الفلك

كم عدد أحداث المستعرات الأعظمية القادمة من داخل مجرة ​​درب التبانة؟

كم عدد أحداث المستعرات الأعظمية القادمة من داخل مجرة ​​درب التبانة؟


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.

يبلغ قطر مجرة ​​درب التبانة حوالي 100.000 سنة ضوئية حيث يقع النظام الشمسي على بعد 25000 سنة ضوئية من المركز.

إذا افترضنا أن معدل المستعر الأعظم 1 لكل قرن ، وافترضنا أيضًا أن المستعرات الأعظمية موزعة بشكل موحد إلى حد ما في مجرتنا ، فيبدو لي أن الضوء والنيوترينوات من مئات وربما آلاف هذه الأحداث تنتشر عبر درب التبانة باتجاهنا في هذه اللحظة بالذات.

هل يمكن تقدير هذا بدقة أكبر؟ هل يؤثر توزيع المستعرات الأعظمية حتى على هذا التقدير ، بالنظر إلى عمر المجرة؟


يُقدَّر / يُعرف معدل المستعر الأعظم بعامل 2-3 فقط ، لذا فإن المستويات العالية من الدقة غير ممكنة أو مضمونة.

إذا افترضنا أن النجوم عالية الكتلة تولد بشكل موحد في قرص نصف قطره $ r $ سنة ضوئية ، ثم يمكنك حساب "معدل كثافة السطح" من المستعرات الأعظمية 1/100 pi r ^ 2 $ لكل سنة ضوئية مربعة ، في السنة (اعتمادًا على معدل واحد لكل قرن فوق المجرة).

بعد ذلك ، ضع في اعتبارك حلقة رقيقة من نصف القطر $ x $ والعرض $ dx $ حول الأرض. سيكون عدد المستعرات الأعظمية التي تنفجر كل عام $$ dN = frac {2 pi x} {100 pi r ^ 2} dx $$ والرقم الذي انفجر في الماضي $ x $ سنوات ، الذي لم يصله الضوء بعد هو مجرد هذا مضروبًا بعامل آخر $ x $.

إذا كانت الشمس في مركز المجرة ، فسيكون الحساب بسيطًا $$ N = frac {1} {50r ^ 2} int_ {0} ^ {r} x ^ 2 dx = frac {r} {150}، $$ مع $ r $ تقاس بالسنوات الضوئية. إذا $ r sim 30000 دولار سنة ضوئية (أعتقد أن 50000 كبيرة قليلاً) ، ثم الرقم هو 200.

لسوء الحظ ، هذه ليست الهندسة. بدلاً من أن تكون حلقة دائرية حول الشمس ، عليك أن تعمل بحلقة مقطوعة حيث تصل إلى "حافة" قرص المجرة. قد أضيف إلى هذه الإجابة لاحقًا ، لكنني أشك في أن هذا سيغير الرقم أعلاه كثيرًا.


23.3 ملاحظات المستعر الأعظم

تم اكتشاف المستعرات الأعظمية قبل وقت طويل من إدراك الفلكيين أن هذه الكوارث المذهلة تشير إلى موت النجوم (انظر تكوين الروابط: المستعرات الأعظمية في التاريخ). الكلمة نوفا تعني "جديد" باللاتينية قبل التلسكوبات ، عندما ينفجر نجم باهت جدًا بالعين المجردة فجأة في انفجار لامع ، خلص المراقبون إلى أنه لا بد أن يكون نجمًا جديدًا. أعاد علماء الفلك في القرن العشرين تصنيف الانفجارات بأكبر قدر من اللمعان ممتازنوفي.

من السجلات التاريخية لمثل هذه الانفجارات ، ومن دراسات بقايا المستعرات الأعظمية في مجرتنا ، ومن تحليلات المستعرات الأعظمية في مجرات أخرى ، نقدر أنه في المتوسط ​​، يحدث انفجار مستعر أعظم واحد في مكان ما في مجرة ​​درب التبانة كل 25 إلى 100 عام. لسوء الحظ ، لم يُلاحظ انفجار سوبرنوفا في مجرتنا منذ اختراع التلسكوب. إما أننا لم نكن محظوظين بشكل استثنائي أو ، على الأرجح ، حدثت انفجارات حديثة في أجزاء من المجرة حيث يمنع الغبار البينجمي الضوء من الوصول إلينا.

يصنع علاقات

المستعرات الأعظمية في التاريخ

على الرغم من أن العديد من انفجارات المستعر الأعظم في مجرتنا مرت دون أن يلاحظها أحد ، إلا أن القليل منها كان مذهلاً لدرجة أنه تم مشاهدتها وتسجيلها بوضوح من قبل مراقبي السماء والمؤرخين في ذلك الوقت. يمكننا استخدام هذه السجلات ، التي تعود إلى ألفي عام ، لمساعدتنا في تحديد مكان النجوم المتفجرة ، وبالتالي أين نبحث عن بقاياها اليوم.

ولوحظ أكثر المستعرات الأعظمية دراماتيكية في عام 1006. وظهر في مايو كنقطة لامعة من الضوء يمكن رؤيتها خلال النهار ، وربما أكثر سطوعًا بمئة مرة من كوكب الزهرة. كان ساطعًا بدرجة كافية لإلقاء الظلال على الأرض أثناء الليل وتم تسجيله برعب وخوف من قبل المراقبون في جميع أنحاء أوروبا وآسيا. لم يره أحد من قبل علماء الفلك الصينيين ، مشيرًا إلى أنه كان مشهدًا مؤقتًا ، وأطلق عليه "النجم الضيف".

قام علماء الفلك ديفيد كلارك وريتشارد ستيفنسون بمسح السجلات من جميع أنحاء العالم للعثور على أكثر من 20 تقريرًا عن المستعر الأعظم 1006 (SN 1006) (الشكل 23.9). وقد سمح لهم ذلك بتحديد مكان وقوع الانفجار في السماء ببعض الدقة. لقد وضعوها في كوكبة الذئبة الحديثة في الموضع الذي حددوه تقريبًا ، ووجدنا بقايا مستعر أعظم ، والآن خافت تمامًا. من الطريقة التي تتوسع بها خيوطها ، يبدو بالفعل أنها عمرها حوالي 1000 عام.

تم تسجيل نجم ضيف آخر ، يُعرف الآن باسم SN 1054 ، بوضوح في السجلات الصينية في يوليو 1054. بقايا هذا النجم هي واحدة من أكثر الأشياء شهرة وأفضل دراسة في السماء ، ويُطلق عليها اسم سديم السرطان (الشكل 23.14). إنه كائن معقد بشكل رائع ، والذي كان مفتاحًا لفهم موت النجوم الضخمة. عندما شوهد انفجاره لأول مرة ، نقدر أنه كان بنفس سطوع كوكب المشتري: لم يكن قريبًا من باهر مثل حدث 1006 ولكنه لا يزال مثيرًا جدًا لأي شخص يتتبع الأجسام في السماء. شوهد مستعر أعظم خافت آخر في عام 1181.

أصبح المستعر الأعظم التالي مرئيًا في نوفمبر 1572 ، ولأنه أكثر إشراقًا من كوكب الزهرة ، تم رصده بسرعة من قبل عدد من المراقبين ، بما في ذلك الشاب تايكو براهي (انظر المدارات والجاذبية). أظهرت قياساته الدقيقة للنجم على مدى عام ونصف أنه لم يكن مذنبًا أو شيئًا ما في الغلاف الجوي للأرض لأنه لم يتحرك بالنسبة للنجوم. لقد استنتج بشكل صحيح أنه يجب أن تكون ظاهرة تنتمي إلى عالم النجوم وليس النظام الشمسي. لا يزال من الممكن اكتشاف بقايا سوبر نوفا تايكو (كما يطلق عليها الآن) في العديد من نطاقات الطيف الكهرومغناطيسي المختلفة.

حتى لا يتفوق عليه أحد ، وجد يوهانس كيبلر ، الوريث العلمي لتايكو براهي ، مستعر أعظم خاص به في عام 1604 ، والمعروف الآن باسم مستعر أعظم كيبلر (الشكل 23.8). أخف من تايكو ، ومع ذلك ظل مرئيًا لمدة عام تقريبًا. كتب كبلر كتابًا عن ملاحظاته قرأه العديد ممن يهتمون بالسماء ، بما في ذلك جاليليو.

لم يتم رصد سوبر نوفا في مجرتنا على مدار الـ 300 عام الماضية. نظرًا لأن انفجار المستعر الأعظم المرئي هو حدث صدفة ، فلا توجد طريقة لتحديد متى قد يحدث الانفجار التالي. في جميع أنحاء العالم ، يراقب العشرات من علماء الفلك المحترفين والهواة بدقة النجوم "الجديدة" التي تظهر بين عشية وضحاها ، على أمل أن يكونوا أول من يكتشف النجم القادم في سمائنا ويصنع القليل من التاريخ بأنفسهم.

