Astronomija

Ali so bile slike Sanduleak -69 202 (rodovine SN1987A), preden je eksplodirala?

Ali so bile slike Sanduleak -69 202 (rodovine SN1987A), preden je eksplodirala?


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.

Vsi vemo o SN1987A, najbližji opazovani supernovi od Keplerjevih časov. Njen začetnik je bil Sanduleak -69 202, modri supergigant magnitude 12, katalogiziran leta 1970. Ali so bile kakšne slike te zvezde, preden je eksplodirala, in kako smo vedeli, da je to zvezda, ki je ustvarila omenjeno supernovo?


Da, to je jasno vidno na fotografijah LMC iz osemdesetih let. V tej primerjavi je prikazan iz Avstralskega astronomskega observatorija

Vemo, da je bila ta zvezda na najpreprostejši možen način: supernova se je pojavila natanko na istem mestu kot ta zvezda, in ko pogledamo zdaj, je ta zvezda izginila (zamenjal jo je majhen bipolarni ostanek supernove)


Druga povezava, ki si jo je vredno deliti, prihaja od ESO in se imenuje Veliki Magellanov oblak pred SN1987A in po njem. Povezava prikazuje predvsem naslednje


Da. Dejansko so bile številne zvezde (fotografske plošče), ki segajo že v leto 1899 (!). Iz okrožnice IAU št. 4367:

ML Hazen, Center za astrofiziko, piše: "Pri iskanju območja zvezde na 502 Harvardskih modrih patruljnih ploščah, posnetih v letih 1899-1953 v goriščni lestvici 600" / mm, ni bilo večje spremembe v svetlosti Sk -69 202 na 59 tablicah iz serije Damon blue patrol, posnete leta 1971, 1978-79 in 1981-86 v goriščni lestvici 580 "/ mm.

Obstajal je tudi vsaj en spekter (Sanduleak 1970), ki je bil osnova za njegovo uvrstitev med supervelesa B3 I v Sanduleakovem katalogu.

Opazovanja supernove in retrospektivna astrometrična analiza posnetkov sta ugotovila njeno prostorsko sovpadanje s Sanduleakom $-$69 207 (npr. West et al. 1987, Walborn et al. 1987, Girard et al. 1988), kar je zelo sugestiven (vendar ne železen) dokaz, da je bil rodovitnik.

Supernova je zelo hitro zbledela v UV in tako prvi dokaz po izbruhu Sanduleak $-$69 207 je dejansko izginilo, je iz UV opazovanj Mednarodni raziskovalec ultravijoličnih žarkov satelit marca 1987, ki je ugotovil, da je preostali UV tok skladen samo z obema sosednjima zvezdama glavnega zaporedja B, brez pričakovanega prispevka Sanduleaka $-$69 207 - ki bi kot supervelikan B dominiral nad UV svetlobo, če bi bila še vedno tam (npr. Gilmozzi in sod. 1987).


Pogovor: Sanduleak -69 202

  • Romunski portal
  • Preglejte seznam čistilnih storitev, povezanih z Romunijo
  • Normalizirajte uporabo izrazov "Severna Bukovina" (z velikimi tiskanimi črkami), "Severna Besarabija" (besarabski del Černovske oblasti) in "regija Hertza" ali "regija Hertsa" po celotni Wikipediji
  • Prevedi članke, povezane z Romunijo, iz romunske Wikipedije
  • Prevod in sinhronizacija z različicami projekta v drugih jezikih: Projet: Roumanie (v francoščini), Proiect: România (v romunščini), Проект: Румыния (v ruščini)

Težave s strežnikom lignjev po nadgradnji (Ubuntu 14)

Nadgradili smo strežnik proxy lignjev s prejšnje različice Ubuntuja (ne morem se spomniti, kaj mu je bilo žal) na različico 14.04.2. Zdaj se zdi, da se Squid ne zažene / VM-ji ne morejo dostopati do interneta prek posrednika. Opazil sem, da je pri prehodu iz CLI na Webmin prišlo do težave s storitvami in sem videl, da lahko "Zaženi storitev". Kliknil sem to in dobil napako

Premaknil sem se nazaj v CLI in zagnal sudo service lignje start in dobil naslednje:

Torej. Ali teče? Zakaj se prikaže webmin za zagon storitve.

Videl sem nekaj forumov na spletu za ponovni zagon storitve, kar ni pomagalo. Stanje izvajane storitve squid3 prikazuje:

Je kdo to opazil ali ve, kaj se je spremenilo z nadgradnjo?

Prav tako vidim, da sta pod ps -aux dve storitvi | grep lignji in lignji3

Pravkar ste preverili dnevnike /var/log/squid3/cache.log.1 in težave se zdijo, da se storitev ne zažene / deluje, saj so se dnevniki ustavili 19. dne, ko so odkrite težave.

Popravljeno z odstranitvijo vrstice: acl manager proto cache_object

Zdi se, da je za zdaj vse v redu, vendar nisem prepričan, kaj to počne? Ali lahko kdo pojasni, ali je to primerna rešitev?


