Astronomija

Supernove tipa II kot indikator razdalje

Supernove tipa II kot indikator razdalje


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.

Bi lahko kdo na kratko pojasnil, kako lahko supernove tipa II uporabimo kot kazalnike razdalje? tako kot preprosto uporabljene formule in kako so uporabljene? Vem, da obstajajo nekatere metode, ki temeljijo na hitrosti širjenja itd., Vendar odprti katalog supernove (https://sne.space/) podaja absolutno in navidezno mag tudi za supernove tipa II, zakaj bi potem morali uporabljati metode, odvisne od hitrosti širjenja in druge zaplete, ko lahko preprosto izračunamo razdaljo z uporabo $ 10 ^ {m-M + 5} $?


Odprti katalog supernove izračuna absolutne velikosti na podlagi opažene navidezne velikosti, razdalje svetilnosti in zmanjšanja rdečega premika. Ugotavljajo, da ne upoštevajo oblike spektralne porazdelitve energije, zato so lahko absolutne velikosti približne, če prah močno absorbira.

Torej katalog ne beleži izmerjene ali modelirane absolutne velikosti, ki je izpeljana neodvisno od razdalje (kar je potrebno, če se SN uporabljajo kot standardne sveče), temveč izračunana absolutna velikost, ki izhaja iz navidezne velikosti in rdečega premika.


Supernove tipa II kot indikator razdalje - Astronomija

Približno vsakih 50 let se masivna zvezda v naši galaksiji raznese v eksploziji supernove. Supernove so eden najbolj silovitih dogodkov v vesolju, sila eksplozije pa ustvarja zaslepljujoč blisk sevanja in udarne valove, ki so analogni zvočnim boomom.

Supernove so bile prvotno razvrščene na podlagi njihovih optičnih lastnosti. Supernove tipa II kažejo očitne dokaze za vodik v ekspanzijah, ki se v eksploziji izločajo v eksploziji, eksplozije tipa Ia pa ne. Nedavne raziskave so privedle do izpopolnitve teh vrst in razvrstitve glede na vrste zvezd, ki povzročajo supernove. Eksplozija tipa II, pa tudi eksplozije tipa Ib in tipa Ic, nastane zaradi katastrofalnega kolapsa jedra masivne zvezde. Supernova tipa Ia nastane z nenadno termonuklearno eksplozijo, ki razpade belo pritlikavo zvezdo.

Supernove tipa II se pojavljajo v regijah z veliko svetlimi mladimi zvezdami, kot so spiralni kraki galaksij. Očitno se ne pojavljajo v eliptičnih galaksijah, v katerih prevladujejo stare zvezde z majhno maso. Ker so svetle mlade zvezde običajno zvezde z maso, večjo od približno 10-kratno maso sonca, so ta in drugi dokazi privedli do zaključka, da supernove tipa II proizvajajo masivne zvezde.

Nekatere supernove tipa I kažejo številne značilnosti supernov tipa II. Te supernove, imenovane tipa Ib in tip Ic, se očitno razlikujejo od tipa II, ker so pred eksplozijo izgubile zunanjo vodikovo ovojnico. Vodikovo ovojnico bi lahko izgubili močan odtok snovi pred eksplozijo ali ker jo je odvlekla spremljevalna zvezda.

Supernove v propadu jedra

Splošna slika za supernove tipa II, tipa Ib in tipa Ic - imenovane tudi supernove z zrušitvijo jedra - je približno takšna. Ko se jedrski vir energije v središču ali jedru zvezde izčrpa, jedro propade. V manj kot sekundi nastane nevtronska zvezda (ali črna luknja, če je zvezda izredno masivna). Nastanek nevtronske zvezde sprosti ogromno energije v obliki nevtrinov in toplote, kar obrne implozijo. Vse razen osrednje nevtronske zvezde odpihnemo s hitrostjo več kot 50 milijonov kilometrov na uro, ko termonuklearni udarni val dirja skozi zdaj širijoče se zvezdne ostanke, vdihuje lažje elemente v težje in povzroči briljantni vizualni izbruh, ki je lahko tako močan luč več milijard Soncev.

Nasprotno pa supernove tipa Ia opazujejo v vseh vrstah galaksij, proizvajajo pa jih bele pritlikave zvezde, zgoščeni ostanek soncu podobnih zvezd. Bela pritlikava zvezda, gosta kroglica, ki je v glavnem sestavljena iz atomov ogljika in kisika, je po svoji naravi najbolj stabilna, če je njena masa pod tako imenovano Chandrasekharjevo mejo 1,4 sončne mase.

Če pa se kopičenje snovi iz spremljevalne zvezde ali združitev z drugim belim škratom, potisnejo belo pritlikavo zvezdo čez mejo Chandrasekharja 1,4 sončne mase, se temperatura v jedru belega škrata dvigne in sproži eksplozivne reakcije jedrske fuzije ki sproščajo ogromno energije. Zvezda eksplodira v približno desetih sekundah, ne ostane noben ostanek. Raztezajoči se oblak izmetnega že več tednov močno sveti, saj radioaktivni nikelj, ki nastane v eksploziji, razpada v kobalt in nato železo.

Ker se vse supernove tipa Ia pojavljajo v zvezdi z maso približno 1,4 sončne mase, proizvedejo približno enako količino svetlobe. Zaradi te lastnosti so izjemno uporabni kot indikator razdalje - če je ena supernova tipa Ia zatemnjena od druge, jo mora biti oddaljena za količino, ki jo je mogoče izračunati. V zadnjih letih se na ta način uporabljajo supernove tipa Ia za določanje hitrosti širjenja vesolja. Te raziskave so pripeljale do osupljivega odkritja, da se širjenje vesolja pospešuje, verjetno zato, ker je vesolje napolnjeno s skrivnostno snovjo, imenovano temna energija.


Supernova za nestabilnost parov

Za izjemno masivne zvezde je možna še ena, še bolj nasilna vrsta supernove. Po teoriji zvezdnega razvoja se temperature v osrednjih regijah zvezd z masami med 140 in 260 sonci dvignejo na nekaj milijard stopinj. Pri teh temperaturah se običajni postopek pretvorbe mase v energijo (E = mc 2) z jedrskimi reakcijami obrne in energija se pretvori v maso v obliki parov elektronov in antielektronov ali pozitronov.

