الفلك

لماذا توجد فجوة في هذه الصورة لاكتشافات المستعرات الأعظمية؟

لماذا توجد فجوة في هذه الصورة لاكتشافات المستعرات الأعظمية؟


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.

لقد صادفت هذه الصورة المتحركة التي تعرض اكتشافات المستعر الأعظم من أواخر القرن التاسع عشر حتى عام 2010. وإليك بيانات عام 2010:

لاحظ أن هناك منطقة بارزة على شكل حرف U مقلوب يوجد بها عدد قليل من نقاط الكشف ، والتي أرفقتها بشكل فوضوي:

لماذا هذا؟ هل هي قطعة أثرية من كواشف بسيطة لا تراقب ذلك الجزء من السماء ، أم أن هناك سببًا فلكيًا كامنًا؟


نظام الإحداثيات في هذه الصورة هو RA و Dec. إنه نظام إحداثيات يستخدم خط استواء الأرض (المسقط على السماء) باعتباره خط الوسط.

U المقلوبة هي درب التبانة. مجرة درب التبانة مليئة بالغبار والغازات ، وتحجب رؤيتنا للمجرات (والمستعرات الأعظمية) خلفها. يوجد ما يكفي من الغبار في مستوى المجرة لحجب رؤيتنا في هذا الاتجاه. على سبيل المثال ، المجرة IC 342 هي واحدة من أقرب المجرات ، وستكون لامعة إذا لم تكن قريبة من مستوى المجرة. قد تكون هناك مجرات أخرى مخفية تمامًا.

لا يقتصر حجم مجرتنا على إخفاء المستعر الأعظم الموجود في المجرات الأخرى فحسب ، بل إنه يخفي أيضًا معظم المستعرات الأعظمية التي تحدث في مجرة ​​درب التبانة


القفز على الفجوة لاكتشاف الثقوب السوداء الكبيرة

تتنبأ النظرية بأن كواشف الموجات الثقالية يجب أن تكون قادرة على رصد مجموعة من الثقوب السوداء الضخمة. تستكشف دراسة جديدة ما سنتعلمه من هذه الأشياء الغامضة ومتى يمكننا أن نأمل في العثور عليها.

الحجم المفضل

نسخة حديثة من "المقبرة النجمية" سريعة التوسع ، مؤامرة تُظهر كتل المكونات المختلفة لعمليات الاندماج الثنائية المدمجة المرصودة. اضغط للتكبير. [LIGO-Virgo / Northwestern U./Frank Elavsky & amp Aaron Geller]

اكتشفت كواشف موجات الجاذبية LIGO / Virgo إشارات من عشرات من ثنائيات الثقوب السوداء التي تكمل حلزونات الموت النهائية وتندمج. حتى الآن ، سقطت هذه الثقوب السوداء الأولية المرصودة بشكل أساسي في نطاق كتلة أدناه

45 كتلة شمسية ، مما يشير إلى انخفاض حاد في عدد سكان الثقوب السوداء الثنائية فوق هذه الكتلة.

انطباع الفنان عن مستعر أعظم. النجوم السلفية ذات الكتلة المعينة عرضة للمستعرات الأعظمية غير المستقرة ، مما يمنع تكوين الثقب الأسود. [ESO / M. كورنميسر]

تجنب نهاية غير مستقرة

لماذا ندرة الثقوب السوداء الثقيلة؟ المنظرون لديهم تفسير: فجوة كتلة المستعر الأعظم الزوجي. بناءً على فهمنا للتطور النجمي ، يجب ألا تكون الثقوب السوداء في نطاق كتلة معين - حوالي 50-120 كتلة شمسية - قادرة على التكون. تنشأ هذه الفجوة في الكتلة لأن النجوم السلفية اللازمة لإنتاج ثقوب سوداء بهذا الحجم من المتوقع أن تخضع لعملية هاربة ، وتنفجر في النهاية على شكل مستعرات أعظمية عنيفة تمنع تشكل الثقوب السوداء المتبقية.

تكوين الثقوب السوداء في الاعلى

120 كتلة شمسية ، ومع ذلك ، لا يزال من الممكن أن تظل ممكنة - لذلك نتوقع وجود عدد هائل من الثقوب السوداء البعيدة الجانب من فجوة الكتلة في مجرتنا وخارجها. في دراسة جديدة ، قام عالما جامعة شيكاغو خوسيه ماريا إيزكوياغا ودانييل هولز بالتعمق في هذا التوقع.

مطاردة على الجانب البعيد

يستخدم Ezquiaga و Holz إحصاءات الاكتشافات الثنائية السابقة للثقب الأسود والتنبؤ بإمكانيات أجهزة الكشف عن موجات الجاذبية الحالية والمستقبلية لتقدير ما يخبئه لنا من حيث الثقوب السوداء بعيدة الجانب.

أولاً ، يوضح المؤلفون أن هذه الأوزان الثقيلة ستكون المصادر الضخمة التي يمكن اكتشافها بواسطة LIGO / Virgo ، وإذا كانت موجودة - يجب أن نكون قادرين على اكتشاف العشرات منهم أثناء تشغيل LIGO / Virgo التاليين للمراقبة (O4 و O5) .

