвалась как сверхновая, астрономы вернулись к своим предыдущим наблюдениям за ней. Американский астроном Николас Сандулак исследовал эту звезду - вместе со многими другими - в 1960-х годах, и она была в его каталоге как & # x2018Sanduleak - 69 & # xBA 202 & # x2019. & # XA0 Спектр этой звезды показал, что это была голубая гигантская звезда в пятьдесят раз больше Солнца и в двадцать раз тяжелее. & # XA0 Ее вес определенно соответствовал теории, согласно которой Tupe 2 сверхновая - это самоубийство очень тяжелой звезды.

Итак, оглядываясь назад и с некоторой помощью теории, мы можем теперь написать некролог Сандулеку -69 & # xBA 202. & # XA0 Он родился всего 20 миллионов лет назад - очень короткое время в космических масштабах & # xA0 нашего Солнца, ибо Например, он в 250 раз старше. & # xA0 В своем ядре водород начал превращаться в гелий, высвобождая огромное количество энергии, благодаря которой звезда сияла около 19 миллионов лет.

Тяжелый Sanduleak -69 & # xBA 202 был намного расточительнее с водородным топливом, чем Солнце. & # XA0 Миллион лет назад его ядро ​​было забито гелием & # x2018ash & # x2019 & # xA0 Теперь звезда начала расширяться. , в то время как его центральное ядро ​​сжималось (Солнце испытает подобное & # x2018среднее распространение & # x2019, прежде чем оно умрет) & # xA0 В основе последовательных ядерных реакций выстраивалось все более и более сложные элементы - исполнение мечты алхимиков & # x2019 о & # x2019 #x2018transmuting’ one element to another.  The substances were not mixed together, but nested neatly like an onion or a set of Russian dolls.  Descending into the star, we would first come to a shell of helium, then a shell of carbon mixed with oxygen, a shell of neon, a shell of silicon, and - at the very centre - a core of iron.

When Sanduleak -69º 202 reach this point, it was in real trouble.  At the centre of a star, there is always a tussle:  the weight of the overlying layers is trying to squeeze the centre ever smaller and smaller, but the nuclear reactions there provide a force that fights off this burden.  But iron is the most stable of the elements.  You cannot change iron to something else and produce energy in the process.  So there was no nuclear reaction to support the star’s very centre.  In a matter of seconds, the iron core collapsed in on itself.

The result was chaos.  The temperature soared to an unimaginable 50,000 million ஬ - thousands of times hotter than the centre of our Sun.  The energy there broke up matter itself, reforming it into new particles, including the ghostly neutrinos.  Most of these speedy particles escaped from the star’s core, winging outwards at the speed of light.  As they passed through the star, however, some of them pushed upwards and outwards on the star’s outer layers of gas.  Like the explosion of cordite within an artillery shell, the immense burst of neutrinos blew the star apart  Sanduleak -69º 202 exploded as a supernova, of Type 2.

This action took place some 170,000 years ago - when our Stone Age ancestors roamed the African plains.  Ever since, the distress signals have been winging their way across space, from the Large Magellanic Cloud to us.  In the meantime, mankind has evolved through Ages of Bronze, and Iron, to the sophisticated instruments we now have to interpret the signals from the explosion of a distant star.

First to arrive were the neutrinos from the star’s collapsing core.  No one can see neutrinos  but as these penetrating particles sped through the Earth, they left a tell-tale calling card in two underground ‘neutrino telescopes’.  In an earlier chapter, we met one ‘neutrino telescope’:  the tank of cleaning fluid that picks up particles from the Sun.  This tank, however, cannot easily pick up the signals from a dying star.  But American and Japanese physicists have both installed suitable ‘neutrino telescopes’ down deep mine shafts.  Each consists of a vast tank of ordinary water.  If a neutrino hits a water molecule, sparks fly - quite literally - and electronic detectors around the tank see a flash of light.

At 41 seconds past 7.35 on the morning of 23 February 1987, both the American and the Japanese tanks flashed into life.  The neutrinos from the explosion of Sanduleak -69º 202 had arrived.  The equipment faithfully recorded the flashes - but the scientists did not look back at their data until the following day, when Shelton and Jones had actually seen the exploding star.