في أقصى سطوع لها ، يكون لمعان المستعرات الأعظمية الأكثر سطوعًا حوالي 10 مليارات ضعف لمعان الشمس. لفترة وجيزة ، قد يتفوق المستعر الأعظم على كامل المجرة التي يظهر فيها. بعد السطوع الأقصى ، يتلاشى ضوء النجم ويختفي من الرؤية التلسكوبية في غضون بضعة أشهر أو سنوات. في وقت انفجارها ، تقوم المستعرات الأعظمية بإخراج المواد بسرعات نموذجية تبلغ 10000 كيلومتر في الثانية (وبسرعة ضعف ما لوحظ). سرعة 20000 كيلومتر في الثانية تقابل حوالي 45 مليون ميل في الساعة ، وهذا حقًا مؤشر على عنف كوني عظيم.

يتم تصنيف المستعرات الأعظمية وفقًا لظهور أطيافها ، ولكن في هذا الفصل ، سنركز على السببين الرئيسيين للمستعرات الأعظمية. يتم إشعال المستعرات الأعظمية من النوع Ia عندما يتم إلقاء الكثير من المواد على أقزام بيضاء متحللة (الشكل 23.10) ، وستتم مناقشة هذه المستعرات الأعظمية لاحقًا في هذا الفصل. في الوقت الحالي ، سنواصل قصتنا حول موت النجوم الضخمة ونركز على المستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، والتي يتم إنتاجها عندما ينهار قلب نجم ضخم.

سوبر نوفا 1987A

تأتي المعلومات الأكثر تفصيلاً لدينا حول ما يحدث عند حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني من حدث تمت ملاحظته في عام 1987. قبل فجر يوم 24 فبراير ، قام إيان شيلتون ، عالم فلك كندي يعمل في مرصد في تشيلي ، بسحب لوحة فوتوغرافية من المطور. قبل ليلتين ، كان قد بدأ مسحًا لسحابة ماجلان الكبيرة ، وهي مجرة ​​صغيرة تعد واحدة من أقرب جيران مجرة ​​درب التبانة في الفضاء. حيث كان يتوقع رؤية النجوم الخافتة فقط ، رأى بقعة مضيئة كبيرة. قلقًا من أن صورته كانت معيبة ، ذهب شيلتون إلى الخارج لإلقاء نظرة على سحابة ماجلان الكبيرة. . . ورأوا أن شيئًا جديدًا قد ظهر بالفعل في السماء (انظر الشكل 23.11). سرعان ما أدرك أنه اكتشف مستعرًا أعظم ، يمكن رؤيته بالعين المجردة على الرغم من أنه يبعد حوالي 160 ألف سنة ضوئية.

يُعرف الآن باسم SN 1987A ، نظرًا لأنه كان أول مستعر أعظم تم اكتشافه في عام 1987 ، منح هذا الوافد الجديد اللامع إلى السماء الجنوبية علماء الفلك أول فرصة لدراسة موت نجم قريب نسبيًا باستخدام أدوات حديثة. كانت أيضًا المرة الأولى التي يلاحظ فيها علماء الفلك نجمًا قبل أصبح سوبرنوفا. تم تضمين النجم الذي انفجر في استطلاعات سابقة لسحابة ماجلان الكبرى ، ونتيجة لذلك ، نعلم أن النجم كان عملاقًا أزرقًا قبل الانفجار مباشرة.

من خلال الجمع بين النظرية والملاحظات في العديد من الأطوال الموجية المختلفة ، أعاد علماء الفلك بناء قصة حياة النجم الذي أصبح SN 1987A. تشكلت منذ حوالي 10 ملايين سنة ، وكانت كتلتها في الأصل حوالي 20 مشمس. لمدة 90٪ من عمرها ، عاش بهدوء في التسلسل الرئيسي ، محولة الهيدروجين إلى هيليوم. في هذا الوقت ، كان لمعانها حوالي 60.000 مرة من لمعان الشمس (إلشمس) ، وكان نوعه الطيفي هو O. عندما استنفد الهيدروجين الموجود في مركز النجم ، تقلص اللب وأصبح في النهاية ساخنًا بدرجة كافية لدمج الهيليوم. بحلول هذا الوقت ، كان النجم عملاقًا أحمر ، ينبعث منه طاقة تزيد عن طاقة الشمس بحوالي 100000 مرة. أثناء وجوده في هذه المرحلة ، فقد النجم بعضًا من كتلته.

تم اكتشاف هذه المادة المفقودة بالفعل من خلال الملاحظات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي (الشكل 23.12). الغاز الذي دفعه انفجار المستعر الأعظم اللاحق إلى الفضاء يصطدم حاليًا بالمادة التي خلفها النجم عندما كان عملاقًا أحمر. عندما يصطدم الاثنان ، نرى حلقة متوهجة.

استمر اندماج الهيليوم حوالي مليون سنة فقط. عندما استنفد الهيليوم في مركز النجم ، انكمش اللب مرة أخرى ، وانخفض نصف قطر السطح أيضًا ، وأصبح النجم عملاقًا أزرقًا مع لمعان لا يزال يقارب 100000. إلشمس. هذا ما كان يبدو عليه في الخارج عندما وصل ، بعد فترات وجيزة من الاندماج الإضافي ، إلى أزمة الحديد التي ناقشناها سابقًا وانفجرت.

تم سرد بعض المراحل الرئيسية لتطور النجم الذي أصبح SN 1987A ، بما في ذلك المراحل التالية لاستنفاد الهيليوم ، في الجدول 23.2. بينما لا نتوقع منك أن تتذكر هذه الأرقام ، لاحظ الأنماط الموجودة في الجدول: كل مرحلة من مراحل التطور تحدث بسرعة أكبر من المرحلة السابقة ، وتزداد درجة الحرارة والضغط في اللب ، وتصبح العناصر الأثقل تدريجيًا مصدر طاقة الاندماج. . بمجرد إنشاء الحديد ، بدأ الانهيار. لقد كان انهيارًا كارثيًا ، استمر فقط لأعشار قليلة من الثانية ، حيث وصلت سرعة الانصمام في الجزء الخارجي من اللب الحديدي إلى 70000 كيلومتر في الثانية ، أي حوالي ربع سرعة الضوء.

مرحلة درجة الحرارة المركزية (ك) الكثافة المركزية (جم / سم 3) الوقت المنقضي في هذه المرحلة
اندماج الهيدروجين 40 × 10 6 5 8 × 10 6 سنوات
انصهار الهيليوم 190 × 10 6 970 10 6 سنوات
اندماج الكربون 870 × 10 6 170,000 2000 سنة
اندماج النيون 1.6 × 10 9 3.0 × 10 6 6 اشهر
اندماج الأكسجين 2.0 × 10 9 5.6 × 10 6 سنة واحدة
انصهار السيليكون 3.3 × 10 9 4.3 × 10 7 أيام
الانهيار الأساسي 200 × 10 9 2 × 10 14 أعشار من الثانية

في هذه الأثناء ، بينما كان اللب يعاني من كارثته الأخيرة ، لم تكن الأصداف الخارجية للنيون والأكسجين والكربون والهيليوم والهيدروجين في النجم تعرف بعد عن الانهيار. تنتقل المعلومات حول الحركة الفيزيائية للطبقات المختلفة عبر نجم بسرعة الصوت ولا يمكن أن تصل إلى السطح في بضعة أعشار من الثانية المطلوبة لحدوث انهيار النواة. وهكذا ، فإن الطبقات السطحية لنجمنا معلقة لفترة وجيزة ، مثل شخصية كرتونية تنطلق من حافة جرف وتتدلى للحظات في الفضاء قبل أن تدرك أنه لم يعد ممسكًا بأي شيء.

استمر انهيار اللب حتى ارتفعت كثافات نواة الذرة عدة مرات. ثم أصبحت مقاومة المزيد من الانهيار كبيرة لدرجة أن النواة انتعشت. اصطدمت المواد المتساقطة بـ "جدار القرميد" للنواة المرتدة وتم إلقاؤها إلى الخارج بموجة صدمة كبيرة. تتدفق النيوترينوات من القلب ، مما يساعد موجة الصدمة على تفجير النجم بعيدًا. وصلت الصدمة إلى سطح النجم بعد ساعات قليلة ، وبدأ النجم يسطع في السوبرنوفا الذي لاحظه إيان شيلتون في عام 1987.