Nastajanje elektronsko-pozitronskih parov črpa energijo iz jedra zvezde, kar moti ravnovesje med pritiskom navzven in pritiskom gravitacije navznoter. Ta tako imenovana "nestabilnost para" povzroči silovite pulzacije, ki izločijo velik del zunanjih slojev zvezde in sčasoma popolnoma prekinejo zvezdo v termonuklearni eksploziji.

Če bi obstajale supernove zaradi nestabilnosti para, bi bile najbolj energične termonuklearne eksplozije v vesolju. Pri zvezdah z masami, večjimi od približno 260 soncev, bi pulzacije preplavila gravitacija in zvezda bi se porušila, da bi brez eksplozije nastala črna luknja.

Za zvezde z začetno maso nad približno 200 sonci bi supernove v parni nestabilnosti proizvedle obilo radioaktivnega niklja. Radioaktivni razpad te velike mase niklja v kobalt in druga jedra bi več mesecev napajal energijo v razpadajoče drobce in ustvaril izjemno svetlo supernovo.

Opazovanja s Chandro in optičnimi teleskopi kažejo, da je Supernova 2006gy, najsvetlejša supernova doslej zabeležena, morda dolgo iskana (40 let) supernova parne nestabilnosti.

Intenzivno sevanje, ki ga oddaja supernova, traja od nekaj mesecev do nekaj let, preden izgine. Medtem se hitro rastoča snov (milijoni kilometrov na uro) od eksplozije sčasoma zaleti v okoliščni plin. To trčenje ustvari ostanek supernove, sestavljen iz vročih plinov in visokoenergijskih delcev, ki tisoče let žarijo v radiu skozi rentgenske valovne dolžine.

Postopek oblikovanja ostankov je nekoliko podoben skrajni različici zvočnih bumov, ki jih povzroča nadzvočno gibanje letala. Širjenje zvezdnih ostankov ustvarja udarni val, ki teče pred naplavinami. Ta udarni val povzroča nenadne, velike spremembe tlaka in temperature za udarnim valom.

Udarni val naprej tudi pospeši elektrone in druge nabite delce do izredno visokih energij. Elektroni, ki spirali okoli magnetnega polja za udarnim valom, proizvajajo sevanje v širokem razponu valovnih dolžin. Sevanje iz ostankov supernove je še posebej opazno pri radijskih valovnih dolžinah, radijski teleskopi pa so tradicionalno glavno orodje za odkrivanje teh predmetov.

V zadnjih letih so ostanke supernove odkrili tudi s fokusnimi rentgenskimi teleskopi. Rentgenske žarke proizvajata prednji udarni val in povratni udarni val, ki segreva ostanke eksplodirane zvezde ali izmet. Povratni udar nastane, ko se visokotlačni plin za prednjim udarnim valom razširi in potisne nazaj na zvezdni izmet.

Chandrajevo opazovanje ostanka supernove Kasiopeja A (Cas A) jasno kaže tako na zunanji udarni val kot na ostanke, ki jih segreje povratni udarni val. Študija ostankov supernove z radijskimi, infrardečimi, optičnimi in rentgenskimi teleskopi astronomom omogoča sledenje napredka udarnih valov in porazdelitve elementov, izvrženih v eksploziji. Ti podatki so še posebej pomembni, ker so supernove primarno sredstvo za sejanje galaksije z mnogimi elementi, kot so ogljik, dušik, kisik, silicij in železo, ki so potrebni za planete in življenje.

V supernovah, ki se porušijo jedro, lahko hitro vrtljiva nevtronska zvezda ali pulsar ustvari pulzirajoč vir sevanja in magnetizirano meglico visokoenergijskih delcev, ki osvetli notranjost lupine, ki se širi. Najbolj spektakularen primer je meglica Crab, ostanek supernove, opažene leta 1054 n.

Chandrina podoba meglice Crab razkriva obroče in curke visokoenergijskih delcev, ki se zdijo vrženi navzven na velike razdalje od nevtronske zvezde. Premer notranjega obroča je približno 1000-krat večji od premera našega sončnega sistema.

Chandra je lahko zaznala številne pulzarje in z njimi povezane meglice pulsarjev. Ta odkritja se izkazujejo kot eden najboljših načinov za identifikacijo ostankov supernove, ki nastanejo ob zrušenju jedra masivne zvezde, in za razlikovanje od ostankov, ki nastanejo zaradi termonuklearnih motenj bele pritlikave zvezde (supernova tipa Ia).

Druga metoda, ki se uporablja za določanje izvora določenega ostanka, je preučevanje relativnih količin različnih elementov, zlasti kisika in železa. Supernove v kolapsu jedra so bogate s kisikom, medtem ko termonuklearne supernove proizvajajo sorazmerno več železa. Ostanke supernov Tycho in Kepler naj bi proizvajale supernove tipa Ia.