Nonetheless, the neutrinos provided the clinching evidence that a supernova - of Type 2 - explodes because its core disintegrates into a total chaos.  A final piece of knowledge about a star’s life slipped into place:  how a heavy star dies.

The supernova of 1987 - although easily visible to the naked eye - was never что brilliant.  This was partly because it was one of the fainter kind of supernova, a Type 2 (and even unusually faint for a Type 2), and partly because it lay outside our Galaxy.  When we see the next supernova in the Milky Way, it will be a much more spectacular sight.

Which star will it be?  Probably some obscure object that’s listed in our catalogues only by a soul-less number.  But there’s a chance that one of the better-known stars might explode in the near future.

If we had to bet, then clearly a red giant is a good choice.  Such a star, we know, is near the end of its life.  Betelgeuse, in Orion, will undoubtedly ‘go supernova’ one day and as it  lies only 300 light years away its explosion will be an event unparalleled in history:  a star almost as bright as the Full Moon.  The blast of radiation will wreak havoc with the upper gases in the Earth’s atmosphere - possibly damaging the fragile ozone layer that protects us from the Sun’s ultraviolet radiation.  Some astronomers believe that such a blast could affect the Earth’s climate, and probably trigger a new ice age.

Although its time is nigh on the cosmic scale, Betelgeuse is unlikely to explode so soon that we will see it ourselves.  A better candidate is a star called Eta Carinae (which can only be seen from the southern hemisphere).  This is a really massive star - as heavy as a hundred Suns - and it is already beginning to show that it is unstable.

When European astronomers first went south of the equator, they noted Eta Carinae as a moderately bright star.  But in the 1840s, it began to brighten, until it rivalled Sirius for the position of 𠆋rightest star’.  At the same time, it ejected a vast cloud of gas and dust, which now cloaks it and hides the star itself from naked eye view.

Who knows what will happen?  With a star that is evolving so quickly, no-one knows for sure.  But when Eta Carinae does blow up, it will be one of the most unforgettable sights that humankind is ever likely to see.


Could non-supernova carbon, oxygen, or silicon flashes be observed? - Астрономия

CP-2156 Life In The Universe

Organic Chemical Evolution

[ 21 ] What were the chemical origins of earthly life, and what was the chronology of major events? A full understanding requires far more knowledge than we now have about the early history of the Solar System and Earth.

The study of organic chemical evolution represents a cosmic quest for an understanding of our chemical origins, starting from the Big Bang and proceeding through interstellar clouds, the solar nebula, the formation of the Sun and planets, to the origin of life on Earth. In this context, the exploration of environments across space and time is directed at understanding not only their present state, but also what they can tell us about their past, their origins, and their evolution. During this quest, we will learn more about our own origins on Earth and discover more about the constraints imposed by stellar, solar system, and planetary evolution on the origin and distribution of life in the cosmos. The latter knowledge then helps narrow future searches for life elsewhere in the Universe.

In an evolutionary sense, all life is a product of countless changes in the form and content of primitive matter wrought by processes of chemical and biological evolution. The course of biological evolution can be traced back to common ancestors in the Precambrian period. The prebiotic history of Earth and the Solar System remains much more obscure, however. The components of the Solar System are products of chemical evolution from interstellar matter, but the circumstances of this evolution and even the resulting present state of some bodies are very poorly understood. Fortunately, there are windows, though obscured, that permit us to look into the past and to discern some of the features of past events. These windows are provided by astronomical observations and by geological and geochemical studies of rocks from ancient Earth, the Moon, and meteorites from outer space. Data [ 22 ] from these sources then provide bases for formulating working models that attempt to reconstruct environments and to describe the physical-chemical processes that shaped them in the past. These working models, in turn, will be modified by new observations.