توليف العناصر الثقيلة

ساعدت الاختلافات في سطوع SN 1987A في الأيام والأشهر التي تلت اكتشافها ، والتي تظهر في الشكل 23.13 ، على تأكيد أفكارنا حول إنتاج العناصر الثقيلة. في يوم واحد ، ارتفع سطوع النجم بنحو 1000 مرة وأصبح مرئيًا بدون تلسكوب. ثم استمر النجم في الزيادة ببطء في السطوع حتى أصبح بنفس السطوع الظاهر للنجوم في Little Dipper. حتى حوالي اليوم 40 بعد الانفجار ، كانت الطاقة المشعة بعيدًا ناتجة عن الانفجار نفسه. ولكن بعد ذلك ، لم يستمر SN 1987A في التلاشي ، كما كنا نتوقع أن يتلاشى الضوء من الانفجار. بدلاً من ذلك ، ظل SN 1987A ساطعًا حيث ظهرت الطاقة من العناصر المشعة المنشأة حديثًا.

أحد العناصر التي تشكلت في انفجار مستعر أعظم هو النيكل المشع ، بكتلة ذرية تبلغ 56 (أي أن العدد الإجمالي للبروتونات والنيوترونات في نواتها هو 56). النيكل 56 غير مستقر ويتغير تلقائيًا (مع نصف عمر حوالي 6 أيام) إلى كوبالت -56. (تذكر أن نصف العمر هو الوقت الذي يستغرقه نصف النوى في العينة للخضوع للاضمحلال الإشعاعي). يتحلل الكوبالت -56 بدوره مع عمر نصف يبلغ حوالي 77 يومًا إلى الحديد -56 ، وهو مستقر. تنبعث أشعة جاما النشطة عندما تتحلل هذه النوى المشعة. تعمل أشعة جاما هذه كمصدر جديد للطاقة للطبقات المتوسعة للمستعر الأعظم. يتم امتصاص أشعة جاما في الغاز الموجود فوقها ويعاد انبعاثها بأطوال موجية مرئية ، مما يجعل بقايا النجم ساطعة.

كما ترون في الشكل 23.13 ، لاحظ علماء الفلك السطوع بسبب النوى المشعة في الأشهر القليلة الأولى بعد انفجار المستعر الأعظم ثم رأوا الضوء الإضافي يتلاشى مع تحلل المزيد والمزيد من النوى المشعة إلى حديد مستقر. كان تسخين أشعة غاما مسؤولاً فعليًا عن جميع الإشعاعات المكتشفة من SN 1987A بعد اليوم 40. كما تسربت بعض أشعة جاما مباشرة دون امتصاصها. تم الكشف عن هذه بواسطة التلسكوبات التي تدور حول الأرض في الأطوال الموجية المتوقعة لانحلال النيكل المشع والكوبالت ، مما يؤكد بوضوح فهمنا أن عناصر جديدة قد تشكلت بالفعل في بوتقة المستعر الأعظم.

النيوترينوات من SN 1987A

إذا كان هناك أي مراقبين بشريين في سحابة ماجلان الكبيرة منذ حوالي 160 ألف عام ، لكان الانفجار الذي نسميه SN 1987A مشهدًا رائعًا في سمائهم. ومع ذلك ، فإننا نعلم أن أقل من 1/10 من 1٪ من طاقة الانفجار ظهرت كضوء مرئي. كانت هناك حاجة لحوالي 1 ٪ من الطاقة لتدمير النجم ، والباقي تم نقله بعيدًا بواسطة النيوترينو s. كانت الطاقة الإجمالية في هذه النيوترينوات مذهلة حقًا. في الثانية الأولى من الحدث ، كما أشرنا سابقًا في مناقشتنا العامة للمستعرات الأعظمية ، تجاوز لمعانها الكلي لمعان جميع النجوم في أكثر من مليار مجرة. وولد المستعر الأعظم هذه الطاقة بحجم قطره أقل من 50 كيلومترًا! المستعرات الأعظمية هي واحدة من أكثر الأحداث عنفًا في الكون ضوء تبين أنها ليست سوى قمة جبل الجليد في الكشف عن مقدار الطاقة التي ينتجونها.

في عام 1987 ، تم الكشف عن النيوترينوات من SN 1987A بواسطة جهازين - يمكن تسميتهما "تلسكوبات نيوترينو" - قبل يوم كامل تقريبًا من ملاحظات شيلتون. (هذا لأن النيوترينوات تخرج من النجم المتفجر بسهولة أكبر من الضوء ، وأيضًا لأنك لست مضطرًا إلى الانتظار حتى حلول الليل لتلقي "لمحة" عنهما.) كلا تلسكوبات النيوترينو ، أحدهما في منجم عميق في تتكون اليابان والأخرى تحت بحيرة إيري من عدة آلاف من الأطنان من المياه النقية محاطة بعدة مئات من أجهزة الكشف الحساسة للضوء. تتفاعل النيوترينوات الواردة مع الماء لإنتاج البوزيترونات والإلكترونات ، والتي تتحرك بسرعة عبر الماء وتنبعث منها ضوء أزرق عميق.

إجمالاً ، تم اكتشاف 19 نيوترينوات. نظرًا لأن تلسكوبات النيوترينو كانت في نصف الكرة الشمالي وحدث المستعر الأعظم في نصف الكرة الجنوبي ، فإن النيوترينوات المكتشفة قد مرت بالفعل عبر الأرض وكانت في طريقها للعودة إلى الفضاء عندما تم التقاطها.

تم اكتشاف عدد قليل فقط من النيوترينوات لأن احتمالية تفاعلها مع المادة العادية منخفضة للغاية. تشير التقديرات إلى أن المستعر الأعظم قد أطلق فعليًا 10 58 نيوترينوات. جزء صغير من هؤلاء ، حوالي 30 مليارًا ، مر في النهاية عبر كل سنتيمتر مربع من سطح الأرض. تعرض حوالي مليون شخص في الواقع لتفاعل نيوترينو داخل أجسامهم نتيجة للمستعر الأعظم. حدث هذا التفاعل لنواة واحدة فقط في كل شخص ، وبالتالي لم يكن له أي تأثير بيولوجي على الإطلاق ، فقد ذهب دون أن يلاحظه أحد من قبل جميع المعنيين.

نظرًا لأن النيوترينوات تأتي مباشرة من قلب المستعر الأعظم ، فقد وفرت طاقاتها مقياسًا لدرجة حرارة اللب عندما كان النجم ينفجر. كانت درجة الحرارة المركزية حوالي 200 مليار كلفن ، وهو رقم مذهل لا يمكن لأي نظير أرضي أن يجلب معه الكثير من المعنى. مع تلسكوبات النيوترينو ، نتطلع إلى اللحظة الأخيرة في قصص حياة النجوم الضخمة ومراقبة الظروف التي تتجاوز كل التجارب البشرية. ومع ذلك ، فإننا نشهد أيضًا التلميحات الواضحة لأصولنا.


سوبر نوفا 1987A

تأتي المعلومات الأكثر تفصيلاً حول ما يحدث عند حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني من حدث تمت ملاحظته في عام 1987. قبل فجر يوم 24 فبراير ، قام إيان شيلتون ، عالم فلك كندي يعمل في مرصد في تشيلي ، بسحب لوحة فوتوغرافية من المطور. قبل ليلتين ، كان قد بدأ مسحًا لسحابة ماجلان الكبيرة ، وهي مجرة ​​صغيرة تعد واحدة من أقرب جيران مجرة ​​درب التبانة في الفضاء. حيث كان يتوقع رؤية النجوم الخافتة فقط ، رأى بقعة مضيئة كبيرة. قلقًا من أن صورته كانت معيبة ، ذهب شيلتون إلى الخارج لإلقاء نظرة على سحابة ماجلان الكبيرة. . . ورأوا أن شيئًا جديدًا قد ظهر بالفعل في السماء (انظر الشكل 23.11). سرعان ما أدرك أنه اكتشف مستعرًا أعظم ، يمكن رؤيته بالعين المجردة على الرغم من أنه يبعد حوالي 160 ألف سنة ضوئية.

الشكل 23.11. بقايا المستعر الأعظم بحلقاته الداخلية والخارجية الحمراء من المواد تقع في سحابة ماجلان الكبيرة. هذه الصورة مركبة من عدة صور تم التقاطها في أعوام 1994 و 1996 و 1997 - بعد حوالي عقد من ملاحظة المستعر الأعظم 1987A لأول مرة. (الائتمان: تعديل العمل من قبل فريق Hubble Heritage (AURA / STScI / NASA / ESA))

يُعرف الآن باسم SN 1987A ، نظرًا لأنه كان أول مستعر أعظم تم اكتشافه في عام 1987 ، منح هذا الوافد الجديد اللامع إلى السماء الجنوبية علماء الفلك أول فرصة لدراسة موت نجم قريب نسبيًا باستخدام أدوات حديثة. كانت أيضًا المرة الأولى التي يلاحظ فيها علماء الفلك نجمًا قبل أصبح مستعر أعظم. تم تضمين النجم الذي انفجر في استطلاعات سابقة لسحابة ماجلان الكبرى ، ونتيجة لذلك ، نعلم أن النجم كان عملاقًا أزرقًا قبل الانفجار مباشرة.