Supernova 1987A

Noč 23. februarja 1987 se je začela tako kot mnoge druge noči. Opazovalci po vsem svetu so izvajali programe opazovanja po urniku. Takrat ni nihče vedel, da so signali iz najsvetlejša ekstragalaktična supernova v zgodovini bodo kmalu posneli na Zemlji! Prvi signal so prišli iz nedosegljivih delcev, imenovanih nevtrini, zaznani daleč pod zemljo na Japonskem in v ZDA. Kasneje tiste noči je visoko v gorah Andov na severu Čila Ian Shelton, raziskovalni sodelavec Univerze v Torontu, ki dela na univerzitetni postaji Las Campanas, začel triurno izpostavljati Veliki Magellanov oblak. (Veliki Magellanov oblak ali LMC in njegov spremljevalec Mali Magellanov oblak sta najbližja galaktična soseda Rimske ceste.) Ko je razvil ploščo, je takoj opazil svetlo zvezdo (približno 5. magnitude), kjer je ne bi smelo biti. Shelton je nato stopil izven observatorija in pogledal v nočno nebo, kjer je videl živahno svetlobo zvezde, ki je eksplodirala pred 166.000 leti. Približno v istem času je Oscar Duhalde, operater teleskopa na observatoriju Las Campanas, supernovo vizualno opazil. Tretje neodvisno opazovanje je prišel od amaterskega opazovalca in člana AAVSO Alberta Jonesa iz Nelsona na Novi Zelandiji. Jones je z 0,3-metrskim teleskopom zasukal tri spremenljive zvezde, ki jih je preučeval v LMC. Tam na istem vidnem polju je bila zelo svetlo modra zvezda, ki ji ni pripadalo! Jones je razkril svoje zvezdniške lestvice in opozoril na položaj nove zvezde glede na druge zvezde. Oblaki so se valili, preden je lahko določil oceno velikosti, zato je na svojo najdbo opozoril druge opazovalce. Kasneje so se oblaki razbili in Jones je lahko ocenil magnitudo 5,1. Ker ni vedel, ali so drugi opazovalci zamegljeni, je še 4 ure nadaljeval z opazovanjem supernove. Njegova vztrajnost je kritično zgodaj pokrivala Supernovo 1987A.

Tisto jutro so astronomi v Čilu Brianu Marsdenu v Harvard-Smithsonian Centru za astrofiziko v Cambridgeu, MA, poslali telegram, v katerem so sporočili odkritje. Marsden je zadolžen za Centralni urad za astronomske telegrame Mednarodne astronomske zveze, službo, ki ves čas spremlja astronome z najnovejšimi astronomskimi odkritji in razvojem. Novice o supernovi so se hitro širile po astronomski skupnosti od ust do ust in po astronomskih telegramih, ki jih je objavil Central Bureau. Opozorilo AAVSO 92 je bilo izdano 25. februarja 1987 in opozorilo opazovalce na novo odkritje. Takoj po razglasitvi supernove je dobesedno vsak teleskop na južni polobli začel opazovati ta vznemirljiv nov objekt. Kot prvo supernovo, ki so jo opazili leta 1987, je bila ta uradno imenovana 1987A. Zaradi neposredne bližine in zgodnjega odkrivanja SN 1987A je daleč najbolje preučena supernova vseh časov.

Kaj je supernova?

SN 1987A v LMC Kliknite sliko za povečavo.
Zasluge: Hubble Heritage Team z uporabo podatkov, ki so jih zbrali Robert Kirshner (Harvard / CfA), Nino Panagia (STScI), Martino Romaniello (ESO) in sodelavci

Supernova je eksploziven konec zvezdnikovega življenja. Moč dogodka je skoraj več, kot si lahko kdo predstavlja. V prvih desetih sekundah propada jedra supernove iz osrednjega območja, dolga 20 milj, oddaja toliko energije kot vse druge zvezde in galaksije v preostalem vidnem vesolju. Poleg spektakularne predstave moči so supernove glavni dobavitelji težkih elementov za vesolje. Elementi, ki se nam zdijo potrebni za življenje, kot sta ogljik in kisik, pa tudi težji elementi, kot je železo, nastanejo z nukleosintezo v zvezdi. V eksplozivni smrti zvezde se ti elementi vržejo v vesolje, kjer jih lahko reciklirajo druge zvezde in plini. Količina toplote in tlaka, ki ju sprosti eksplozija supernove, lahko s stiskanjem okoliškega medzvezdnega medija ustvari nova območja rojstva zvezd. Poleg tega se supernove uporabljajo kot svetlobni svetilniki za merjenje kozmoloških razdalj. Tako pomembni so v bližini opazili le nekaj supernov. Zadnji v naši galaksiji eksplodirala leta 1604 in jo je pred izumom teleskopa opazil Johannes Kepler. Stopnja odkritij supernove se je izjemno povečala z začetkom samodejnih iskanj, ki sonda zaznajo rahle velikosti. Samo lani so odkrili 161 supernov. Skrbno preučevanje supernov nam daje teorije in nedvomno najboljši kandidat za študij doslej je bila velika supernova iz leta 1987.

Krivulje svetlobe Supernova
Slika 1: Prirejeno po Chalsson & amp McMillan

Opazno je, da so supernove razvrščene v dve glavni vrsti (tip I in II), odvisno od prisotnosti ali odsotnosti vodikovih linij v največjih svetlobnih optičnih spektrih supernov. Supernove tipa I ne kažejo vodikovih linij, tip II pa vodikovih linij. Supernove tipa I so nadalje razvrščene v tip Ia, tip Ib in tip Ic. Spekter supernov tipa Ia vsebuje absorpcijske lastnosti Si, medtem ko spekter tipa Ib prikazuje lastnosti He, ne pa tudi lastnosti Si. Tip Ic ima zelo šibke ali skoraj nima He lastnosti in nima lastnosti Si, ki jo vidimo pri tipu Ia. Supernove tipa II (prisotne vodikove črte) se lahko nadalje razvrstijo na tip II-L in tip II-P, odvisno od tega, ali svetlobna krivulja časovno linearno pada (tip II-L) ali ostane na planoti nekaj časa nekaj tednov pred padcem (tip II-P).

Kraji izvora supernov tipa I in tipa II so različni. Ugotovljeno je, da se supernove tipa I pojavljajo v eliptičnih galaksijah ter v izboklinah in oreolih spiralnih galaksij, medtem ko eksplozije tipa II opažamo v spiralnih rokavih galaksij, kjer najdemo masivne zvezde. Tudi krivulje svetlobe obeh vrst supernove se razlikujejo (glej sliko 1). Supernove tipa I so običajno dve velikosti svetlejše od tipa II in hitreje propadajo. Eksplozije tipa II, običajno šibkejše od supernov tipa I, v svetlobnih krivuljah običajno prikažejo planoto.