Supernove tipa II kot indikator razdalje - Astronomija

Poročam o fotometriji in spektroskopiji za 16 supernov tipa II (SNe), opaženih med programi Calan / Tololo, SOIRS in CTIO SN, dragocen vir za astrofizične študije. Podrobno ocenim delovanje "metode razširitve fotosfere" (EPM) pri določanju zunajgalaktičnih razdalj. EPM se izkaže za zelo občutljivega na številne korake, vključene v analizo, zaradi česar je lahko umetnost namesto objektivnega merilnega orodja. Za zmanjšanje pristranskosti izvajam objektivne postopke za izračun sintetičnih veličin, merjenje resničnih hitrosti fotosfere, interpolirane hitrosti, oceno izumrtja prahu in realne napake. Medtem ko EPM dobro deluje v začetnih fazah razvoja SN, se mi zdijo ostanki razdalje do 50%, ko se fotosfera približuje temperaturi rekombinacije H. Kljub prizadevanjem, da bi EPM zaupali, se izkaže, da je treba biti zelo previden, da se izognemo pristranskosti rezultatov. Glavni viri negotovosti so napake opazovanja (8%), faktorji redčenja (11%), interpolacije hitrosti (12%) in izumrtje prahu (14%). Diagram EPM Hubble kaže, da je resnična napaka v posamezni razdalji EPM 20%. Najdem vrednosti 63 +/- 8 in 67 +/- 7 km s-1 Mpc-1 za Hubblovo konstanto, odvisno od vzorca rdečega premika, izbranega za analizo. Ta rezultat je neodvisen od ekstragalaktične lestvice razdalj, ki daje 65 +/- 5 iz razdalje Cepheid / SNe la. Iz štirih predmetov primerjava EPM in Tully-Fisherja daje D (EPM) / D (TF) = 0,82 +/- 0,12. Izvedem bolometrične popravke za planoto SNe (SNe II-P), ki mi omogočajo, da dobim zanesljivo bolometrično svetilnost iz fotometrije BVI. Kljub veliki raznolikosti, ki jo kaže SNe II-P, je trajanje planote približno enako, svetilnosti in hitrosti širjenja, izmerjene na sredini planote, pa se izkažejo za zelo povezane. Iz svetilnosti eksponentnega repa dobim 56Co mase med 0,02 in 0,28 M☉ in nekaj dokazov, da SNe s svetlejšimi planotami proizvede več Ni (in njegove hčerke Co). Korelacija med hitrostjo raztezanja in svetilnostjo mi omogoča uporabo SNe II-P kot standardnih sveč z magnitudo disperzije med 0,39–0,20 mag. Z uporabo SN 1987A za kalibracijo Hubblovega diagrama dobim H0 = 55 +/- 12 in H 0 = 56 +/- 9 iz filtrov V in I.


Fotosfere Supernove kot indikatorji razdalje

Naslov: Določanje razdalje do osmih galaksij z uporabo metode razširjene fotosfere
Avtorji: S. Bose in B. Kumar
Ustanova prvega avtorja: Raziskovalni inštitut za opazovalne znanosti Aryabhatta, vrh Manora, Indija

Eksplozije supernove so med najbolj energičnimi in nasilnimi dogodki v vesolju in predstavljajo dramatične končne faze starih zvezd. Dobro je znano, da masivne zvezde končajo življenje v eksploziji supernove tipa II, ki vključuje hiter kolaps jedra in silovit izgon zgornjega ovoja plina.

Medtem ko supernove same prikazujejo množico zanimivih fizik, so koristne tudi pri določanju zunagalaktičnih razdalj. V tem prispevku avtorji uporabljajo metodo razširjene fotosfere (EPM) za preslikavo razdalj osmih supernov tipa II in njihovih galaksij. Ta metoda daje oceno kozmoloških razdalj, neodvisno od drugih tehnik na ekstragalaktični lestvici razdalje. Z merjenjem hitrosti širjenja supernove in njene kotne velikosti s časom lahko določimo razdaljo z uporabo EPM.

Avtorji analizirajo osem različnih supernov tipa II, ki so bile izbrane na podlagi razpoložljivosti fotometričnih in spektroskopskih podatkov, zbranih iz literature. Te eksplozije so opazovalno omejene v natančnosti dneva in # 8217s. Za fotometrične svetlobne krivulje supernov tipa II je značilen hiter vzpon, planota, ki je posledica hlajenja udarcev segretega ejekta, in upad, ki ga poganja radioaktivni razpad težkih elementov (slika 1) Metoda EPM najbolje deluje zgodaj za podatke v eksploziji, do 50 dni po začetni širitvi. Da bi dobili hitrosti ekspanzije fotosfere, avtorji prilagodijo spektralne črte železa in helija na profil P Cygni (značilna spektralna značilnost razširjene lupine plina).

Slika 1: Krivulje svetlobe za preučene supernove tipa II, posnete v treh različnih filtrih. Os x prikazuje čas v dneh, os y pa absolutno velikost

Iz fotometričnih podatkov avtorji merijo kotne velikosti supernov v odvisnosti od časa v treh optičnih filtrih. Hitrosti raztezanja dobimo z ustreznimi spektroskopskimi podatki. Da bi dobili razdaljo, preprosto narišemo čas v primerjavi in ​​vzamemo naklon nastale črte, da dobimo razdaljo (slika 2).

Slika 2: Čas v primerjavi z eno od supernov. Naklon teh posnetkov daje razdaljo, ki je medsebojno skladna med posameznimi filtri.

Za vsako supernovo avtorji izvedejo razdaljo v vsakem od različnih filtrov in vzamejo povprečje, da dobijo končno vrednost. Vrednosti vseh filtrov so medsebojno skladne. Kljub temu obstaja več virov sistematičnih napak, ki vodijo do negotovosti pri končni določitvi razdalje. Eden glavnih virov napak je faktor redčenja, ki je korekcijski faktor, uveden pri izračunu kotne velikosti fotosfere supernove (ki ni popolno črno telo). Avtorji izračunajo razdalje z uporabo dveh različnih modelov faktorja redčenja, vendar sprejmejo tistega, ki daje razdalje, skladne s prejšnjimi meritvami iz literature. Medzvezdno izumrtje v vsakem pasu (povzeto po literaturi) je zelo težko določiti in uvaja še en vir sistematičnih napak. Poleg tega ima hitrost razširitve naključno napako nekaj odstotkov.

Nastali nabor meritev razdalje za te supernove je skladen z rezultati drugih tehnik merjenja razdalje s pomočjo cefeid, razmerjem Tully-Fisher, nihanjem površinske svetlosti itd. Ta skladnost je pomirjujoč pregled zanesljivosti tehnik ekstragalaktičnega merjenja razdalje in njihovih nastale vrednosti. Poleg tega je EPM sorazmerno preprost in fizično motiviran pristop za določanje razdalj, medtem ko druge metode običajno uporabljajo korelacije med lastnostmi (npr. Hitrost vrtenja galaksije in svetilnosti) za sklepanje razdalj. Te korelacije pogosto vključujejo osnovne predpostavke, ki niso vedno jasno utemeljene, vendar EPM ponuja bolj pregleden pristop.


Astronomija 12 - pomlad 1999 (S. Myers)

Obstajajo številni zunajgalaktični kazalniki razdalje, ki se uporabljajo pri obravnavanju galaksij zunaj naše lokalne skupine. Zlasti obstaja osem glavnih metod, ki se uporabljajo za iskanje razdalje do grozda Device.