BEGINNINGS OF CHEMICAL EVOLUTION IN THE SOLAR SYSTEM

Just as biological evolution implies that all organisms on Earth have a common ancestry, so chemical evolution implies that all matter in the Solar System has a common origin. Consider the following scenario: An interstellar cloud of dust and molecules collapses, perhaps triggered by the shock wave associated with a nearby supernova, thus beginning the chemical evolution of the Solar System. According to one current model, gravitational collapse of the interstellar cloud led to an enormous disk of gas and dust, the primitive solar nebula, shaped like a flying saucer with the proto-Sun at the center. To a first approximation, this disk has been pictured as having a chemical composition that was spatially uniform and similar to that of the present Sun, at least for the major elements. Detailed studies of meteorites, however, have revealed anomalies in the isotopic composition of some elements, indicating that the solar nebula may not have been as homogeneous as theorists have suggested. Gravitational collapse would have been accompanied by heating and the establishment of a pressure gradient, with pressure highest in the region of the proto-Sun and decreasing with radial distance. Similarly, temperatures would have been highest in the central possibly exceeding 1600 K. Temperatures would have decreased, with radial distance, falling steeply within several astronomical units, then much more gradually to the edges of the solar nebula, beyond the limits of the present orbits of the giant planets, where temperatures would have been less than 100 K.

According to the equilibrium condensation model, as the inner region of the solar nebula cooled, minerals formed from the hot gas, yielding solids at their various condensation temperatures. Some of these primary condensates may have undergone secondary transformations if they continued to react with the nebula gas as the system cooled. In the outer regions of the solar nebula, in and beyond the current orbits of the giant planets, where temperatures would have remained low, condensation and accretion of organic and inorganic interstellar material could have taken place at temperatures near 100 K, allowing volatile materials to be preserved. Because of turbulence and the pressure and temperature gradients in the solar nebula, some mixing of materials with high- and low-temperature histories would [ 23 ] have occurred during the accretion of small bodies. Eventually the accretion of fine-grained condensed material led to larger and larger objects and ultimately to the formation of planets. Thus, from the solar nebula came the Sun, the planets and their satellites, comets, meteorites, and asteroids. The Sun continues to contribute matter to various objects in the Solar System through the injection of solar-wind particles. The dashed line in figure 1 suggests that comets may preserve intact material that originated in the interstellar medium. Some cosmochemists believe that comets are products of low-temperature condensation and accretion processes that occurred at the outer edge of the Solar System where the lack of heating permitted survival of interstellar matter.

The stage of condensation from the nebula gas was probably terminated by the so-called T-tauri stage in the proto-Sun's evolution, during which a very powerful solar wind swept the uncondensed gas out of the Solar System and into the interstellar medium. Generally, the material condensed in the.

Figure 1. Interrelationships between various bodies in the chemical evolution of the Solar System. Solid arrows indicate contributions of matter from one source to another. The dashed arrow signifies uncertainty regarding direct condensation of comets from interstellar matter. The arrow from "Life" implies its eventual dispersal from Earth.

[ 24 ] . inner Solar System had a high-temperature origin and was depleted in volatiles (i.e., materials containing H, C, N, O, and S in volatile form and the noble gases), but the materials that condensed and accreted in the outer Solar System were rich in volatiles.

This very simple model has been criticized, and inevitably, as theory, experiments, and observations progress, it will undergo changes, perhaps so many that a new model will emerge. In the meantime, it provides a useful framework for discussing various aspects of organic chemical evolution. However, some cosmologists believe that the proto-solar system was initially a partially ionized gas, in which case the notion of equilibrium condensation would not be valid.

Sometime within 1000 million years of Earth's birth, life arose on its surface and biological evolution began. Eventually, the death of the Sun may be accompanied by an ejection of matter back into the interstellar medium that spawned it. According to this scenario, the origin and evolution of life on Earth were and will continue to be inextricably bound to the evolution of both the Sun and Earth. It is somewhat ironic that life arose on Earth, a planet that, relative to the Sun, is severely depleted in the volatile elements that make up organic chemistry: hydrogen, carbon, nitrogen (see table 1). On the other hand, the chemistry of the cosmos seems to be dominated by these elements. From this knowledge springs the conviction that organic chemistry constitutes an integral and fundamental part of cosmochemistry, and from this comes the anticipation that, despite the seeming improbability.