Teoretično so supernove razvrščene glede na njihov eksplozijski mehanizem. Na splošno so supernove tipa Ia posledica termonuklearne ubežne eksplozije bele pritlikave zvezde, ki ji je bila dodana kritična masa materiala. Supernova tipa II je gravitacijski kolaps zvezdnega jedra - dogodek, ki je značilen za masivne zvezde (ta dogodek bo podrobneje opisan spodaj). Dogodki tipa Ib in Ic so najverjetneje tudi dogodki kolapsa jedra pri zvezdah, ki so izgubile večino svojega vodikovega ovoja, morda zaradi prelivanja Rochovega režnja v binarnega spremljevalca (Sutaria, 2001).

1) Tip Ia - Opredeljeno z odsotnostjo vodikovih linij in prisotnostjo absorpcijske črte Si II. Značilno enakomerne svetlobne krivulje in spektri. Te supernove se pogosto uporabljajo za določanje kozmoloških razdalj.

"Standardni model" je bel pritlikavec, ki sežge z eksplozivnim izgorevanjem ogljika. Potisne se čez kritično maso Chandrasekhar (

1.4 sončne mase) ter gostota in temperatura v središču zvezde postanejo dovolj visoki, da začnejo goreti.

2) Tip Ib in Ic - Oba nimata vodikovih vodov in lastnosti Si. Prikaz tipa Ic šibke He črte. Opažanja kažejo, da je ta vrsta lahko posledica propada jedra in ne eksplozij v belih pritlikavcih.

3) Tip II - zajema vse supernove z vodikovimi linijami. Optične svetlobne krivulje te vrste so heterogene in jih razvrstijo v "linearne" ali "plato podobne" svetlobne krivulje, odvisno od oblike krivulje. Supernova 1987A je razvrščena kot supernova tipa II.

Supernova 1987A - Zgodba o supernovi tipa II

Zvezdna čebula: Slika 2, Postopek izgorevanja težjih elementov, ko se jedrsko gorivo ponavlja, dokler se v jedru masivnih zvezd ne tvori železo (plasti ne smejo biti v merilu).
Zasluge: Begelman & amp Sarazin (1985)

Nekoč, pred približno 11 milijoni let, se je v ne tako oddaljeni galaksiji (LMC) rodila prvotna zvezda supernove 1987a, Sanduleak -69 ° 202 z maso, ki je bila približno 18-krat večja od mase našega sonca. Ta masivna zvezda je 10 milijonov let ustvarjala energijo s spajanjem vodika in tvorila helij kot večina drugih zvezd. Zaradi velike mase je morala zvezda v svojem jedru vzdrževati visoke temperature in tlake, da bi se izognila gravitacijskemu kolapsu. Med fazo izgorevanja vodika se osrednja območja zvezde skrčijo in postanejo bolj vroča. Ta vžge helij in označi začetek faze izgorevanja helija. Zunanja plast vodika se razširi, medtem ko se v jedru nadaljuje izgorevanje helija. Zvezda je postala rdeči super velikan in z zvezdnim vetrom izgubi nekaj mase. Oskrba helija z jedrom se v manj kot milijon letih izčrpa in sežge ogljik in kisik. Ta scenarij krčenja jedra, ogrevanja in vžiga novega in težjega jedrskega goriva se ponavlja večkrat. Vsaka stopnja gorenja sistemu daje manj celotne energije in posledično traja krajše časovno obdobje. Ogljik je naslednji, ki gori. Izgorevanje ogljika, ki proizvaja neon in magnezij, traja približno 100.000 let. Ko ogljika ni več, jedro nadaljuje z neusmiljenim krčenjem in se segreva, dokler ostanki kisika ne začnejo goreti, pri čemer nastajajo silicij in žveplo - ta stopnja traja manj kot 20 let! Potem v enem tednu, silicij se spremeni v železo. Nadigant je zdaj nalepen kot čebula (glej sliko 2), ko se vsaka stopnja jedrskega izgorevanja premakne navzven v lupini okoli železovega jedra s skoraj 1,4 sončne mase.

Železo, ki je med vsemi atomskimi jedri najtesneje povezano, označuje konec poti za zvezdo, saj z njeno fuzijo ni mogoče pridobiti energije. Zdaj jedro na kratko podpirajo izrojeni elektroni. Gostota jeder železa je tako velika, da se elektroni začnejo z njimi združevati, da tvorijo mangan, toplota pa je tako močna, da vanj prodrejo izjemno energijski gama žarki in jih začnejo razgrajevati nazaj v helijeva jedra. Zdaj, ko podpora za elektronsko degeneracijo in energija gama-žarkov odhajata iz notranjosti, se jedro vse hitreje krči in nato katastrofalno propade. Železno jedro leti navznoter s četrtinsko hitrostjo svetlobe. Ko središče začetne nevtronske zvezde preseže gostoto atomskega jedra, se notranjih 40 odstotkov jedra vrne kot enota. Zunanje jedro, ki se še vedno spušča navznoter, se razbije v odskočno notranje jedro in se nato odbije. Rojen je udarni val. V približno stotinki sekunde se pelje skozi padajočo snov do roba jedra. Modelarji supernove so takrat upali, da se bo udarni val nadaljeval navzven skozi vse plasti zvezde, ki jo je razpihala. Vendar pa so izračuni, ki so jih leta 1989 izvedli številni teoretiki (med njimi S. Bludman in E. Myra iz ZDA Penn S. Bruenn z univerze Florida Atlantic, E. Baron z državne univerze v New Yorku v Stony Brooku, in R. Mayle in J. Wilson iz Nacionalnega laboratorija Lawrence Livermore) nakazujeta, da v SN 1987A šok ni sam izstopil iz jedra.

Kliknite na sliko za film o supernovi 1987a. Iz eksplozije supernove je prišlo do začetne bliskavice, zaradi katere je obroč zažaril. Odpadki vržejo v vesolje, najhitreje se premikajo s hitrostjo svetlobe 1/10. Udarni val supernove povzroči, da obroč spet zažari. Bolj kot so koščki obroča bližje udarnemu valu, prej se zasvetijo. Sčasoma zasveti celoten prstan.
Zasluge: T. Goertel, Znanstveni inštitut za vesoljski teleskop.