Metoda Razdalja Device (Mpc)
1. Cefeide 14.9 1.2
2. Novae 21.1 3.9
3. Funkcija svetilnosti planetarne meglice 15.4 1.1
4. Funkcija svetilnosti kroglastega jata 18.8 3.8
5. Nihanja površinske svetlosti 15.9 0.9
6. razmerje Tully-Fisher (spirale) 15.8 1.5
7. Razmerje Faber-Jackson / D-sigma (eliptike) 16.8 2.4
8. Supernove tipa Ia 19.4 5.0

Ta tabela je bila prirejena iz Jacoby etala 1992, PASP, 104, 599.

Povzetek teh metod:

    Cefeidne spremenljive zvezde in njihovi bratranci, zvezde RR Lyrae, so glavni kazalci razdalje v galaksiji in lokalni skupini. Pulsirajo radialno (v bistvu s hitrostjo zvoka v ovojnici zvezde) z obdobjem, ki je obratno sorazmerno kvadratnemu korenu gostote. Imajo razmerje med časom in svetilnostjo, ki pri umerjanju daje natančne module razdalje (0,16 mag ali več). Z M

-20, najsvetlejše Cefeide lahko vidimo v galaksijah jat Device s strani HST.


Motivirani s prednostmi opazovanja pri valovnih dolžinah blizu IR, s pomočjo metode Photospheric Magnitude (PMM) raziskujemo supernove tipa II (SNe II) kot kazalnike razdalje na teh valovnih dolžinah. Za analizo uporabljamo BVIJH fotometrijo in optično spektroskopijo 24 SNe II med fotosferno fazo. Da popravimo fotometrijo za učinke izumrtja in rdečega premika, izračunamo razmerja celotnega in selektivnega širokopasovnega izumiranja in K-popravke do z = 0,032. Za oceno presežkov barv gostiteljske galaksije uporabimo metodo barvne krivulje z kombinacijo V-I proti B-V. Kalibriramo PMM s pomočjo štirih SNe II v galaksijah z razdaljo Tip of the Red Giant Branch. Med našimi 24 SNe II jih je devet pri cz & gt 2000 km s -1, ki jih uporabljamo za izdelavo Hubblovih diagramov (HD). Za nadaljnje raziskovanje natančnosti razdalje PMM v HD vključimo štiri SNe, ki se uporabljajo za kalibracijo, in druga dva v galaksijah z razdaljama Cefeida in SN Ia. Z nizom 15 SNe II dobimo HD efektivno vrednost 0,13 mag. Za J-pas, kar je v primerjavi z efektivno vrednost 0,15-0,26 mag. Za optične pasove. To odraža prednosti merjenja razdalje PMM s skoraj IR namesto z optično fotometrijo. Z dokazi, ki jih imamo, lahko nastavimo natančnost razdalje PMM z pasom J pod 10 odstotkov s stopnjo zaupanja 99 odstotkov.

  • APA
  • Avtor
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standardno
  • RIS
  • Vancouver

Supernove tipa II kot indikatorji razdalje pri valovnih dolžinah skoraj IR. / Rodríguez, O. Pignata, G. Hamuy, M. Clocchiatti, A. Phillips, MM Krisciunas, K. Morrell, NI Folatelli, G. Roth, M. Castellón, S. Jang, IS Apostolovski, Y. López, P. Marchi, S. Ramírez, R. Sánchez, P.

Rezultat raziskave: Prispevek k reviji ›Članek› recenzija

T1 - supernove tipa II kot indikatorji razdalje pri valovnih dolžinah blizu IR

N1 - Informacije o financiranju: (AURA) v skladu s sporazumom o sodelovanju z Nacionalno znanstveno fundacijo. 2SNOOPY je paket za SN fotometrijo z uporabo vgradnje PSF in / ali odštevanja predloge, ki ga je razvil E. Cappellaro. Opis paketa najdete na http://sngroup.oapd.inaf.it/snoopy.html Informacije o financiranju: Avtorji se anonimnemu sodniku zahvaljujejo za koristne komentarje, ki so pripomogli k izboljšanju prvotnega rokopisa. OR, GP, AC in YA potrjujejo podporo Ministrstva za gospodarstvo, razvoj in turizem Millennium Science Initiative z nepovratnimi sredstvi IC120009, dodeljenimi Inštitutu za astrofiziko Millennium, MAS. ALI priznava podporo CONICYT PAI / INDUSTRIA 79090016. V tej raziskavi je bila uporabljena podatkovna baza NASA / IPAC Extragalactic Database (NED), ki jo upravlja Laboratorij za reaktivni pogon, Kalifornijski inštitut za tehnologijo, v pogodbi z Nacionalno upravo za aeronavtiko in vesolje. Pri tem delu je uporabljeno Weizmannovo interaktivno skladišče podatkov o supernovi (https://wiserep.weizmann.ac.il).

N2 - Motivirani s prednostmi opazovanja pri valovnih dolžinah blizu IR, s pomočjo metode Photospheric Magnitude (PMM) raziskujemo supernove tipa II (SNe II) kot kazalnike razdalje na teh valovnih dolžinah. Za analizo uporabljamo BVIJH fotometrijo in optično spektroskopijo 24 SNe II med fotosferno fazo. Da popravimo fotometrijo za učinke izumrtja in rdečega premika, izračunamo razmerja celotnega in selektivnega širokopasovnega izumiranja in K-popravke do z = 0,032. Za oceno presežkov barv gostiteljske galaksije uporabimo metodo barvne krivulje z kombinacijo V-I proti B-V. Kalibriramo PMM s pomočjo štirih SNe II v galaksijah z razdaljo Tip of the Red Giant Branch. Med našimi 24 SNe II jih je devet pri cz & gt 2000 km s -1, ki jih uporabljamo za izdelavo Hubblovih diagramov (HD). Za nadaljnje raziskovanje natančnosti razdalje PMM v HD vključimo štiri SNe, ki se uporabljajo za kalibracijo, in druga dva v galaksijah z razdaljama Cefeida in SN Ia. Z nizom 15 SNe II dobimo HD efektivno vrednost 0,13 mag. Za J-pas, kar je v primerjavi z efektivno vrednost 0,15-0,26 mag. Za optične pasove. To odraža prednosti merjenja razdalje PMM s skoraj IR namesto z optično fotometrijo. Z dokazi, ki jih imamo, lahko nastavimo natančnost razdalje PMM z pasom J pod 10 odstotkov s stopnjo zaupanja 99 odstotkov.