من خلال الجمع بين النظرية والملاحظات في العديد من الأطوال الموجية المختلفة ، أعاد علماء الفلك بناء قصة حياة النجم الذي أصبح SN 1987A. تشكلت منذ حوالي 10 ملايين سنة ، وكانت كتلتها في الأصل حوالي 20 مشمس. لمدة 90٪ من عمرها ، عاش بهدوء في التسلسل الرئيسي ، محولة الهيدروجين إلى هيليوم. في هذا الوقت ، كان لمعانها حوالي 60.000 مرة من لمعان الشمس (إلشمس) ، وكان نوعه الطيفي هو O. عندما استنفد الهيدروجين الموجود في مركز النجم ، تقلص اللب وأصبح في النهاية ساخنًا بدرجة كافية لدمج الهيليوم. بحلول هذا الوقت ، كان النجم عملاقًا أحمر ، ينبعث منه طاقة تزيد عن طاقة الشمس بحوالي 100000 مرة. أثناء وجوده في هذه المرحلة ، فقد النجم بعض كتلته.

تم اكتشاف هذه المادة المفقودة بالفعل من خلال الملاحظات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي (الشكل 23.12). الغاز الذي دفعه انفجار المستعر الأعظم اللاحق إلى الفضاء يصطدم حاليًا بالمادة التي خلفها النجم عندما كان عملاقًا أحمر. عندما يصطدم الاثنان ، نرى حلقة متوهجة.

الشكل 23.12. تُظهر هاتان الصورتان حلقة من الغاز طُردت منذ حوالي 30 ألف عام عندما كان النجم الذي انفجر عام 1987 عملاق أحمر. يقع المستعر الأعظم ، الذي تم تعتيمه بشكل مصطنع ، في وسط الحلقة. تم التقاط الصورة اليسرى في عام 1997 والصورة اليمنى في عام 2003. لاحظ أن عدد النقاط المضيئة قد زاد من 1 إلى أكثر من 15 خلال هذه الفترة الزمنية. تحدث هذه البقع عندما يصل الغاز عالي السرعة الذي يقذفه المستعر الأعظم ويتحرك بسرعة ملايين الأميال في الساعة إلى الحلقة وينفجر فيها. أدى الاصطدام إلى تسخين الغاز في الحلقة وجعله يتوهج أكثر. تشير حقيقة أننا نرى بقعًا فردية إلى أن المادة التي يقذفها المستعر الأعظم تصطدم أولاً بأعمدة غاز ضيقة تسقط إلى الداخل في الحلقة المتكتلة. النقاط الساخنة هي العلامات الأولى للتصادم الدرامي والعنيف بين المواد الجديدة والقديمة والذي سيستمر خلال السنوات القليلة القادمة. من خلال دراسة هذه النقاط المضيئة ، يمكن لعلماء الفلك تحديد تكوين الحلقة وبالتالي التعرف على العمليات النووية التي تبني العناصر الثقيلة داخل النجوم الضخمة. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA ، P.Challis ، R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) و B. Sugerman (STScI))

استمر اندماج الهيليوم حوالي مليون سنة فقط. عندما استنفد الهيليوم في مركز النجم ، انكمش اللب مرة أخرى ، وانخفض نصف قطر السطح أيضًا ، وأصبح النجم عملاقًا أزرقًا مع لمعان لا يزال يقارب 100000. إلشمس. هذا ما كان يبدو عليه في الخارج عندما وصل ، بعد فترات وجيزة من الاندماج الإضافي ، إلى أزمة الحديد التي ناقشناها سابقًا وانفجرت.

تم سرد بعض المراحل الرئيسية لتطور النجم الذي أصبح SN 1987A ، بما في ذلك المراحل التالية لاستنفاد الهيليوم ، في الجدول 23.2. بينما لا نتوقع منك أن تتذكر هذه الأرقام ، لاحظ الأنماط الموجودة في الجدول: كل مرحلة من مراحل التطور تحدث بسرعة أكبر من المرحلة السابقة ، وتزداد درجة الحرارة والضغط في اللب ، وتصبح العناصر الأثقل تدريجيًا مصدر طاقة الاندماج. . بمجرد إنشاء الحديد ، بدأ الانهيار. لقد كان انهيارًا كارثيًا ، استمر فقط لأعشار قليلة من الثانية ، حيث وصلت سرعة الانصمام في الجزء الخارجي من اللب الحديدي إلى 70000 كيلومتر في الثانية ، أي حوالي ربع سرعة الضوء.

تطور النجم الذي انفجر باسم SN 1987A
مرحلة درجة الحرارة المركزية (ك) الكثافة المركزية (جم / سم 3) الوقت المنقضي في هذه المرحلة
اندماج الهيدروجين 40 × 10 6 5 8 × 10 6 سنوات
انصهار الهيليوم 190 × 10 6 970 10 6 سنوات
اندماج الكربون 870 × 10 6 170,000 2000 سنة
اندماج النيون 1.6 × 10 9 3.0 × 10 6 6 اشهر
اندماج الأكسجين 2.0 × 10 9 5.6 × 10 6 سنة واحدة
انصهار السيليكون 3.3 × 10 9 4.3 × 10 7 أيام
الانهيار الأساسي 200 × 10 9 2 × 10 14 أعشار من الثانية

في هذه الأثناء ، بينما كان اللب يعاني من كارثته الأخيرة ، لم تكن الأصداف الخارجية للنيون والأكسجين والكربون والهيليوم والهيدروجين في النجم تعرف بعد عن الانهيار. تنتقل المعلومات حول الحركة الفيزيائية للطبقات المختلفة عبر نجم بسرعة الصوت ولا يمكن أن تصل إلى السطح في بضعة أعشار من الثانية المطلوبة لحدوث انهيار النواة. وهكذا ، فإن الطبقات السطحية لنجمنا معلقة لفترة وجيزة ، مثل شخصية كرتونية تنطلق من حافة جرف وتتدلى للحظات في الفضاء قبل أن تدرك أنه لم يعد ممسكًا بأي شيء.

استمر انهيار اللب حتى ارتفعت كثافات نواة الذرة عدة مرات. ثم أصبحت مقاومة المزيد من الانهيار كبيرة لدرجة أن النواة انتعشت. اصطدمت المواد المتساقطة بـ "جدار القرميد" للنواة المرتدة وتم إلقاؤها إلى الخارج بموجة صدمة كبيرة. تتدفق النيوترينوات من القلب ، مما يساعد موجة الصدمة على تفجير النجم بعيدًا. وصلت الصدمة إلى سطح النجم بعد ساعات قليلة ، وبدأ النجم يسطع في السوبرنوفا الذي لاحظه إيان شيلتون في عام 1987.


23.3 ملاحظات المستعر الأعظم

تم اكتشاف المستعرات الأعظمية قبل وقت طويل من إدراك الفلكيين أن هذه الكوارث المذهلة تشير إلى موت النجوم (انظر تكوين الروابط: المستعرات الأعظمية في التاريخ). الكلمة نوفا تعني "جديد" باللاتينية قبل التلسكوبات ، عندما ينفجر نجم باهت جدًا بالعين المجردة فجأة في انفجار لامع ، خلص المراقبون إلى أنه لا بد أن يكون نجمًا جديدًا. أعاد علماء الفلك في القرن العشرين تصنيف الانفجارات بأكبر قدر من اللمعان ممتازنوفي.

من السجلات التاريخية لمثل هذه الانفجارات ، ومن دراسات بقايا المستعرات الأعظمية في مجرتنا ، ومن تحليلات المستعرات الأعظمية في مجرات أخرى ، نقدر أنه في المتوسط ​​، يحدث انفجار مستعر أعظم واحد في مكان ما في مجرة ​​درب التبانة كل 25 إلى 100 عام. لسوء الحظ ، لم يُلاحظ انفجار سوبرنوفا في مجرتنا منذ اختراع التلسكوب. إما أننا لم نكن محظوظين بشكل استثنائي أو ، على الأرجح ، حدثت انفجارات حديثة في أجزاء من المجرة حيث يمنع الغبار البينجمي الضوء من الوصول إلينا.

سوبرنوفا في التاريخ

على الرغم من أن العديد من انفجارات المستعر الأعظم في مجرتنا مرت دون أن يلاحظها أحد ، إلا أن القليل منها كان مذهلاً لدرجة أنه تم مشاهدتها وتسجيلها بوضوح من قبل مراقبي السماء والمؤرخين في ذلك الوقت. يمكننا استخدام هذه السجلات ، التي تعود إلى ألفي عام ، لمساعدتنا في تحديد مكان النجوم المتفجرة ، وبالتالي أين نبحث عن بقاياها اليوم.