Nevtrino oddajanje je morda zagotovilo moč, ki je oživila šok. Jedro se je moralo še bolj skrčiti, preden je lahko postalo prava nevtronska zvezda. To je storilo zaradi velikih izgub nevtrinov. Nevtrini so nastali z izničenjem elektronsko-pozitronskih parov, ki so jih ustvarili energijski gama žarki, ki prežemajo material pri tako visokih temperaturah. Skupna energija, ki se je oddala v 10-sekundnem izbruhu nevtrina, je bila ogromna, približno 250-krat večja od energije eksplozije materiala. Verjame se, da je majhen del teh nevtrinov oživil zaustavljeni šok in povzročil veliko eksplozijo zvezde. S segrevanjem in širjenjem zvezde ter sprožitvijo novega naleta jedrskih reakcij v njeni večplastni notranjosti je bil oživljeni šok odgovoren za optični zaslon supernove. Učinek pa je zakasnil približno dve uri: šok je moral prehoditi celo zvezdo, preden je iztekla svetloba. Nevtrini iz propadajočega jedra so zlahka presegli šok. Skozi preostali del zvezde zelo blizu svetlobne hitrosti so bili prvi signal, ki je zapustil supernovo.

Po 166.000 letih piskanja skozi vesolje še nekaj ur pred svetlobno fronto so nevtrini iz SN 1987A zajeli zemljo - in bili zaznani. Globoko v rudniku cinka Kamioka na Japonskem in v rudniku soli Morton pod jezerom Erie sta dva masivna bazena temne vode, namenjena zaznavanju svetlobnih bliskov propadajočih protonov. Ob 7 h 35 m 35 s 23. februarja, dve uri pred zaznavanjem optične svetlobe na zemlji, so stene detektorja Kamioka zabeležile, da se je 12 nevtrinov zrušilo v vodni bazen detektorja in da so prodrli v Zemljo iz smeri LMC šest sekund kasneje, še 8 jih je zadelo rudnik Morton. Nevtrini so izmuzljivi delci zelo majhne (po možnosti nič) mase in zelo visoke energije, ki nastanejo v ogromnih količinah v eksploziji supernove masivne zvezde. Možnost interakcije nevtrina z atomom je tako neverjetno majhna, da odkritje 10 ali 20 od njih pomeni, da mora biti skozi vsak kvadratni centimeter Zemlje (in vas) približno 10 milijard nevtrinov. Detektorji so morali ujeti točen trenutek propada jedra, še preden smo videli svetlobo, ki potrjuje dogodek! To je bil res pomemben triumf za znanost.

O SN 1987A je še bilo odkrito presenečenje. Vsi so pričakovali, da bo eksplodirajoča zvezda rdeči supergigant. Nihče ni predvideval, da bo prva bližnja supernova v zadnjih letih vsakdanji super velikan B3 z razmeroma skromno maso. Nekaj ​​časa so astronomi mislili, da je Sk -69 ° 202 morda le zvezda v ospredju in da se za njo skriva rdeč supergigant. Toda dvourna zakasnitev med zaznavanjem nevtrina in optičnim izbruhom je bila v skladu z razmeroma majhnim polmerom, primernim za zvezdo B.

Pojasnilo za nepričakovano majhno velikost rodovne zvezde lahko najdete v LMC. LMC vsebuje manj težkih elementov, vključno s kisikom. Če bi Sanduleak -69 ° 202 imel majhno količino kisika, bi bila ovojnica zvezde bolj prosojna za sevanje, zaradi česar bi bila verjetnost manjša. Zvezda bi lahko bila rdeči super velikan, ki je doživljal krčenje, dokler ni postal modri super velikan manjše velikosti in eksplodiral (Weaver, 1989).

Krivulja svetlobe SN 1987A iz mednarodne baze podatkov AAVSO

Krivulja svetlobe supernove ni značilna za supernovo tipa II. Namesto da bi hitro prišla do vrhunca in nato razpadala, je zvezda najprej spustila svoj sijaj, nato pa ležerno potrebovala skoraj tri mesece, da je dosegla maksimum. Proti koncu marca 1987 (mesec dni po eksploziji) je bila vsa energija, ki jo je udaril šok, že bila uporabljena za pogon ejekte ali uhajala kot sevanje. Pa vendar je supernova še vedno sijala na vidnih valovnih dolžinah, dokler ni dosegla vrh 20. maja 1987, 80 dni po eksploziji, do magnitude 2,9. Opažanja kažejo, da je do aprila večino svetlobe zagotavljal še en vir energije: razpad radioaktivnih izotopov, ki so nastali v eksploziji. Še posebej pomembno jedro, ki je nastalo globoko znotraj zvezde, tik pred propadajočim jedrom, je nikelj-56. Teorija pravi, da nikelj-56 razpade v kobalt-56 s sedemdnevnim razpolovnim časom, nato jedra kobalta razpadejo v železo-56 s 111-dnevnim razpolovnim časom, ki je stabilen. Namesto da bi v nekaj mesecih izginil iz pogleda, je SN 1987A vztrajno polnil razpad svežega radioaktivnega niklja. Krivulja svetlobe je sledila stopnji radioaktivnega razpada kobalta-56, kot bi pričakovali od sistema, ki je vir energije.

SN 1987A in HST

Prstani SN 1987A Leta 1994 je Hubble potrdil obstoj obročev s to sliko. V središču je ostanek Supernove. Dve svetli zvezdi zgoraj levo in spodaj desno nista povezani s supernovo. Izvor teh obročev je še vedno negotov. Kliknite sliko za film, ki prikazuje tridimenzionalno zgradbo obročev. Kino: STScI, D. McCray. Prispevek slike: C. Burrows (ESA / STScI), HST, NASA

Zemeljske slike SN1987A so lahko prikazovale le drobne nerazrešene kapljice plina, zato so astronomi pričakovali, da bodo pričakovali rezultate vesoljskega teleskopa Hubble, predstavljenega aprila 1990. Prve slike SN 1987A, posnete z ESA Faint Predmetna kamera na HST 23. in 24. avgusta 1990 je razrešila notranji obodni obroč supernove. Nino Panagia iz Znanstvenega inštituta za vesoljski teleskop je primerjal kotno velikost obroča s časovno zakasnitvijo med bliskavico supernove in najmočnejšo emisijo obroča. Na ta način je lahko neposredno geometrično izmeril razdaljo do supernove (in s tem LMC). Tako najdena razdalja je 166.000 ly z 6-odstotno negotovostjo (Kirshner, 1997). Ta neodvisna določitev razdalje do LMC je zagotovila nov vznemirljiv pregled pri določanju kozmoloških razdalj.