The first stars

Shortly after the Big Bang, only hydrogen, helium and trace amounts of lithium existed in the universe. All the other elements that we see around us today, such as carbon, oxygen, iron, and silicon, are manufactured in the cores of stars or during supernova explosions.

The first generation of stars born after the Big Bang was formed from this pristine gas which is believed to have generated a large fraction of very massive stars.

The supernova deaths of the first stars polluted the universe with heavier elements that subsequently cooled and condensed and formed the next generations of stars, including the sun’s generation.

Thus, the first generation was truly unique.


Astronomers find signatures of a 'messy' star that made its companion go supernova

Many stars explode as luminous supernovae when, swollen with age, they run out of fuel for nuclear fusion. But some stars can go supernova simply because they have a close and pesky companion star that, one day, perturbs its partner so much that it explodes.

These latter events can happen in binary star systems, where two stars attempt to share dominion. While the exploding star gives off lots of evidence about its identity, astronomers must engage in detective work to learn about the errant companion that triggered the explosion.

On Jan. 10 at the 2019 American Astronomical Society meeting in Seattle, an international team of astronomers announced that they have identified the type of companion star that made its partner in a binary system, a carbon-oxygen white dwarf star, explode. Through repeated observations of SN 2015cp, a supernova 545 million light years away, the team detected hydrogen-rich debris that the companion star had shed prior to the explosion.

"The presence of debris means that the companion was either a red giant star or similar star that, prior to making its companion go supernova, had shed large amounts of material," said University of Washington astronomer Melissa Graham, who presented the discovery and is lead author on the accompanying paper accepted for publication in The Astrophysical Journal.

The supernova material smacked into this stellar litter at 10 percent the speed of light, causing it to glow with ultraviolet light that was detected by the Hubble Space Telescope and other observatories nearly two years after the initial explosion. By looking for evidence of debris impacts months or years after a supernova in a binary star system, the team believes that astronomers could determine whether the companion had been a messy red giant or a relatively neat and tidy star.

The team made this discovery as part of a wider study of a particular type of supernova known as a Type Ia supernova. These occur when a carbon-oxygen white dwarf star explodes suddenly due to activity of a binary companion. Carbon-oxygen white dwarfs are small, dense and -- for stars -- quite stable. They form from the collapsed cores of larger stars and, if left undisturbed, can persist for billions of years.

Type Ia supernovae have been used for cosmological studies because their consistent luminosity makes them ideal "cosmic lighthouses," according to Graham. They've been used to estimate the expansion rate of the universe and served as indirect evidence for the existence of dark energy.

Yet scientists are not certain what kinds of companion stars could trigger a Type Ia event. Plenty of evidence indicates that, for most Type Ia supernovae, the companion was likely another carbon-oxygen white dwarf, which would leave no hydrogen-rich debris in the aftermath. Yet theoretical models have shown that stars like red giants could also trigger a Type Ia supernova, which could leave hydrogen-rich debris that would be hit by the explosion. Out of the thousands of Type Ia supernovae studied to date, only a small fraction were later observed impacting hydrogen-rich material shed by a companion star. Prior observations of at least two Type Ia supernovae detected glowing debris months after the explosion. But scientists weren't sure if those events were isolated occurrences, or signs that Type Ia supernovae could have many different kinds of companion stars.

"All of the science to date that has been done using Type Ia supernovae, including research on dark energy and the expansion of the universe, rests on the assumption that we know reasonably well what these 'cosmic lighthouses' are and how they work," said Graham. "It is very important to understand how these events are triggered, and whether only a subset of Type Ia events should be used for certain cosmology studies."

The team used Hubble Space Telescope observations to look for ultraviolet emissions from 70 Type Ia supernovae approximately one to three years following the initial explosion.

"By looking years after the initial event, we were searching for signs of shocked material that contained hydrogen, which would indicate that the companion was something other than another carbon-oxygen white dwarf," said Graham.