AB - Motivirani s prednostmi opazovanja pri valovnih dolžinah blizu IR, s pomočjo metode Photospheric Magnitude (PMM) raziskujemo supernove tipa II (SNe II) kot kazalnike razdalje na teh valovnih dolžinah. Za analizo uporabljamo BVIJH fotometrijo in optično spektroskopijo 24 SNe II med fotosferno fazo. Da popravimo fotometrijo za učinke izumrtja in rdečega premika, izračunamo razmerja celotnega in selektivnega širokopasovnega izumiranja in K-popravke do z = 0,032. Za oceno presežkov barv gostiteljske galaksije uporabimo metodo barvne krivulje z kombinacijo V-I proti B-V. Kalibriramo PMM s pomočjo štirih SNe II v galaksijah z razdaljo Tip of the Red Giant Branch. Med našimi 24 SNe II jih je devet pri cz & gt 2000 km s -1, ki jih uporabljamo za izdelavo Hubblovih diagramov (HD). Za nadaljnje raziskovanje natančnosti razdalje PMM v HD vključimo štiri SNe, ki se uporabljajo za kalibracijo, in druga dva v galaksijah z razdaljama Cefeida in SN Ia. Z nizom 15 SNe II dobimo HD efektivno vrednost 0,13 mag. Za J-pas, kar je v primerjavi z efektivno vrednost 0,15-0,26 mag. Za optične pasove. To odraža prednosti merjenja razdalje PMM s skoraj IR namesto z optično fotometrijo. Z dokazi, ki jih imamo, lahko nastavimo natančnost razdalje PMM z pasom J pod 10 odstotkov s stopnjo zaupanja 99 odstotkov.


Supernove tipa II kot indikator razdalje - Astronomija

Za tip II (SNII), ki je bil v zgodnjih štiridesetih letih prepoznan kot posebna vrsta supernove, je značilna emisija vodika v njihovih spektrih in oblike krivulje svetlobe, ki se bistveno razlikujejo od oblik supernov tipa I. SNII so podrazvrščeni glede na to, ali njihove svetlobne krivulje kažejo linearni upad po maksimumu (SNII -L) ali fazo planote (SNII -P), kjer svetlost dlje časa ostane nespremenjena. Najvišja svetlost vseh SNII je za nekaj velikosti šibkejša kot pri supernovi tipa Ia (SNI a), toda medtem ko SNII -P kaže veliko razpršenost v svoji največji svetlosti, so najvišje svetilnosti SNII-L skoraj enakomerne pri šibkejših 2,5 magnitudah. kot SNI a.

Tako kot supernove tipa Ib in tipa Ic tudi SNII najdemo le v regijah nastajanja zvezd, kar kaže na to, da so posledica kolapsa jedra masivnih zvezd. Ključna razlika med tremi vrstami supernov s propadom jedra je, ali so pred eksplozijo ohranile zunanji ovoj vodikovega in helijevega plina. Predniki SNII so obdržali tako sloj vodika kot helij, predniki supernov tipa Ib (SNI b) so izgubili vodikovo ovojnico, obdržali pa so helijev ovoj, predniki tipa Ic supernov (SNI c) pa vodik in ovojnice helija pred kolapsom jedra. Nadaljnji dokazi o skupnem izvoru za SNII in SNI b izhajajo iz opazovanj, ki kažejo, da se zelo majhen del SNII pozno spremeni v SNI b.

Za razliko od SNI a, kjer po eksploziji ne ostane nič, SNII ponavadi tvori ostanke supernove izvrženega zvezdnega materiala, ki obkroža nevtronsko zvezdo ali pulsar (če je masa jedra manjša od približno 3 sončne mase) ali črno luknjo. Izmetni material je bogat s težkimi elementi, sintetiziranimi med eksplozijo, zaradi česar je SNII eden glavnih virov za težke elemente v vesolju.

Študirajte astronomijo na spletu na univerzi Swinburne
Ves material je © Swinburne University of Technology, razen kjer je navedeno.


Supernove tipa II kot indikator razdalje - Astronomija

Pregledan je razvoj na lestvici izvengalaktične razdalje v obdobju 1983 1987. V tem obdobju je bilo veliko zelo pomembnih izboljšav v našem poznavanju lestvice razdalj, vendar je splošni premik lestvice razdalj od tistega, sprejetega v Cosmological Distance Ladder (Rowan-Robinson, 1985, CDL), majhen. Galaktična kalibracija cefeid je bila izredno izboljšana s podrobnimi deli na odprtih grozdih in združbah, ki vsebujejo cefeide. Posledični premik od umerjanja Sandagea in Tammanna (1969) je majhen, čeprav Strömgren-Hβ fotometrija v nekaterih primerih daje diskretno majhne razdalje. Število galaksij zunaj Lokalne skupine z razdaljami, določenimi od Cefeid, se je povečalo z 2 na 5 (N2403, M81, M101, N300, N3109). Metoda nova je bila v spektakularnem razvoju potisnjena v grozd Device in daje modul razdalje v dobrem soglasju s sprejeto v CDL. Zvezde RR Lyrae so bile raziskane v M31, kar spet predstavlja več kot 10-kratno povečanje obsega metode. V zadnjih petih letih je bilo za metodo oddaljenosti supernove dramatično obdobje. Ponovno odkritje Bertolinega podrazreda Type Ipec, zdaj znanega pod imenom Ib, je spodbudilo izbruh aktivnosti na teoretični fronti. Modeli za supernove tipa Ia, ki vključujejo deflagracijo 0,4 1,0 M 0 belega pritlikavca 1,4 M 0 C-O, so dosegli znatno stopnjo prefinjenosti. Večina teoretikov verjame, da so tip Ib končna točka razvoja 20 M 0 zvezde, ki je pred tem izgubila ovojnico zaradi izgube mase. SN 1987a v LMC je bil astronomski dogodek stoletja in je že privedel do neodvisne ocene razdalje LMC v dobrem soglasju z drugimi metodami. Metoda Tully-Fisher je bila v zadnjih petih letih predmet intenzivnih raziskav, vendar ni jasne razlage, zakaj daje manjše razdalje kot druge metode. Številni avtorji se sklicujejo na pristranskost glede malmquista. Nova metoda za ocenjevanje razdalje do eliptičnih oblik, ki je modifikacija starejše Faber-Jacksonove metode, metode D n -σ, je bila uporabljena na stotinah eliptičnih slik, kar daje razdalje v dobrem soglasju s tistimi, sprejetimi v CDL. Izračunane so tehtane srednje razdalje do skupin, kot v CDL, in izrisan Hubblov diagram, popravljen za naše gibanje skozi vesolje. Najboljša ocena Hubblove konstante je 66 ± 10 km s -1 Mpc -1, skoraj nespremenjena v primerjavi s CDL. Predlaga se recept za uskladitev metod tipa Ia in infrardečih Tully-Fisherjevih metod z drugimi metodami.