ولوحظ أكثر المستعرات الأعظمية دراماتيكية في عام 1006. وظهر في مايو كنقطة لامعة من الضوء يمكن رؤيتها خلال النهار ، وربما أكثر سطوعًا من كوكب الزهرة بمئة مرة. كان ساطعًا بدرجة كافية لإلقاء الظلال على الأرض أثناء الليل وتم تسجيله برعب وخوف من قبل المراقبون في جميع أنحاء أوروبا وآسيا. لم يره أحد من قبل علماء الفلك الصينيين ، مشيرًا إلى أنه كان مشهدًا مؤقتًا ، وأطلق عليه "النجم الضيف".

قام عالما الفلك ديفيد كلارك وريتشارد ستيفنسون بمسح السجلات من جميع أنحاء العالم للعثور على أكثر من 20 تقريرًا عن المستعر الأعظم 1006 (SN 1006) (الشكل 1). وقد سمح لهم ذلك بتحديد مكان وقوع الانفجار في السماء ببعض الدقة. لقد وضعوها في كوكبة الذئبة الحديثة في الموضع الذي حددوه تقريبًا ، ووجدنا بقايا مستعر أعظم ، والآن خافت تمامًا. من الطريقة التي تتوسع بها خيوطها ، يبدو بالفعل أنها عمرها حوالي 1000 عام.

سوبر نوفا 1006 متبقي.

شكل 1. يُظهر هذا المنظر المركب لـ SN 1006 من مرصد شاندرا للأشعة السينية الأشعة السينية القادمة من البقايا باللون الأزرق ، والضوء المرئي باللون الأبيض والأصفر ، وانبعاث الراديو باللون الأحمر. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA و ESA و Zolt Levay (STScI))

تم تسجيل نجم ضيف آخر ، يُعرف الآن باسم SN 1054 ، بوضوح في السجلات الصينية في يوليو 1054. بقايا ذلك النجم هي واحدة من أكثر الأشياء شهرة وأفضل دراسة في السماء ، ويُطلق عليها اسم سديم السرطان ([رابط]). إنه كائن معقد بشكل رائع ، والذي كان مفتاحًا لفهم موت النجوم الضخمة. عندما شوهد انفجاره لأول مرة ، نقدر أنه كان بنفس سطوع كوكب المشتري: لم يكن قريبًا من إبهار حدث 1006 ولكنه لا يزال مثيرًا جدًا لأي شخص يتتبع الأجسام في السماء. شوهد مستعر أعظم خافت آخر في عام 1181.

أصبح المستعر الأعظم التالي مرئيًا في نوفمبر 1572 ، ولأنه أكثر إشراقًا من كوكب الزهرة ، تم رصده بسرعة من قبل عدد من المراقبين ، بما في ذلك الشاب تايكو براهي (انظر المدارات والجاذبية). أظهرت قياساته الدقيقة للنجم على مدى عام ونصف أنه لم يكن مذنبًا أو شيئًا ما في الغلاف الجوي للأرض لأنه لم يتحرك بالنسبة للنجوم. لقد استنتج بشكل صحيح أنه يجب أن تكون ظاهرة تنتمي إلى عالم النجوم وليس النظام الشمسي. لا يزال من الممكن اكتشاف بقايا سوبر نوفا تايكو (كما يطلق عليها الآن) في العديد من نطاقات الطيف الكهرومغناطيسي المختلفة.

حتى لا يتم التفوق عليه ، اكتشف يوهانس كيبلر ، الوريث العلمي لتيخو براهي ، مستعر أعظم خاص به في عام 1604 ، والمعروف الآن باسم مستعر أعظم كيبلر ([رابط]). أخف من تايكو ، ومع ذلك ظل مرئيًا لمدة عام تقريبًا. كتب كبلر كتابًا عن ملاحظاته قرأه العديد ممن يهتمون بالسماء ، بما في ذلك جاليليو.

لم يتم رصد سوبر نوفا في مجرتنا على مدار الـ 300 عام الماضية. نظرًا لأن انفجار المستعر الأعظم المرئي هو حدث صدفة ، فلا توجد طريقة لتحديد متى قد يحدث الانفجار التالي. في جميع أنحاء العالم ، يراقب العشرات من علماء الفلك المحترفين والهواة بدقة النجوم "الجديدة" التي تظهر بين عشية وضحاها ، على أمل أن يكونوا أول من يكتشف النجم الضيف التالي في سمائنا ويصنع القليل من التاريخ بأنفسهم.

في أقصى سطوع لها ، يكون لمعان المستعرات الأعظمية الأكثر سطوعًا حوالي 10 مليارات ضعف لمعان الشمس. لفترة وجيزة ، قد يتفوق المستعر الأعظم على المجرة بأكملها التي يظهر فيها. بعد أقصى سطوع ، يتلاشى ضوء النجم ويختفي من الرؤية التلسكوبية في غضون بضعة أشهر أو سنوات. في وقت انفجارها ، تقوم المستعرات الأعظمية بإخراج المواد بسرعات نموذجية تبلغ 10000 كيلومتر في الثانية (وبسرعة ضعف ما لوحظ). تبلغ سرعة 20000 كيلومتر في الثانية حوالي 45 مليون ميل في الساعة ، وهو حقًا مؤشر على عنف كوني عظيم.

يتم تصنيف المستعرات الأعظمية وفقًا لظهور أطيافها ، ولكن في هذا الفصل ، سنركز على السببين الرئيسيين للمستعرات الأعظمية. يتم إشعال المستعرات الأعظمية من النوع Ia عندما يتم إلقاء الكثير من المواد على الأقزام البيضاء المتحللة (الشكل 2) ، وستتم مناقشة هذه المستعرات الأعظمية لاحقًا في هذا الفصل. في الوقت الحالي ، سنواصل قصتنا حول موت النجوم الضخمة ونركز على المستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، والتي يتم إنتاجها عندما ينهار قلب نجم ضخم.

سوبر نوفا 2014J.

الشكل 2. تم التقاط هذه الصورة للمستعر الأعظم 2014J ، الموجود في Messier 82 (M82) ، والمعروفة أيضًا باسم مجرة ​​السيجار ، بواسطة تلسكوب هابل الفضائي وتم تراكبها على صورة فسيفساء للمجرة تم التقاطها أيضًا مع هابل. يُشار إلى حدث المستعر الأعظم من خلال الصندوق والإطار الداخلي. نتج هذا الانفجار عن مستعر أعظم من النوع Ia ، والذي يُفترض أنه يتم تشغيله في أنظمة ثنائية تتكون من قزم أبيض ونجم آخر - ويمكن أن يكون قزمًا أبيض ثانيًا ، أو نجمًا مثل شمسنا ، أو نجمًا عملاقًا. سيتم مناقشة هذا النوع من المستعرات الأعظمية لاحقًا في هذا الفصل. على بعد حوالي 11.5 مليون سنة ضوئية من الأرض ، يعد هذا أقرب مستعر أعظم من النوع Ia تم اكتشافه في العقود القليلة الماضية. في الصورة ، يمكنك أن ترى أعمدة من الهيدروجين ضاربة إلى الحمرة قادمة من المنطقة الوسطى من المجرة ، حيث يولد عدد كبير من النجوم الفتية. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA و ESA و A. Goobar (جامعة ستوكهولم) وفريق Hubble Heritage (STScI / AURA))

سوبر نوفا 1987A

تأتي المعلومات الأكثر تفصيلاً لدينا حول ما يحدث عند حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني من حدث تمت ملاحظته في عام 1987. قبل فجر يوم 24 فبراير ، سحب إيان شيلتون ، عالم فلك كندي يعمل في مرصد في تشيلي ، لوحة فوتوغرافية من المطور. قبل ليلتين ، كان قد بدأ مسحًا لسحابة ماجلان الكبيرة ، وهي مجرة ​​صغيرة تعد واحدة من أقرب جيران مجرة ​​درب التبانة في الفضاء. Where he expected to see only faint stars, he saw a large bright spot. Concerned that his photograph was flawed, Shelton went outside to look at the Large Magellanic Cloud . . . and saw that a new object had indeed appeared in the sky (see Figure 3 ). He soon realized that he had discovered a supernova, one that could be seen with the unaided eye even though it was about 160,000 light-years away.

Hubble Space Telescope Image of SN 1987A.

الشكل 3. The supernova remnant with its inner and outer red rings of material is located in the Large Magellanic Cloud. This image is a composite of several images taken in 1994, 1996, and 1997—about a decade after supernova 1987A was first observed. (credit: modification of work by the Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA/ESA))

Now known as SN 1987A, since it was the first supernova discovered in 1987, this brilliant newcomer to the southern sky gave astronomers their first opportunity to study the death of a relatively nearby star with modern instruments. It was also the first time astronomers had observed a star قبل it became a supernova. The star that blew up had been included in earlier surveys of the Large Magellanic Cloud, and as a result, we know the star was a blue supergiant just before the explosion.