Od leta 1990 je Hubble pozorno opazoval ostanek supernove, tako da je vsako leto jemal fotografske in spektrografske informacije. Odkritje leta 1994 je razkrilo, da supernova ni imela niti enega, ampak tri veliki obroči okolizvezdnega plina okoli zvezde. Izvor teh obročev je še vedno skrivnost. Ena od razlag za plinske obroče je, da so v času rdeče orjaške zvezde, ki je tvorila velike zunanje obroče, izpuhnili vdihi plina, nato pa je bila približno 10.000 let kasneje izločena masa, ki tvori notranji obroč. Obroči zdaj žarijo zaradi izjemnega ultravijoličnega bliska, ki se je zgodil v eksploziji supernove. Druga teorija opisuje, da je notranji obroč nastal pozno v življenju prednika z združitvijo z binarnim spremljevalcem. Če vas ta teorija zanima, obiščite spletno stran Znanstvenega inštituta za vesoljski teleskop z naslovom "Nastanek in uničenje obroča okoli Supernove 1987A". (Za ogled te strani boste potrebovali bralnik akrobatov.)

Trenutno visokohitrostni material, ki izhaja iz eksplozije supernove, prehiteva počasnejše okoliške obroče. Nedavne slike Hubbla omogočajo natančno sliko tega pojava. V manj kot desetletju bo celotna sila hitrega materiala supernove udarila po notranjem obroču, ogrevala in razburjala plin, kar bo ustvarilo nekaj novih kozmičnih ognjemetov. Glavni učinek bo ta, da bo ostanek v radijskih valovnih dolžinah postal zelo svetel. Predstavo bi morali uživati ​​že zdaj, ker bo do naslednjega stoletja material v obročih izginil in se združil v splošni medzvezdni medij LMC.

Šokiran: Na levi sliki je žareč obroč, ki ga je sprva vzbudila svetloba od eksplozije, skupaj s šokiranimi vročimi točkami, kjer izmet zdaj zadene obroč. Slika na desni je bila dodatno računalniško izboljšana, da poudari vroče točke. Najsvetlejše mesto na desni je bilo prvič opaženo leta 1997, medtem ko je štiri slike na levi polovici obroča na novo odkril HST na tej 2. februarju 2000. Zasluge za podobo: P. Challis in R. Kirshner (CfA), P. Garnavich (univ. Notre Dame), SINS Collaboration, NASA

Za več informacij

  • Obvestilo o opozorilih AAVSO 92, "Zelo svetla supernova v velikem magelanovem oblaku (LMC)", 25. februar 1987.
  • Genet, Russel. Supernova 1987A: Astronomska eksplozivna enigma, Fairborn Press, 1987.
  • Kirshner, Robert P., "Supernova 1987A: Prvih deset let", Nebo in teleskop, Februar 1997.
  • Leibundgut, B., "Opazovanja supernov", Znanstveni preprint Evropskega južnega observatorija št. 973, Januar 1994.
  • Petschek, Albert. Supernove, New York, 1990.
  • Sutaria, Firoza. "Supernove - opazovanje in teorija", Khagol, Četrtletno glasilo IUCAA, Januar 2001.
  • Weaver, T., Woosley, S., "Velika supernova iz leta 1987", Zvezde in galaksije: državljani vesolja, branje iz revije Scientific American, str. 145-157, avgust 1989.
  • Supernova in ostanki Supernove na WWW
  • Dnevnik supernove: ključni dogodki v zgodovini SN1987A (STScI)
  • Supernova 1987A v LMC
  • Vse o Supernovi 1987A (STScI)
  • Supernova 1987A http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/sn87a.html
  • Seznam supernov (CfA Harvard)

Ta mesec je Spremenljiva zvezda meseca je pripravila Kate Davis, tehnična asistentka AAVSO, splet.


Trk z dvema zvezdama daje meglico s tremi obročki

Trije skrivnostni ruševinasti obroči, ki obkrožajo Supernovo 1987A, so nastali med starodavno združitvijo dveh zvezd, ki je sčasoma pripeljala do ogromne zvezdne eksplozije, kaže nov računalniški model.

Model, podrobno opisan v izdaji revije 23. februarja Znanost, je bilo napovedano ob 20. obletnici odkritja supernove.

Supernova 1987A ali samo SN1987A je bila najbližja in najsvetlejša supernova, opažena v več kot 400 letih. Preden je postopoma zbledelo, je gorelo kar 100 milijonov soncev. Eksplozija se je zgodila v Velikem Magellanovem oblaku, pritlikavi galaksiji, oddaljeni le 160.000 svetlobnih let. Prvič so ga opazili 23. februarja 1987 in je prvič, da so sodobni astronomi lahko podrobno opazovali zvezdno eksplozijo.

Odkritje treh plinskih obročev [slika] okoli SN1987 je astronomom privedlo do domneve, da je supernova nastala zaradi združitve dveh zvezd - ene približno 15 sončnih mas in druge približno 5 sončnih mas - v rdečega supervelika. Po tem scenariju se je rdeči supergigant sčasoma skrčil v modrega supergiga, imenovanega Sanduleak -69 202 ali na kratko SK -69, pred približno 20.000 leti, preden je končno eksplodiral. Celoten postopek naj bi trajal nekaj sto let.

To špekulativno teorijo zdaj podpira nov tridimenzionalni računalniški model, ki je uspešno poustvaril združitev zvezd in nenavadno meglico s tremi obroči.