IZVOR KOZMIČNEGA ŽARKA

V.L. GINZBURG, S. I. SYROVATSKII, v Izvoru kozmičnih žarkov, 1964

Supernove - osnovni viri kozmičnih žarkov v Galaksiji

V 5. in 6. poglavju so že podani podatki, ki s popolno gotovostjo kažejo na prisotnost kozmičnih žarkov v lupinah supernov. Na ta način se neodvisno od predpostavk ugotovi, da kozmični žarki nastajajo kot posledica eksplozij supernov. Toda to je le ena plat zadeve. Ni nič manj pomembno, da je ustvarjanje kozmičnih žarkov pri eksplozijah supernove izredno močan proces.

Na primer, izračuni v oddelku 6 kažejo, da v lupinah supernov tipa 1 obstajajo kozmični žarki z energijo Wsn doseže 10 49 erg (v skladu s tabelo 7 v meglici Crab Wsn ∼ 5 × 10 48 erg). V lupinah supernov tipa 2 energija kozmičnih žarkov doseže 10 50 erg (na primer za Kasiopejo A Wsn × 7 × 10 49 erg, glej tabelo 7). Res je, da je izračun energije kozmičnega žarka v lupinah povezan z nekaterimi predpostavkami, najpomembnejša med njimi pa je uporaba koeficienta 100 pri prehodu iz bolj ali manj neposredno izmerjene energije relativističnih elektronov v energijo vseh kozmični žarki. Vendar pa sta ta predpostavka in predpostavka približne enakosti energije kozmičnega žarka in energije magnetnega polja v lupini dovolj utemeljeni za supernove tipa 2, če gre le za ocene velikosti. Poudariti moramo tudi, da je za razlago možne vloge supernov kot virov kozmičnih žarkov v Galaksiji pomembno poznati energijo kozmičnih žarkov v lupinah na neki stopnji njihovega razvoja, da poznamo celotno energijo kozmičnega žarki, ki nastanejo kot posledica eksplozije in vseh nadaljnjih procesov pospeševanja in zaviranja. Ker je odhod delcev iz lupin verjetno precej pomemben, lahko ta skupna energija daleč presega energijo kozmičnih žarkov, zadržanih v lupini. S tega vidika je treba upoštevati, da je skupna količina energije, ki jo ustvarijo številne supernove, presegla 10 50 erg in dosegla celo 269 10 52 erg. Ob upoštevanju splošne težnje po enaki porazdelitvi energije med kozmičnimi žarki, magnetnim poljem in kinetično energijo ter tudi idej o magnetni zavorni naravi optične emisije pri dejanskih eksplozijah nekaterih supernov 348 (očitno v veliki meri supernove tipa 1), lahko se sklepa. Kot zgornja meja energije, ki se v eksploziji spremeni v kozmične žarke, pridemo do zgoraj omenjene vrednosti 10 52 erg. Ta energija ustreza masi M = W/c 2 ∼ 10 31 g ∼ 0 · 01M če upoštevamo, da je lahko masa supernov tipa 2 desetkrat večja od mase Sonca (M = 2 × 10 33 g) the energy generated corresponding to a mass 10 31 g is still possible (in thermonuclear reactions the energy generated is of the order of 10 −3 of the rest mass of the nuclei the energy released during the neutron collapse of a star with a mass ∼ M also reaches 10 52 erg). †

The conclusion which we can draw from what has been said is as follows. For the energy converted into cosmic rays in supernova explosions it is reasonable to take the average value

This estimate may be slightly too high for type 1 supernovae but there are less explosions of these supernovae in the Galaxy than of type 2 supernovae (see below). Therefore from the point of view of making up the energy balance the value of (11.8) is not too large. The maximum value of the mean energy generated on a type 2 supernovae is probably even close to 10 51 erg.

In order to judge the efficiency of supernova explosions as cosmic ray sources we must know still one more value—the average frequency of supernova explosions in the Galaxy vsn = 1/Tsn (Tsn is the average time between supernovae explosions). The time Tsn is different for different types of Galaxy and averaged over many galaxies is 300 to 400 years. 352 This figure relates more particularly to the brighter type 1 supernovae. The main thing is that the deviations of the time Tsn from the average value are so great that we should interest ourselves here in the value of Tsn determined for our Galaxy. According to Shklovskii 161 this time is 30 to 60 years, whilst in other papers 248, 269 it is assumed that for type 2 supernovae in the Galaxy Tsn = 50 years.