By combining theory and observations at many different wavelengths, astronomers have reconstructed the life story of the star that became SN 1987A. Formed about 10 million years ago, it originally had a mass of about 20 مشمس. For 90% of its life, it lived quietly on the main sequence, converting hydrogen into helium. At this time, its luminosity was about 60,000 times that of the Sun (إلشمس), and its spectral type was O. When the hydrogen in the center of the star was exhausted, the core contracted and ultimately became hot enough to fuse helium. By this time, the star was a red supergiant, emitting about 100,000 times more energy than the Sun. While in this stage, the star lost some of its mass.

This lost material has actually been detected by observations with the Hubble Space Telescope ( Figure 4 ). The gas driven out into space by the subsequent supernova explosion is currently colliding with the material the star left behind when it was a red giant. As the two collide, we see a glowing ring.

Ring around Supernova 1987A.

الشكل 4. These two images show a ring of gas expelled by a red giant star about 30,000 years before the star exploded and was observed as Supernova 1987A. The supernova, which has been artificially dimmed, is located at the center of the ring. The left-hand image was taken in 1997 and the right-hand image in 2003. Note that the number of bright spots has increased from 1 to more than 15 over this time interval. These spots occur where high-speed gas ejected by the supernova and moving at millions of miles per hour has reached the ring and blasted into it. The collision has heated the gas in the ring and caused it to glow more brightly. The fact that we see individual spots suggests that material ejected by the supernova is first hitting narrow, inward-projecting columns of gas in the clumpy ring. The hot spots are the first signs of a dramatic and violent collision between the new and old material that will continue over the next few years. By studying these bright spots, astronomers can determine the composition of the ring and hence learn about the nuclear processes that build heavy elements inside massive stars. (credit: modification of work by NASA, P. Challis, R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) and B. Sugerman (STScI))

Helium fusion lasted only about 1 million years. When the helium was exhausted at the center of the star, the core contracted again, the radius of the surface also decreased, and the star became a blue supergiant with a luminosity still about equal to 100,000 إلشمس. This is what it still looked like on the outside when, after brief periods of further fusion, it reached the iron crisis we discussed earlier and exploded.

Some key stages of evolution of the star that became SN 1987A, including the ones following helium exhaustion, are listed in Table . While we don’t expect you to remember these numbers, note the patterns in the table: each stage of evolution happens more quickly than the preceding one, the temperature and pressure in the core increase, and progressively heavier elements are the source of fusion energy. Once iron was created, the collapse began. It was a catastrophic collapse, lasting only a few tenths of a second the speed of infall in the outer portion of the iron core reached 70,000 kilometers per second, about one-fourth the speed of light.

Evolution of the Star That Exploded as SN 1987A
مرحلة Central Temperature (K) Central Density (g/cm 3 ) Time Spent in This Phase
Hydrogen fusion 40 × 10 6 5 8 × 10 6 years
Helium fusion 190 × 10 6 970 10 6 years
Carbon fusion 870 × 10 6 170,000 2000 years
Neon fusion 1.6 × 10 9 3.0 × 10 6 6 months
Oxygen fusion 2.0 × 10 9 5.6 × 10 6 1 year
Silicon fusion 3.3 × 10 9 4.3 × 10 7 أيام
Core collapse 200 × 10 9 2 × 10 14 Tenths of a second

In the meantime, as the core was experiencing its last catastrophe, the outer shells of neon, oxygen, carbon, helium, and hydrogen in the star did not yet know about the collapse. Information about the physical movement of different layers travels through a star at the speed of sound and cannot reach the surface in the few tenths of a second required for the core collapse to occur. Thus, the surface layers of our star hung briefly suspended, much like a cartoon character who dashes off the edge of a cliff and hangs momentarily in space before realizing that he is no longer held up by anything.

The collapse of the core continued until the densities rose to several times that of an atomic nucleus. The resistance to further collapse then became so great that the core rebounded. Infalling material ran into the “brick wall” of the rebounding core and was thrown outward with a great shock wave. Neutrinos poured out of the core, helping the shock wave blow the star apart. The shock reached the surface of the star a few hours later, and the star began to brighten into the supernova Ian Shelton observed in 1987.

The Synthesis of Heavy Elements

The variations in the brightness of SN 1987A in the days and months after its discovery, which are shown in Figure 5 , helped confirm our ideas about heavy element production. In a single day, the star soared in brightness by a factor of about 1000 and became just visible without a telescope. The star then continued to increase slowly in brightness until it was about the same apparent magnitude as the stars in the Little Dipper. Up until about day 40 after the outburst, the energy being radiated away was produced by the explosion itself. But then SN 1987A did not continue to fade away, as we might have expected the light from the explosion to do. Instead, SN 1987A remained bright as energy from newly created radioactive elements came into play.

Change in the Brightness of SN 1987A over Time.

الشكل 5. Note how the rate of decline of the supernova’s light slowed between days 40 and 500. During this time, the brightness was mainly due to the energy emitted by newly formed (and quickly decaying) radioactive elements. Remember that magnitudes are a backward measure of brightness: the larger the magnitude, the dimmer the object looks.

One of the elements formed in a supernova explosion is radioactive nickel, with an atomic mass of 56 (that is, the total number of protons plus neutrons in its nucleus is 56). Nickel-56 is unstable and changes spontaneously (with a half-life of about 6 days) to cobalt-56. (Recall that a half-life is the time it takes for half the nuclei in a sample to undergo radioactive decay .) Cobalt-56 in turn decays with a half-life of about 77 days to iron-56, which is stable. Energetic gamma rays are emitted when these radioactive nuclei decay. Those gamma rays then serve as a new source of energy for the expanding layers of the supernova. The gamma rays are absorbed in the overlying gas and re-emitted at visible wavelengths, keeping the remains of the star bright.

As you can see in Figure 5 , astronomers did observe brightening due to radioactive nuclei in the first few months following the supernova’s outburst and then saw the extra light die away as more and more of the radioactive nuclei decayed to stable iron. The gamma-ray heating was responsible for virtually all of the radiation detected from SN 1987A after day 40. Some gamma rays also escaped directly without being absorbed. These were detected by Earth-orbiting telescopes at the wavelengths expected for the decay of radioactive nickel and cobalt, clearly confirming our understanding that new elements were indeed formed in the crucible of the supernova.

Neutrinos from SN 1987A

If there had been any human observers in the Large Magellanic Cloud about 160,000 years ago, the explosion we call SN 1987A would have been a brilliant spectacle in their skies. Yet we know that less than 1/10 of 1% of the energy of the explosion appeared as visible light. About 1% of the energy was required to destroy the star, and the rest was carried away by neutrino s. The overall energy in these neutrinos was truly astounding. In the initial second of the event, as we noted earlier in our general discussion of supernovae, their total luminosity exceeded the luminosity of all the stars in over a billion galaxies. And the supernova generated this energy in a volume less than 50 kilometers in diameter! Supernovae are one of the most violent events in the universe, and their ضوء turns out to be only the tip of the iceberg in revealing how much energy they produce.

In 1987, the neutrinos from SN 1987A were detected by two instruments—which might be called “neutrino telescopes”—almost a full day before Shelton’s observations. (This is because the neutrinos get out of the exploding star more easily than light does, and also because you don’t need to wait until nightfall to catch a “glimpse” of them.) Both neutrino telescopes, one in a deep mine in Japan and the other under Lake Erie, consist of several thousand tons of purified water surrounded by several hundred light-sensitive detectors. Incoming neutrinos interact with the water to produce positrons and electrons, which move rapidly through the water and emit deep blue light.

Altogether, 19 neutrinos were detected. Since the neutrino telescopes were in the Northern Hemisphere and the supernova occurred in the Southern Hemisphere, the detected neutrinos had already passed through Earth and were on their way back out into space when they were captured.

Only a few neutrinos were detected because the probability that they will interact with ordinary matter is very, very low. It is estimated that the supernova actually released 10 58 neutrinos. A tiny fraction of these, about 30 billion, eventually passed through each square centimeter of Earth’s surface. About a million people actually experienced a neutrino interaction within their bodies as a result of the supernova. This interaction happened to only a single nucleus in each person and thus had absolutely no biological effect it went completely unnoticed by everyone concerned.

Since the neutrinos come directly from the heart of the supernova, their energies provided a measure of the temperature of the core as the star was exploding. The central temperature was about 200 billion K, a stunning figure to which no earthly analog can bring much meaning. With neutrino telescopes, we are peering into the final moment in the life stories of massive stars and observing conditions beyond all human experience. Yet we are also seeing the unmistakable hints of our own origins.