Model, ki sta ga razvila Thomas Morris in Philipp Podsiadlowski z univerze v Oxfordu, nakazuje, da so trojni obroči nastali z dvema manjšima eksplozijama, ki sta se zgodili, preden je SK -69 postala supernova. Ena se je zgodila med začetno združitvijo obeh zvezd v rdečega supergigana.

"Ko sta se zvezdi združili, sta sprostili veliko energije, ki je odvrgla del [zvezdne] ovojnice in ustvarila dva zunanja obroča," je povedal Podsiadlowski. SPACE.com.

Druga eksplozija se je zgodila takoj po prehodu rdečega supergigana v modrega supergigana.

"V tej fazi je zvezda vrgla material v ekvatorialno ravnino in to je tisto, kar je ustvarilo notranji obroč," je pojasnil Podsiadlowski.

Raziskovalci pravijo, da je njihov model mogoče preizkusiti, saj napoveduje masne in kemijske razlike med tremi obroči, ki bi se lahko pokazale v prihodnjih desetletjih, ko smeti iz eksplozije supernove dohitevajo material v obroču [slika].

"Ta postopek se je že začel," je v telefonskem intervjuju dejal Podsiadlowski. "Izmet bo uničil notranji obroč in to bo proizvedlo veliko energije, ki bo meglico spet olajšala."

Noam Soaker, astronom z izraelskega tehnološkega inštituta Technion, ki se ni ukvarjal z računalniškim modeliranjem, piše v spremni Znanost članek, da čeprav ima novi "model več prednosti. Ni ga mogoče obravnavati kot splošni model za druge podobne predmete in ni zadnja beseda o oblikovanju obročev SN1987A."

Soaker poudarja, da so tudi druge zvezde, na primer tiste v središčih Eta Carinae in Rdečega pravokotnika, obkrožene z nenavadnimi meglicami, vendar se niso združile s svojimi zvezdami spremljevalkami.

Nathan Smith, astronom z Kalifornijske univerze v Berkeleyju, je pred kratkim predlagal drugačen scenarij nastanka SN1987A. Smith je predlagal, da je matična zvezda supernove pripadala razredu nestabilnih modrih supergiganov, imenovanih svetlobno modre spremenljivke, ki lahko gredo supernovi, ne da bi se združile z drugimi zvezdami ali skozi rdečo fazo supergiga.


Vue pridobi podatke iz nadrejene komponente

podatki bodo poslani, ko v drugi komponenti kliknete gumb procesa. Zakaj so nahajališča kobalta tako neenakomerno razporejena? katera je najboljša praksa za prenos podatkov / parametrov, ki jih je mogoče opazovati, tako da imam, ko jih spremenijo podrejene komponente, dostop do novih vrednosti? Kako lahko ustvarim animacijo, ki prikazuje, kako se je krožni sektor deformiral v stožec? Prvi parameter $ emit je dogodek, ki ga je treba poslušati v nadrejeni komponenti. in posodobite podatke v upravljalniku dogodkov: Tu je preprost primer dogodkov po meri v Vue: Mogoče bi morala biti komponenta obrazca nadrejena komponenta? Kako lahko to popravim @Phil, @FeedGit no ja, rekel sem, da je bila matrika (v primeru, da imate več podrejenih komponent). Kljub temu pa dovoljenje, da podrejena komponenta spreminja starševske podatke, v Vue šteje za vzorec: v tem primeru bi morali oblikovati spletno mesto / logotip © 2021 Stack Exchange Inc prispevki uporabnikov, licencirani pod cc by-sa. Ali Ledeni zid blokira vidno polje? <> print [123] namesto 123. Moja želja je, če shranim komponento “InsertElementForm”, nato osvežim glavno komponento ali osvežim 3 druge podrejene komponente? Vue je že implementiral vmesnik EventEmitter, otrok lahko to uporabi. $ Emit ('eventName', data) za komunikacijo s svojim staršem. V podatkih ne priporočamo opazovanja predmetov z lastnim vedenjem stanja, kot so predmeti API-jev brskalnika in lastnosti prototipa. Ob predpostavki, da ste namestili Vue CLI, izvedite naslednje: Na vprašanje izberite Skupna raba. Prenos podatkov od otroka do starša Podatke od otroka lahko nadrejeni komponenti pošljete z Vuejevo vgrajeno metodo $ emit (). Opomba: Če prihajate iz ozadja Angular, je to podoben koncept vključitve ali projekcije vsebine. To je obrazec z nekaj 5


Opomba: Rak Supernova

Supernova v Biku, ki je ustvarila meglico Crab, je bila nedvomno izjemna za zvezdnike, ko je izbruhnila v nebesa 4. julija 1054, dosegla največjo magnitudo približno -5 in ostala vidna s prostim očesom do aprila 1056. Eksplozija Crab zdi se, da je bila supernova približno 100-krat bolj energična kot pri tipični supernovi in Obzorje [1] je citiral svojo energijo približno 10 46 J, kar je enakovredno odvajanju energije celotnega vesolja (kolikor ga poznamo) za eno sekundo. Tukaj je še nekaj primerov odvajanja energije, če želimo to postaviti v kontekst:

  • Eksplozija supernove, ki je ustvarila meglico Crab, je v celotni življenjski dobi v samo eni sekundi porabila 100-krat več energije, kot jo proizvaja naša lastna zvezda Sonce.
  • Kinetična energija meteorita, odgovornega za meteorski krater Arizona, je bila približno 10 16 J, približno ena megatonska eksplozija.
  • En kWh je enak 3,6 * 10 6 J.
  • Energija, ki jo pri čričku zadenemo v šestico, je približno 10 4 J.

The Crab Nebula was first seen in modern times in 1731 by Bevis, forgotten and then rediscovered by Messier in 1758, inspiring him to compile his catalogue of over 100 objects that could be mistaken for comets. The nebula has grown so that it is now some 13 light years in diameter.


Supernova 1987 A

Christopher Burrows,
STScI, NASA

Rings of glowing gas encircling
Supernova 1987 A about 179,000
light-years away in the Large
Magellanic Cloud, one of the
Milky Way's dwarf satellite
galaxies (more at Astronomy
Picture of the Day and STScI).