In the case of SN 2015cp, a supernova first detected in 2015, the scientists found what they were searching for. In 2017, 686 days after the supernova exploded, Hubble picked up an ultraviolet glow of debris. This debris was far from the supernova source -- at least 100 billion kilometers, or 62 billion miles, away. For reference, Pluto's orbit takes it a maximum of 7.4 billion kilometers from our sun.

By comparing SN 2015cp to the other Type Ia supernovae in their survey, the researchers estimate that no more than 6 percent of Type Ia supernovae have such a litterbug companion. Repeated, detailed observations of other Type Ia events would help cement these estimates, Graham said.

The Hubble Space Telescope was essential for detecting the ultraviolet signature of the companion star's debris for SN 2015cp. In the fall of 2017, the researchers arranged for additional observations of SN 2015cp by the W.M. Keck Observatory in Hawaii, the Karl G. Jansky Very Large Array in New Mexico, the European Southern Observatory's Very Large Telescope and NASA's Neil Gehrels Swift Observatory, among others. These data proved crucial in confirming the presence of hydrogen and are presented in a companion paper lead by Chelsea Harris, a research associate at Michigan State University.

"The discovery and follow-up of SN 2015cp's emission really demonstrates how it takes many astronomers, and a wide variety of types of telescopes, working together to understand transient cosmic phenomena," said Graham. "It is also a perfect example of the role of serendipity in astronomical studies: If Hubble had looked at SN 2015cp just a month or two later, we wouldn't have seen anything."

Graham is also a senior fellow with the UW's DIRAC Institute and a science analyst with the Large Synoptic Survey Telescope, or LSST.

"In the future, as a part of its regularly scheduled observations, the LSST will automatically detect optical emissions similar to SN 2015cp -- from hydrogen impacted by material from Type Ia supernovae," said Graham said. "It's going to make my job so much easier!"


Dusty old supernova could reveal answer to life, the universe and EVERYTHING

Astroboffins using the ALMA telescope in Chile have snapped new images of a supernova dust factory, which could help them figure out how galaxies are formed.

Nova and out . artist's illustration of Supernova 1987A. Credit: Alexandra Angelich

The pictures from the Atacama Large Millimetre/submillimetre Array (ALMA) show the remains of a recent supernova, which is now full of material that didn't exist just a few decades ago.

Galaxies can be quite the dust-gatherers and astronomers already think that supernovae could be a primary source of that dust, especially in the early life of the Universe. But so far, scientists have seen little sign of supernovae actually producing dust.

"This is the first time we've been able to really image where the dust has formed, which is important in understanding the evolution of galaxies," said Remy Indebetouw, an astronomer at the National Radio Astronomy Observatory (NRAO) and the University of Virginia.

Supernova 1987A [2], which is in the dwarf galaxy known as the Large Magellanic Cloud orbiting the Milky Way around 160,000 light years from Earth, is the closest observed supernova explosion since Johannes Kepler's observation of a supernova inside the Milky Way in 1604. Astronomers keeping an eye on the glowing remains predicted that as the gas cooled after the big boom, large amounts of dust should form as atoms of oxygen, carbon and silicon bonded together in the cold central regions of the remnant. But early images of the supernova, made during the first 500 days, only showed a small amount of hot dust.

Now, using ALMA's sensitivity, researchers have been able to snap pics of the far more abundant cold dust, which glows in millimetre and submillimetre light wavelengths. They now think that the remains contain around 25 per cent of the mass of the Sun in newly formed dust.

"SN 1987A is a special place since it hasn't mixed with the surrounding environment, so what we see there was made there," said Indebetouw. "The new ALMA results, which are the first of their kind, reveal a supernova remnant chock full of material that simply did not exist a few decades ago."

Despite how much time has passed, the supernova isn't done exploding just yet. The shockwave from the initial detonation radiated out into space, producing glowing rings of material. Those rings eventually hit the envelope of gas which was released by the original red giant star as it neared the end of its life. That sent part of those shock-rings rebounding back towards the centre.