Therefore for the more powerful and more frequently exploding type 2 supernovae in the Galaxy we can say

Combining the values of (11.8) and (11.9) for the mean power of supernovae as the sources of cosmic rays in the Galaxy we obtain

The closeness of this value to the necessary one from energy considerations of the source power Uvir ∼ 3 × 10 40 erg/sec. (see (11.6) ) literally leaps to the eyes. Of course, the estimates given cannot pretend to an accuracy of more than one or two orders of magnitude. For example, it would scarcely be possible to reject the estimate of Usn ∼ 10 39 erg/sec but this value is more likely a minimum one that is still compatible with the available data. It cannot therefore be stated that supernovae really supply just enough cosmic rays as are necessary to observe the balance. But, on the other hand, one can come with definite certainty to the conclusion that by identifying the basic sources of cosmic rays in the Galaxy with supernovae we can satisfy the very difficult requirements of an energetic nature. †

It has already been mentioned in section 5 that the possible efficiency of supernova explosions from the standpoint of cosmic ray generation was indicated 245, 261 even before the discovery of the powerful radio emission of supernova shells. The only argument for this was the enormous amount of energy generated in explosions. But, of course, the evolution of energy in the form of light or even in the form of kinetic energy still by no means guarantees its conversion into cosmic ray energy. Therefore the hypothesis of the generation of cosmic rays in supernova explosions has attracted serious attention only in the light of radio astronomy data. 4, 154, 161, 354

The assumption of the dominating rôle of supernovae as cosmic ray sources in the Galaxy becomes even more probable and attractive if one compares it with the alternative “hierarchical” hypothesis. 9, 355, 356

We should mention that according to the “hierarchical” theory of the origin of cosmic rays particles with an energy of E ≲ 10 12 eV are generated on non-exploding stars in the 10 12 ≲ E ≲ 10 15 eV region the basic sources are supernovae and cosmic rays with E > 10 15 eV come from the Metagalaxy.

Since the cosmic ray spectrum drops, and rather quickly at that, the basic contribution to the total cosmic ray energy is made by particles with a relatively low energy. Hence it is clear that in the “hierarchical” theory practically all the energy must be supplied by non-exploding stars. But in the light of what has already been said this means that this theory is connected with the completely arbitrary assumption of the very high efficiency of many non-exploding stars (as has been pointed out, these stars should generate cosmic rays with a total energy several orders greater than follows from the available data and estimates). The other possibility, just as unfounded, is connected with the assumption of the absence of cosmic ray mixing between the spiral arms and the halo.

There are also other considerations against the “hierarchical” theory.

The chemical composition, and also the cosmic ray injection and acceleration conditions in supernova shells and for non-exploding stars, in all probability differ strongly. For this reason in the hierarchical theory we should expect a considerable change of the cosmic ray energy spectrum and chemical composition for a certain energy E ∼ 10 12 eV. As far as is known there are no such changes (see Chapter I ). It is true that the data relating to the chemical composition are still insufficient and the smoothness of the energy spectrum still does not prove that the sources are largely of one kind. But to reject the ideas of the dominating rôle of supernovae in favour of the hierarchical theory we must clearly have some weighty arguments and not only the possibility of the suggested theory in principle. For example if the energy or charge spectrum at E ∼ 10 12 eV changed noticeably then this at least would be more natural in the case of two kinds of source. Since not one fact has been adduced that clearly indicates a plurality of sources we can see no convincing proof in favour of this assumption. In other words, there is still no reason to consider it even probable that non-exploding stars make a noticeable contribution to the cosmic ray flux in the Galaxy as a whole or even to the cosmic ray flux on Earth. Moreover this assumption is connected with definite difficulties largely of an energetic nature. There are no similar objections to the assumption of the dominant rôle of supernovae.

Despite what has been said definite care, of course, must be taken in conclusions and further analysis of the question of cosmic ray sources. A number of remarks will be made in this respect below.

We would now stress that no stars apart from supernovae are evidently capable of accelerating cosmic rays to energies greater than 10 12 to 10 13 eV. The point is that a particle can be accelerated to high energy only if it is held long enough close to a star and the accelerating mechanism is efficient enough. On the Sun, as is well known, cosmic rays are generated with an energy of up to 10 10 eV, whilst a typical value for the magnetic field strength in the solar atmosphere is H ∼ 1 oersted (considerably stronger fields are found in sunspots but we must allow for the rapid decrease in the sunspot field as we move away from the photosphere). In a field H ∼ 1 oersted a proton with an energy E ∼ 10 10 eV revolves on an orbit with a radius rHE/300H ∼ 3 × 10 7 cm, whilst the radius of the photosphere is R = 7 × 10 10 cm. Thus for the Sun the characteristic parameter ξ = rH/R does not exceed 10 −3 . It may be assumed that for other stars as well ξ ≲ 10 −3 so the maximum cosmic ray energy is Emax ∼ 300HrH ∼ 0·3HRpht, kje H is the characteristic value of the field and Rpht is the radius of the star's photosphere. Even for magnetic stars the value of HRpht, and that also means Emax, scarcely exceeds (with rare exceptions) the corresponding values for the Sun by more than three orders. Hence we come to the estimate Emax ∼ 10 13 eV. Of course, this estimate contains an element of arbitrariness but we know of no convincing counterarguments that will allow us to make any great increase in the value Emax ∼ 10 13 eV for non-exploding stars. Clearly, because of this, particles with an energy E ≳ 12 eV cannot be considered as being generated on non-exploding stars in the “hierarchical” theory either.

Let us now examine from this point of view the possibility of particle acceleration in the shells of supernovae. This question is still to a large degree open but certain conclusions can be drawn by comparing the radii of the shells with the radius of curvature of the particles. † According to Table 7 the radii of the shells R0 of the sources Taurus A (Crab Nebula) and Cassiopeia A are now about 1 to 2 pc ∼ 3 to 6 × 10 18 cm and the field strength in the shells is H0 ∼ 10 −3 oersted. Hence we have

kje eZ is the charge of the nucleus and E = AE is its total energy (E is the energy per nucleon).

If we assume that the maximum energy Emax is reached at a value ξ ∼ 10 −1 we come to the estimate

It is true that in the case of stars we have used the value ξ ∼ 10 −3 but the configurations of the fields in the stellar atmospheres and in the shells differ considerably. Since the field in the shells is quasi-closed the assumption that ξ ∼ 10 −1 is still possible in principle. On the other hand, if during the process of the shell's expansion H0R 2 0 = const, then according to (11.11) at the earlier stages ξ < 10 −18 ɛ. Both for this reason and because of the extremely hypothetical possibility of taking the value ξ ∼ 10 −1 estimate (11.12) is clearly the upper limit.