المفاهيم الأساسية والملخص

A supernova occurs on average once every 25 to 100 years in the Milky Way Galaxy. Despite the odds, no supernova in our Galaxy has been observed from Earth since the invention of the telescope. However, one nearby supernova (SN 1987A) has been observed in a neighboring galaxy, the Large Magellanic Cloud. The star that evolved to become SN 1987A began its life as a blue supergiant, evolved to become a red supergiant, and returned to being a blue supergiant at the time it exploded. Studies of SN 1987A have detected neutrinos from the core collapse and confirmed theoretical calculations of what happens during such explosions, including the formation of elements beyond iron. Supernovae are a main source of high-energy cosmic rays and can be dangerous for any living organisms in nearby star systems.


Neutrinos from SN 1987A

If there had been any human observers in the Large Magellanic Cloud about 160,000 years ago, the explosion we call SN 1987A would have been a brilliant spectacle in their skies. Yet we know that less than 1/10 of 1% of the energy of the explosion appeared as visible light. About 1% of the energy was required to destroy the star, and the rest was carried away by neutrino s. The overall energy in these neutrinos was truly astounding. In the initial second of the event, as we noted earlier in our general discussion of supernovae, their total luminosity exceeded the luminosity of all the stars in over a billion galaxies. And the supernova generated this energy in a volume less than 50 kilometers in diameter! Supernovae are one of the most violent events in the universe, and their ضوء turns out to be only the tip of the iceberg in revealing how much energy they produce.

In 1987, the neutrinos from SN 1987A were detected by two instruments—which might be called “neutrino telescopes”—almost a full day before Shelton’s observations. (This is because the neutrinos get out of the exploding star more easily than light does, and also because you don’t need to wait until nightfall to catch a “glimpse” of them.) Both neutrino telescopes, one in a deep mine in Japan and the other under Lake Erie, consist of several thousand tons of purified water surrounded by several hundred light-sensitive detectors. Incoming neutrinos interact with the water to produce positrons and electrons, which move rapidly through the water and emit deep blue light.

Altogether, 19 neutrinos were detected. Since the neutrino telescopes were in the Northern Hemisphere and the supernova occurred in the Southern Hemisphere, the detected neutrinos had already passed through Earth and were on their way back out into space when they were captured.

Only a few neutrinos were detected because the probability that they will interact with ordinary matter is very, very low. It is estimated that the supernova actually released 10 58 neutrinos. A tiny fraction of these, about 30 billion, eventually passed through each square centimeter of Earth’s surface. About a million people actually experienced a neutrino interaction within their bodies as a result of the supernova. This interaction happened to only a single nucleus in each person and thus had absolutely no biological effect it went completely unnoticed by everyone concerned.

Since the neutrinos come directly from the heart of the supernova, their energies provided a measure of the temperature of the core as the star was exploding. The central temperature was about 200 billion K, a stunning figure to which no earthly analog can bring much meaning. With neutrino telescopes, we are peering into the final moment in the life stories of massive stars and observing conditions beyond all human experience. Yet we are also seeing the unmistakable hints of our own origins.


Neutrinos from SN 1987A

If there had been any human observers in the Large Magellanic Cloud about 160,000 years ago, the explosion we call SN 1987A would have been a brilliant spectacle in their skies. Yet we know that less than 1/10 of 1% of the energy of the explosion appeared as visible light. About 1% of the energy was required to destroy the star, and the rest was carried away by neutrinoس. The overall energy in these neutrinos was truly astounding. In the initial second of the event, as we noted earlier in our general discussion of supernovae, their total luminosity exceeded the luminosity of all the stars in over a billion galaxies. And the supernova generated this energy in a volume less than 50 kilometers in diameter! Supernovae are one of the most violent events in the universe, and their ضوء turns out to be only the tip of the iceberg in revealing how much energy they produce.

In 1987, the neutrinos from SN 1987A were detected by two instruments—which might be called “neutrino telescopes”—almost a full day before Shelton’s observations. (This is because the neutrinos get out of the exploding star more easily than light does, and also because you don’t need to wait until nightfall to catch a “glimpse” of them.) Both neutrino telescopes, one in a deep mine in Japan and the other under Lake Erie, consist of several thousand tons of purified water surrounded by several hundred light-sensitive detectors. Incoming neutrinos interact with the water to produce positrons and electrons, which move rapidly through the water and emit deep blue light.

Altogether, 19 neutrinos were detected. Since the neutrino telescopes were in the Northern Hemisphere and the supernova occurred in the Southern Hemisphere, the detected neutrinos had already passed through Earth and were on their way back out into space when they were captured.

Only a few neutrinos were detected because the probability that they will interact with ordinary matter is very, very low. It is estimated that the supernova actually released 10 58 neutrinos. A tiny fraction of these, about 30 billion, eventually passed through each square centimeter of Earth’s surface. About a million people actually experienced a neutrino interaction within their bodies as a result of the supernova. This interaction happened to only a single nucleus in each person and thus had absolutely no biological effect it went completely unnoticed by everyone concerned.

Since the neutrinos come directly from the heart of the supernova, their energies provided a measure of the temperature of the core as the star was exploding. The central temperature was about 200 billion K, a stunning figure to which no earthly analog can bring much meaning. With neutrino telescopes, we are peering into the final moment in the life stories of massive stars and observing conditions beyond all human experience. Yet we are also seeing the unmistakable hints of our own origins.

Key concepts and summary

A supernova occurs on average once every 25 to 100 years in the Milky Way Galaxy. Despite the odds, no supernova in our Galaxy has been observed from Earth since the invention of the telescope. However, one nearby supernova (SN 1987A) has been observed in a neighboring galaxy, the Large Magellanic Cloud. The star that evolved to become SN 1987A began its life as a blue supergiant, evolved to become a red supergiant, and returned to being a blue supergiant at the time it exploded. Studies of SN 1987A have detected neutrinos from the core collapse and confirmed theoretical calculations of what happens during such explosions, including the formation of elements beyond iron. Supernovae are a main source of high-energy cosmic rays and can be dangerous for any living organisms in nearby star systems.


FIRE and Ice

Yu studied six simulated Milky Way-like galaxies produced by the so-called “Latte Suite,” a subset of the Feedback in Realistic Environments 2 simulation. FIRE-2 reproduces the growth and evolution of galaxies in unprecedented detail, accounting for feedback effects such as the wind blowing off newborn stars and the torrents of gas blasted away from supernovae.

Tracking the six galaxies, the researchers traced individual stars back in time, finding that between 5% and 40% of the halo stars originated in gas flung out of the galaxy’s center. Galaxy-scale outflows, arising in rounds of supernova explosions, were compressed into stars on their way out to the galaxy’s periphery.

Star-forming outflows are obvious in the visualizations: In one of the simulated galaxies, a dense gas cloud that was originally rotating as part of the disk was, over 40 million years, swept up in an outflow and started forming new, blue stars as it went.

In a visualization of an outflow event captured by the FIRE-2 simulation, the left frame above shows starlight (young stars are blue brown shows where dust blocks the light), while the right frame above shows ionized gas.


New evidence of how and when the Milky Way came together

Using relatively new methods in astronomy, the researchers were able to identify the most precise ages currently possible for a sample of about a hundred red giant stars in the galaxy.

An artist’s impression of the thick disc in the middle of the Milky Way. Image credit: ESO/NASA/JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt, CC BY 4.0

With this and other data, the researchers were able to show what was happening when the Milky Way merged with an orbiting satellite galaxy, known as Gaia-Enceladus, about 10 billion years ago.

Their results were published in the journal علم الفلك الطبيعي.

“Our evidence suggests that when the merger occurred, the Milky Way had already formed a large population of its own stars,” said Fiorenzo Vincenzo, co-author of the study and a fellow in The Ohio State University’s Center for Cosmology and Astroparticle Physics.

Many of those “homemade” stars ended up in the thick disc in the middle of the galaxy, while most that were captured from Gaia-Enceladus are in the outer halo of the galaxy.

“The merging event with Gaia-Enceladus is thought to be one of the most important in the Milky Way’s history, shaping how we observe it today,” said Josefina Montalban, with the School of Physics and Astronomy at the University of Birmingham in the U.K., who led the project.

By calculating the age of the stars, the researchers were able to determine, for the first time, that the stars captured from Gaia-Enceladus have similar or slightly younger ages compared to the majority of stars that were born inside the Milky Way.

A violent merger between two galaxies can’t help but shake things up, Vincenzo said. Results showed that the merger changed the orbits of the stars already in the galaxy, making them more eccentric.

Vincenzo compared the stars’ movements to a dance, where the stars from the former Gaia-Enceladus move differently than those born within the Milky Way. The stars even “dress” differently, Vincenzo said, with stars from outside showing different chemical compositions from those born inside the Milky Way.