On July 7, 2011, the ESA and NASA announced that new observations from the infrared Herschel Space Observatory indicate that the 1987 supernova has expelled the equivalent of between 160,000 and 230,000 Earth masses (

0.4 to 0.7 Solar-mass) of fresh dust into surrounding interstellar space (Matsuura et al, 2011). Such "cosmic dust" is made of various elements, such as carbon, oxygen, iron and other atoms heavier than the abundant hydrogen and helium created in the Big Bang. The enormous amount of dust found around Supernova 1987a indicates that supernovae may have produced much of the dust detected in observations of the early Universe. In today's Universe, old red giant stars are believed to be the major dust producers, with dust grains condensing as warm gases flow away from the star, but such stars did not yet exist in the early Universe although there was already large masses of dust. Supernovae, however, can be produced by the most massive stars which die out within a few million years (ESA news release news release Herschel news release JPL news release Nancy Atkinson, Universe Today, July 7, 2011 and Matsuura et al, 2011).


The 1987 supernovae has produced some 160,000 to
230,000 Earth-masses of dust, suggesting that the dust
detected in the early Universe was likely produced
very quickly by supernovae after the birth of the
first stars (more).

Intergalactic Region around the Supernova

In February 1987, light from a supernova explosion more than 179,000 light-years (ly) away finally reached the Solar System (adjusting for the HIPPARCOS-corrected, Cepheid distance scale derived in 1997). The explosion was located in the Large Magellanic Cloud (LMC), a small irregular galaxy and orbiting satellite of the Milky Way visible to naked-eye observers from Earth's Southern Hemisphere. Relatively close to the more distant, Small Magellanic Cloud (NGC 292) to which it may not be gravitationally bound (Demers and Irwin, 1993), the LMC is located in the eastern part (5:23.6-69:45, ICRS 2000.0) of Constellation Dorado, the Goldfish -- south of Delta and Beta Doradus, east of Theta Doradus, west of Delta Volans, and southeast of Alpha and Gamma Doradus. The brightest and largest of the Milky Way's satellites at 50,000 ly wide or more, the LMC has around 20 billion stars which eventually be torn apart and integrated gravitationally into the Milky Way within a few billion years (more about LMC, galaxies in general, and the absorption of satellites and their globular clusters). Gravitational tides induced by the much massive Milky Way have already distorted the LMC's original shape by moving around its gas, dust, and stars, which may help to foster stellar formation in nebulae like the Tarantula.

The Large Magellanic Cloud
with the Tarantula Nebula at
center left (more at Astronomy
Picture of the Day and AAT).

Supernova 1987 A actually took place within the Tarantula Nebula (also known as 30 Doradus and NGC 2070). This massive emission nebula sprawls across more than 2,000 ly, (Astronomy Picture of the Day) and encompasses open cluster R136, which contains more than 3,000 stars -- many hot and blue, including some of the largest, brightest, and most massive stars known (more from STScI and Hunter et al, 1996). It also contains the young, open star cluster Hodge 301, which formed together tens of millions of years ago and whose most massive members are quickly exhausting their nuclear fuel -- like its three, swollen red supergiants that will soon explode in supernovae (more at STScI).

The Tarantula Nebula and
Supernova 1987 A at lower
right (more at Astronomy
Picture of the Day and AAT).

Within the Tarantula, the supernova remnant is surrounded clouds of gas and dust. There are also many bright blue stars nearby that are very massive, each exceeding six Solar-masses. Only about 12 million years old, they are young but short-lived members of the same generation of stars as the star (Sanduleak -69 202) that went supernova in 1987. The bright gas clouds (emission nebulae) in this region is another sign of the youth of this region, which still appears to be fostering the birth of new stars (Astronomy Picture of the Day).


The supernova remnant is
located in a region of the
Tarantula with abundant gas,
dust, and massive, hot and
young blue stars (more).

Very quickly, the supernova dimmed by so much that only powerful optical instruments like the Hubble Space telescope could see it from Earth.

Supernova remnant 1987 A
among the young stars of
the Tarantula (more).

Supernova 1987 A and Progenitor Star

Supernova 1987 A (SN 1987A) was the brightest supernova in Earth's night sky since Kepler's "star" of 1604. It was a photometically and spectroscopically, atypical type-II supernova was underluminous with a slow decline and unexpected color evolution, which may have been due to its progenitor star being from a low-metallicity stellar population (L. A. L. Da Silva, 1990). The supernova lies at the position of a former, blue supergiant star of a spectral and luminosity type B3 I (5:35:28.3:-69:16:13, J2000 and 5:35:28.26-69:16:13.0 ICRS 2000.0), star 1 in a stellar trio known as Sanduleak -69 202 (CXC Phillips et al, 1987 Herald et al, 1987 Kunkel et al, 1987 Sonneborn et al, 1987 and Nicholas Sanduleak, 1970). It had around 20 Solar-masses and a diameter about 40 times larger than Sol's (Podsiadlowski et al, 2007 Tuchman and Wheeler, 1989 and Achim Weiss, 1988). The star was first listed by Nicholas (Nicolae) Sanduleak (1933-1990) as part of a deep optical survey of the Large Magellanic Cloud. A useful catalogue number for the progenitor star is: Sk -69 202. Useful catalogue numbers and designations for the supernova are: LMC SN, SN 1987A, and LMC 264.


The supernova is superimposed
here on an image of its progenitor
star Sanduleak -69 202 (more).

Based on theoretical modelling that reproduces the triple-ring structure of SN 1987A, the star probably transitioned from a blue to a red, then back to a blue supergiant just before its explosion (Tanaka and Washimi, 2002 Tuchman and Wheeler, 1989 and Saio et al, 1988). However, theoretical models of the evolution of massive stars would predict that these stars should end their evolution as red supergiants (rather than as blue supergiants) with a radius atleast 1,000 times the radius of the Sun. Moreover, the composition of the star that explodedwas very unusual in particular, the outer layers of the star had an abundance of helium that was about a factor of 2 larger than the expected abundance, as if part of the material from the core (where helium had been produced as the star evolved) was somehow mixed into the outer layers (Podsiadlowski et al, 2007).