It follows from (11.12) that supernova explosions may result in the generation of cosmic rays with E ≲ 10 17 eV and if it is a question of heavy nuclei then with E ≲ 10 19 eV. Since the highest energy recorded in cosmic radiation is Emax ∼ 10 19 to 10 20 eV (only a few particles with energies greater than 10 19 eV have been recorded) it can be assumed with a certain stretch of the imagination that supernovae supply cosmic rays over the whole energy range. This possibility would be refuted if it were established that in the E ∼ 10 18 to 10 19 eV energy range the cosmic rays consist not only of heavy nuclei but also contain protons. Here, however, we are dealing with ordinary supernovae characterised by parameters (11.8) and (11.9) . The rarely met large supernovae and super-supernovae which may explode in the galactic core (see below) are quite capable of accelerating particles to an energy of 10 19 to 10 20 eV/nucleon. On the other hand protons with an energy of ∼ 10 19 to 10 20 eV very rapidly leave the Galaxy as well (for H ∼ 3 × 10 −6 oe, Z = 1 and E = 10 19 eV the radius of curvature rH = E/300H ∼ 10 22 cm which is only a few times less than the radius of the halo ∼ 3 to 5 × 10 22 cm in addition, the field in the Galaxy is not homogeneous and the radius rH is greater than the scale of the inhomogeneity allowing for this circumstance considerably reduces the time that a particle stays in the Galaxy). We shall return to this question later (see section 16 ).


Type II supernovae as a distance indicator - Astronomy

Motivated by the advantages of observing at near-IR wavelengths, we investigate Type II supernovae (SNe II) as distance indicators at those wavelengths through the Photospheric Magnitude Method (PMM). For the analysis, we use BVIJH photometry and optical spectroscopy of 24 SNe II during the photospheric phase. To correct photometry for extinction and redshift effects, we compute total-to-selective broad-band extinction ratios and K-corrections up to z = 0.032. To estimate host galaxy colour excesses, we use the colour-colour curve method with the V-I versus B-V as colour combination. We calibrate the PMM using four SNe II in galaxies having Tip of the Red Giant Branch distances. Among our 24 SNe II, nine are at cz > 2000 km s -1 , which we use to construct Hubble diagrams (HDs). To further explore the PMM distance precision, we include into HDs the four SNe used for calibration and other two in galaxies with Cepheid and SN Ia distances. With a set of 15 SNe II we obtain an HD rms of 0.13 mag for the J-band, which compares to the rms of 0.15-0.26 mag for optical bands. This reflects the benefits of measuring PMM distances with near-IR instead of optical photometry. With the evidence we have, we can set the PMM distance precision with J-band below 10 per cent with a confidence level of 99 per cent.


A massive burst of neutrinos is the first evidence that a core-collapse supernova has occured. This is followed a few hours later by the shock wave breaking out of the star and releasing electromagnetic radiation initially as a UV flash. The supernova becomes visible at optical wavelengths as it expands, with the initial rise in the light curve the result of the increasing surface area of the star combined with a relatively slow temperature decrease.

The peak in the light curve occurs as the temperature of the outer layers starts to decrease. At this point, Type II supernovae ( SNII ) are sub-divided into two classes based on the shape of their light curves. Type II-Linear ( SNII -L) supernovae have a fairly rapid, linear decay after maximum light, while Type II-Plateau ( SNII -P) supernovae remain bright (on a plateau) for an extended period of time after maximum. The peak brightness of SNII -L are nearly uniform at

2.5 magnitudes fainter than a Type Ia supernova, however, the peak brightness of SNII -P show a large dispersion, which is almost certainly due to differences in the radii of the progenitors.

The onset of the plateau phase corresponds to a change in opacity in the outer layer of the exploded star. As the shock wave produced by the core-collapse propagates out through the star, it heats the outer envelope of the star to over 100,000 Kelvin ionising all the hydrogen. Ionised hydrogen has a high opacity, so radiation from the inner parts of the star cannot escape, and we can only observe photons from the outermost parts of the star.

After a few weeks, however, the outer parts of the star have cooled sufficiently that the ionised hydrogen is able to recombine to form neutral hydrogen. In core-collapse supernovae, the critical temperature for hydrogen recombination lies between about 4,000 and 6,000 Kelvin. While ionised hydrogen is opaque, neutral hydrogen is transparent at most wavelengths, and this recombination front where the opacity changes is known as the photosphere of the star. Once the hydrogen starts to recombine, photons from the hotter, inner regions of the hydrogen envelope are able to escape and we are able to see deeper into the star.

All the while, the star continues to expand, forcing the photosphere deeper and deeper into the star as successive regions cool to the temperature of recombination. Since this temperature remains essentially constant as the photosphere receeds through the hydrogen envelope, a plateau is created in the light curve.

Obviously the length of the plateau depends on the depth of the hydrogen envelope, but other characteristics of the star are also correlated with the plateau phase. In particular, the luminosity of the plateau is brighter for SNII which produce a lot of nickel, and both of these characteristics are linked with higher explosion energies and ejecta velocities. Although the range of nickel masses created by SNII -P varies by a factor of 10, and there is a 5 magnitude spread in the luminosities of the plateau phase, these correlations allow astronomers to standardise SNII luminosities to

0.3 magnitudes through the spectroscopic measurement of the ejecta velocities. This Standardised Candle Method for SNII provides a distance measure to these objects independent from the Expanding Photosphere Method usually employed with SNII -P.

After the recombination front has passed through the entire hydrogen envelope, the plateau phase (if there is one) ends, and the light curves of SNII drop down onto a radioactive tail. This is powered by the conversion of 56 Co into 56 Fe and has the same shape for all core-collapse supernovae.

While the above discussion divides SNII into SNII -L and SNII -P based on light curve shape after maximum, it is important to keep in mind that well observed SNII -L are much rarer than their SNII -P counterparts and there remains some controversy as to whether they consititute a distinct class of object. Astronomers think that perhaps the lack of a plateau phase in SNII -L arises simply because SNII -L have a much smaller hydrogen envelope.

Study Astronomy Online at Swinburne University
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Poglej si posnetek: Сверхновая- Жизненный цикл звезды -Документальный фильм Вселенная HD (Januar 2023).