The researchers used several different approaches and data sources to conduct their study.

One way the researchers were able to get such precise ages of the stars was through the use of asteroseismology, a relatively new field that probes the internal structure of stars.

Asteroseismologists study oscillations in stars, which are sound waves that ripple through their interiors, said Mathieu Vrard, a postdoctoral research associate in Ohio State’s Department of Astronomy.

“That allows us to get very precise ages for the stars, which are important in determining the chronology of when events happened in the early Milky Way,” Vrard said.

The study also used a spectroscopic survey, called APOGEE, which provides the chemical composition of stars – another aid in determining their ages.

“We have shown the great potential of asteroseismology, in combination with spectroscopy, to age-date individual stars,” Montalban said.

This study is just the first step, according to the researchers.

“We now intend to apply this approach to larger samples of stars, and to include even more subtle features of the frequency spectra,” Vincenzo said.

“This will eventually lead to a much sharper view of the Milky Way’s assembly history and evolution, creating a timeline of how our galaxy developed.”


The next-generation liquid-scintillator neutrino observatory LENA

Michael Wurm , . Jürgen Winter , in Astroparticle Physics , 2012

4.1.1 Basic picture

Core-collapse SNe are the spectacular outcome of the violent deaths of massive stars, including the spectral types II, Ib and Ic [58,59] . The early universe aside, it is only here that neutrinos do not stream freely in spite of their weak interactions and actually dominate the dynamics and energetics. The basic picture of core collapse is supported by the neutrino observation from SN 1987A [60–65] . This historical measurement and the early solar neutrino observations remain the only astrophysical sources detected in neutrinos. A high-statistics neutrino observation of stellar core collapse is at the frontier of low-energy neutrino astronomy, providing an unprecedented wealth of astrophysical and particle-physics information [66–70] .

A core collapse anywhere in the Milky Way and its satellites (such as the Magellanic Clouds) provides a detailed neutrino light curve and spectrum. The distance distribution is rather broad with an average of around 10 kpc [71] . At this distance, a SN produces around 10 4 events in LENA from the dominant inverse beta decay reaction ν ¯ e + p → n + e + . Many existing and near-future detectors will pick up tens to hundreds of events [72,73] , whereas statistics comparable to LENA is provided only by Super–Kamiokande. Moreover, the high-energy neutrino telescope IceCube at the South Pole will register roughly 10 6 uncorrelated Cherenkov photons in excess of background, providing superior sensitivity to fast signal variations that are suggested by recent multi-dimensional simulations [74–76] .

Galactic SNe occur a few times per century as implied by SN statistics of external galaxies [77–79] , the historical record [80,81] , and the galactic abundance of the unstable isotope 26 Al measured with the INTEGRAL gamma-ray observatory [82] . The low-energy neutrino sky has been systematically watched since 30 June 1980 when the Baksan Scintillator Telescope took up operation. Only SN 1987A was detected in over thirty years, beginning to provide non-trivial constraints on hypothetical “invisible” core-collapse phenomena [83] . Still, the neutrinos from about a thousand galactic SNe are on their way and observing one of them is a once-in-a-lifetime opportunity.

Readiness for a galactic SN burst is an essential detector capability. Reaching Andromeda (M31) and Triangulum (M33) at 750 kpc, the next large galaxies in the local group, requires megaton-class detectors for tens of events. Multi-megaton detectors would detect a few neutrinos from SNe out to a few Mpc [84] . One could systematically build up an average SN neutrino spectrum, but such a project is for the more distant future. On a shorter term, another realistic opportunity to detect SN neutrinos is the diffuse SN neutrino background (DSNB) from all past SNe (Section 4.2 ).

LENA has about twice the signal statistics of the Super–Kamiokande water Cherenkov detector. More importantly, it has superior energy resolution, a lower threshold, and distinguishes inverse beta decay from other channels by recognizing the final-state neutrons. (Dissolved gadolinium in water Cherenkov detectors [85] , currently studied in the EGADS project at Super–Kamiokande [86] , will also provide neutron tagging.) LENA’s excellent energy resolution is a huge advantage for recognizing Earth effects in SN neutrino flavor oscillations (Section 4.1.6 ). Moreover, LENA is complementary to water Cherenkov detectors by including 12 C as a target nucleus and by sensitivity to elastic scattering on free protons [87] .

An increased neutron rate in LENA can signify neutrino emission by thermal processes in the progenitor during its last weeks of pre-SN evolution [88] . While this effect requires the star to be close, the red supergiant Betelgeuse at about 200 pc [89] is a possible candidate. The neutrino burst after collapse would trigger about 10 7 events in LENA. The data acquisition system must be able to handle such a case without being blinded by neutrinos.


The Loneliest Stars in the Galaxy

Certain stars have a history distinct from all the others around them.

We are made of star stuff, as Carl Sagan told us. The first stars ignited billions of years ago, out of the cold, primordial gas in the dark universe. The stars blazed until they exploded in bursts powerful enough to forge heavy chemical elements. The process repeated itself, over and over, all across space. The new elements found their way into other stars, and then planets, and, eventually, life.

It’s a remarkable cosmic tale, with a recent twist. Some of the stardust has managed to become sentient, work out its own history, and use that knowledge to better understand the stars.

Astronomers know stars so well, in fact, that they can tell when one doesn’t belong—when it’s migrated to our galaxy from a completely different one.

Today astronomers study the chemical compositions of stars near and far, from our own sun to the most distant points of light. They do it with the help of spectroscopy, a technique that is much cooler than its clinical name suggests. Astronomers take starlight, absorbed and collected by telescopes, and break it down into its constituent lines, same as a prism of glass stretches light into the colors of the rainbow. These lines correspond to different elements, from the light kind, such as hydrogen and helium, to the heavy stuff, such as gold and platinum.

Some stars have a signature that’s entirely distinct from their neighbors’, and there are a few of them in our very own galaxy, including one identified recently by a group of scientists based in Japan and another by an international team. The chemical compositions of these stars, their ratios of one element to another—those markers make them unlike any other star in the Milky Way, which is home to some tens of billions.

The stars in the Milky Way have similar chemical makeups because they emerged from the same clouds of gas, infused over time with a range of elements from the stellar explosions we call supernovae. “Stars are formed from gas, and whatever spilled into the gas prior to the formation ends up being in the star,” says Anna Frebel, an astronomer at MIT who has detected and studied one of these rogue stars. “It’s like genes that are being passed on.”

The chemical signatures of the interlopers suggest that they originated in environments without too many stellar explosions. For astronomers, this is a clear indication that the stars flickered on somewhere else.

How does this happen? The Milky Way, like many galaxies, is surrounded by other, smaller galaxies. “Just like the Earth has satellites, artificial and natural—man-made satellites and the moon—our galaxy also has satellites,” says Marion Dierickx, a postdoctoral fellow at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. “These occasionally fall in.”

The Milky Way has little trouble absorbing these galaxies and their contents when gravitational forces draw them near. “Our galaxy was built up over time as smaller galaxies collided and merged with each other,” says Douglas Boubert, a junior research fellow at Magdalen College at Oxford. “The oldest stars we see flying round the Milky Way today were all born in precursor galaxies.”

When galaxies merge, stars are jostled and settle into new orbits. So do planets and moons. The process is so slow, unfolding over millions of years, that any inhabitants of these planets, if they could fathom such things, wouldn’t know about the cosmic merger until millions of years after it happened. “We always think things are static in the cosmos, but they really are not,” Frebel says.

Astronomers have used spectroscopy to detect rogue stars in the satellite galaxies around our own. In 2011, they discovered that the composition of more than 5 percent of the stars inside the Large Magellanic Cloud didn’t match that of its other stellar residents. Those rogues resembled stars in the Small Magellanic Cloud, a nearby galaxy, instead. At some point, the larger cloud had stolen them away.

Astronomers say many more stars of this nature are in the Milky Way, but they are tricky to find. They orbit at the very edges of the galaxy by the time their light reaches telescopes on Earth, it’s incredibly faint. “You can’t mount, at this point with our technology, a systematic campaign to identify these,” Dierickx says. “You find one candidate, you do thorough follow-up observations, and you come up with a detailed characterization—doing this kind of study for many stars would take a very long time.”

Dierickx recommends looking at these stars as a reminder of the Milky Way’s place in the cosmos. Vast expanses of space separate our galaxy from everything else, but the distances are not as insurmountable as they seem.

“That might be interesting, to the average layperson, to not think of our galaxy as living in splendid isolation in dark, empty space, but thinking of this richer picture with dozens of galaxies, satellites flying around in all directions and falling in every once in a while,” she says. “They really have contributed to building our Milky Way as we know it.”


شاهد الفيديو: وثائقي داخل مجرة درب التبانة (كانون الثاني 2023).