Podsiadlowski et al, 2007 and
Christopher Burrows, STScI, NASA

The triple-ring pattern may have
been created from a stellar merger
that created the progenitor star
of the supernova around 20,000
years previously (more).

On February 22, 2007, astronomers Thomas Morris and Philipp Podsiadlowski announced simulation results which support a common hypothesis that the merger of two stars and the orbital movements that preceded it may have generated the distinctive triple-ring system of Supernova 1987A. The expansion velocity of the rings suggests they were produced about 20,000 years before the supernova explosion itself, possibly the result of a star with five Solar-masses being merged into a larger 15-20 Solar-mass, red giant star and colliding with its core. As smaller star spirals in towards the red giant's core, it stirs up the red giant's atmosphere and gives more angular momentum of the red giant's gas which helps to flatten it into a disk. The friction of the smaller star's through the red giant also heats up the star's atmosphere in its vicinity, which causes it to expand outwards in all directions although much of this outflow is deflected by the outer part of the disk and channelled to eventually produce two large rings above and below it. Moreover, the stellar merger produces a single star spinning so fast that it throws off gas at its equator to form a third, inner ring (Podsiadlowski et al, 2007 simulation images and David Shiga, New Scientist , February 22, 2007).

Since star 1 of Sanduleak -69 202 (Sk -69 202) had more than eight Solar-masses, its core nuclear burning progressed beyond helium (He) fusion. After acquiring fusing much of its helium into carbon (C) and oxygen (O) "ash," the core contracted and heated to even higher temperatures until its carbon and oxygen ignited. Their fusion yielded such elements as neon (Ne), magnesium (Mg), silicon (Si), and sulfur (S). Eventually, core silicon and sulfur ignited to form iron, nickel, and other elements of similar atomic weight, so that the star's internal structure resembled an onion, which deeper shells burning heavier elements, until a central core of iron is created. Unfortunately, iron does not burn (undergo fusion).

Light curve of the
supernova over over
more than 12 years
(

Eventually the core gets so "cold" that it cannot withstand the gravitational pressure of the star's outer layers and they collapse towards the core. This implosion is so violent that it generates an enormous burst of energy that rebounds as neutrinos back outward and blows the star apart as a supernova. (For a supernova to do injure life in the Solar System, it would have to explode at a distance of less than about a hundred light-years, more than a thousand times closer than SN 1987A.) This blast wave of neutrinos heats the star's inner layers to 10 billion degrees F (around 5.6 billion degrees C) and induces explosive nuclear burning to create even heavier elements than iron. Although most of the star is blown off as a rapidly expanding, gaseous shell, a compact remnant is left behind as a neutron star (like the "pulsar" found in the Crab Nebula) or a black hole. In the case of SN 1987A, astronomers have not as yet determine which type of stellar remnant was left behind because of obscuring debris from the supernova explosion.

Supernova shockwave lights up
gas expelled thousands of years
ago by its progenitor star
Sanduleak -69 202 (CXC).

During the 1990s, optical observations of SN 1987A with the Hubble Space Telescope revealed gradually brightening hot spots from a ring (actually a shell) of matter that was ejected by the progenitor star thousands of years before it exploded. A subsequent X-ray image showed that a shockwave, traveling at a speed of around 2,800 miles (4,500 km) per second -- or 10 million miles per hour -- is smashing into parts of the optical ring. The gas in the expanding shell has a temperature of about 10 million degrees C (18 million degrees F), but is visible only with an X-ray telescope. As the X-ray emission peaks close to the optical hot spots, the the wave was apparently beginning to hit the ring (Sugerman et al, 2002). Over the next few years, the shockwave should have ignited more material in the ring, with an inward moving, or reverse, shockwave heating the material ejected in the explosion itself. Today, much of the inner reaches of Sn 1987A has cooled down (to a few hundred degrees F/C) and the debris is now heated by nuclear energy from the decay of radioactive nuclei produced in the initial supernova explosion.

P. Challis, R. Kirshner, and
B. Sugerman CfA, STScI, NASA


As the supernova blast wave continues
to plow into a pre-existing, one light-
year-wide ring of material previously
expelled by the progenitor star, hot
spots heated to millions of degrees
began to appear like pearls in the mid
1990s (more at APOD and STScI).

Up-to-date technical summaries on this star are available at: NASA's ADS Abstract Service for the Astrophysics Data System and the SIMBAD Astronomical Database mirrored from CDS, which may require an account to access.

Dorado, the Goldfish or Swordfish, is a large southern constellation that was named around 1600 by Johannes Bayer (1572-1625). For more information about the stars and objects in this constellation, go to Christine Kronberg's Dorado. For an illustration, see David Haworth's Dorado.

For more information about stars including spectral and luminosity class codes, go to ChView's webpage on The Stars of the Milky Way.


Do Steel Wind Strike's attacks have advantage or disadvantage against distant prone targets?

Any attack against a prone target either has advantage if within 5 feet or disadvantage otherwise. Suppose I cast steel wind strike (XGtE, p. 166) and one of the targets is prone and not within 5 feet of my current position. An ordinary attack against this target from my current position would have disadvantage. Steel wind strike says:

You [. ] vanish to strike like the wind. Choose up to five creatures you can see within range. Make a melee spell attack against each target. [. ]

You can then teleport to an unoccupied space you can see within 5 feet of one of the targets you hit or missed.

Clearly, the "flavor" of this spell is that you are rapidly teleporting next to each target and attacking them (confirmed by Jeremy Crawford in this tweet). However, there is no explicit mention of movement or teleportation until after all the attacks are finished, though it is arguably implied by the phrase "vanish to strike like the wind".

Mechanically, when I make my attacks with steel wind strike, am I considered to be within 5 feet of each target, giving me advantage on the attack against a prone target? Or do I have disadvantage since the prone target is more than 5 ft from where I cast the spell?


Poglej si posnetek: Постучись в мою дверь 43 серия на русском языке Фрагмент 1. Sen Çal Kapımı (Oktober 2022).