"At some point, this rebound shockwave will slam into these billowing clumps of freshly minted dust," said Indebetouw. "It's likely that some fraction of the dust will be blasted apart at that point. It's hard to predict exactly how much - maybe only a little, possibly a half or two thirds."

Boffins are waiting to see if a good fraction of the remains survive and make it into interstellar space, which would further back up the theory that the copious dust astronomers detect in the early Universe comes from supernovae.

The full study, "Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA", is due to appear in the Письма в астрофизический журнал and is currently available on arXiv here. ®


A new astronomy with radioactivity: Radiogenic carbon chemistry

Historically it has been assumed that the necessary condition for carbon solids to grow in a cooling gas is higher bulk C abundance than O abundance. That condition is observed to be necessary and valid in AGB red-giant stars, inducing more general acceptance of that requirement. But for hydrogen-free supernova interiors that bulk-abundance condition is too restrictive. Within their expanding and cooling interiors, radioactivity maintains a prolific source for new free C. Very abundant CO molecules cannot retain oxidized carbon owing to their dissociation by energetic free electrons, which are created continuously by Compton scattering of gamma rays from newly created radioactive 56 Co nuclei. As the local gas temperature cools below 2000 K the free C atoms condense as carbonaceous grains, even in the presence of more abundant O atoms. The necessary conditions within supernovae must instead be expressed by three new rules: 1.

Free C atoms must exist abundantly. An abundance ratio C/O > 1 would indeed suffice for that end, but it is not necessary. Maintenance of abundant free C atoms occurs by radioactivity dissociating abundant CO molecules and also by lack of sufficient expansion time for complete oxidation of free C.

Chemical reaction networks associating C atoms into C solids must be kinetically faster than their oxidation. That is, free C must be able to grow C solids faster than those solids can be oxidized.

Insufficient time for oxidation of the new carbon solids must exist after the eventual depletion of free carbon prior to ejection into the interstellar medium. Those C solids could be termed metastable because they would be absent but for the chemical consequences of the radioactivity.

I present some calculations for these expectations elaborating on figures from published works. The chemical dynamics provide a new discipline of astronomy with radioactivity in young supernova remnants. Carbonaceous supernova condensates (graphite and silicon carbide) extracted from meteorites provide abundant isotopic evidence of dynamic details of young supernova remnants. But expertise from molecular and chemical dynamics is needed to bring the theory to fruition.


This Is Where The 10 Most Common Elements In The Universe Come From

Everything found on planet Earth is composed of the same ingredients: atoms.

Found throughout the Universe, atoms naturally occur in over 80 varieties.

But they’re all created in unequal amounts here are our Universe’s top 10 (by mass).

1.) Hydrogen. Created during the hot Big Bang but depleted by stellar fusion,

70% of the Universe remains hydrogen.

28%. (E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY)

2.) Helium. About 28% is helium, with 25% formed in the Big Bang and 3% from stellar fusion.

3.) Oxygen. The most common (

1%) heavy element, oxygen arises from fusion in massive, pre-supernova stars.

4.) Carbon. The first heavy element created by stars, carbon mostly originates within red giants.

5.) Neon. Produced as an intermediate step between carbon and oxygen, neon is another pre-supernova element.

6.) Nitrogen. Nitrogen arises from Sun-like stars in a fusion cycle that includes carbon and oxygen.

7.) Magnesium. Created by fusion processes in massive stars, magnesium is Earth’s #4 element: behind iron, silicon and oxygen.

8.) Silicon. The final element to successfully fuse in pre-supernova stars, silicon is observed in supernova remnants.

9.) Iron. Although it’s vitally important for core-collapse supernovae, iron primarily originates from merging white dwarfs.

10.) Sulfur. Produced from both core-collapse supernovae and white dwarf mergers, sulfur rounds out the Universe’s top 10 elements.

В основном Mute Monday рассказывает астрономическую историю в изображениях, визуальных эффектах и ​​не более 200 слов. Меньше говори, больше улыбайся.


Смотреть видео: Дмитрий Вибе о последних исследованиях Солнечной системы и Галактики (November 2022).