العدد الأقصى المقدر لعمليات اندماج الثقوب السوداء والثنائية المكتشفة سنويًا للعديد من أجهزة الكشف عن موجات الجاذبية الأرضية الحالية والقادمة ، وفي غضون 4 سنوات بالنسبة لـ LISA. [مقتبس من Ezquiaga & amp Holz 2021]

أخيرًا ، أظهر Ezquiaga و Holz أن ملاحظات الثنائيات بعيدة الجانب باستخدام LISA و LIGO / Virgo وتلسكوب أينشتاين (كاشف من الجيل التالي) ستوفر مقياسًا مستقلاً لتمدد الكون عند الانزياحات الحمراء المختلفة: ض

0.4 و 0.8 و 1.5 على التوالي. من خلال استغلال الحافة العلوية لفجوة الكتلة ، يمكن للثقوب السوداء البعيدة أن تكون بمثابة صفارات إنذار قياسية وتمكين علم الكونيات الدقيق.

سيتم العثور عليها قريبا؟

إذن ما هي النتيجة؟ النظرة المستقبلية جيدة للثقوب السوداء البعيدة!

في حالة وجود هذه الشركات ذات الوزن الثقيل ، يجب أن نكتشفها في غضون العامين المقبلين وسيكون بمقدورهم تزويدنا بمعلومات قيمة حول مجموعة متنوعة من الأسئلة العلمية. اذا نحن لا تفعل راقب أيًا منها خلال هذا الإطار الزمني ، والتي توفر أيضًا بيانًا قويًا حول تكوين الثقب الأسود ، مما يتطلب نظريات جديدة لشرح الندرة.

الاقتباس

"القفز على الفجوة: البحث عن أكبر ثقوب سوداء في ليجو # 8217" ، خوسيه ماريا إيزكياغا ودانييل إي هولز 2021 ApJL 909 L23. دوى: 10.3847 / 2041-8213 / abe638


هذا هو السبب في أن "علم الفلك متعدد الرسائل" هو مستقبل الفيزياء الفلكية

بقايا المستعر الأعظم 1987a ، الموجود في سحابة ماجلان الكبيرة على بعد حوالي 165000 سنة ضوئية. . [+] عندما تصل إلى ذروة سطوعها ، سيكون المستعر الأعظم من النوع الثاني (انهيار النواة) أكثر سطوعًا بمرتين من سطوع المستعر الأعظم من النوع Ia على الإطلاق ، وسوف ينبعث منه كل من النيوترينوات والضوء في وقت واحد ، ولكن هذا يتفاعل بشكل مختلف مع بيئته ومن ثم نصل في أوقات مختلفة.

Noel Carboni و ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator

في 24 فبراير 1987 ، شوهدت إشارة مذهلة بشكل لم يسبق له مثيل. من على بعد 165000 سنة ضوئية ، وصلت الإشارات الأولى من نجم دمر مؤخرًا - مستعر أعظم انهار - إلى الأرض. لقد شهد البشر من قبل المستعرات الأعظمية ، سواء داخل مجرة ​​درب التبانة أو في مجرات خارج مجرتنا ، لكن هذا كان مميزًا. لم يأتِ التلميح الأول لوصوله على شكل ضوء ، بل جاء في إشارة لم تُقاس من قبل: في شكل نيوترينوات.

لم يصل الضوء إلا بعد ساعات ، وهو ما يقابل الوقت الإضافي الذي استغرقته موجة الصدمة التي تحدث في داخل النجم لتصل إلى السطح. في حين يتفاعل الضوء مع المادة المكونة للنجم السلف ، فإن النيوترينوات تمر عبره ببساطة ، مما يمنحها بداية قوية. لأول مرة ، أدى حدث فلكي خارج نظامنا الشمسي إلى إصدار كلاً من الضوء والجسيمات التي لوحظت على الأرض. ولد عصر Multi-Messenger علم الفلك. على الرغم من أنه لا يزال مصطلحًا مألوفًا لعدد قليل من غير الفلكيين ، إلا أنه حقًا هو مستقبل دراسة الكون.

أحداث نيوترينو متعددة ، أعيد بناؤها من كاشفات نيوترينو منفصلة. في عام 1987 ، ثلاثة مستقلين. [+] أجهزة الكشف التي كانت حساسة للنيوترينوات النشطة ومضادات النيترينو اكتشفت ما مجموعه 25 جسيمًا في انفجار واحد يمتد على مدى 13 ثانية. بعد ساعات قليلة ، وصل الضوء أيضًا.

تعاون Super Kamiokande / Tomasz Barszczak

في الأصل ، كان علم الفلك محصورًا في نظام ضيق للغاية: الإشارات الوحيدة التي كنا قادرين على استقبالها كانت في شكل ضوء مرئي. نظرًا لأن هذا ما تكيفت أعيننا على رؤيته ، كانت تلك هي الأدوات التي لدينا تحت تصرفنا لفحص الكون. لآلاف السنين ، نظرت عيون الإنسان إلى الشمس والقمر والكواكب والنجوم والسدم الضبابية البعيدة التي نعرف الآن أنها مجرات لأنها هاجرت ببطء ولكن بثبات عبر السماء.

حتى بعد اختراع التلسكوب ، كان علم الفلك لا يزال محصوراً فيما يمكننا إدراكه في الضوء المرئي. كان كل ما فعله التلسكوب ، في الأساس ، هو تعزيز قدرتنا على جمع الضوء باستخدام المرايا و / أو العدسات لزيادة مساحة تجميع الضوء إلى ما هو أبعد من حدود الحدقة الأكثر اتساعًا. بدلاً من آلاف النجوم ، ستكشف هذه الأدوات عن مئات الآلاف والملايين ، وفي النهاية المليارات منهم.

خريطة لكثافة النجوم في مجرة ​​درب التبانة والسماء المحيطة بها ، تُظهر بوضوح مجرة ​​درب التبانة ، الكبيرة. [+] وغيوم ماجلان الصغيرة (أكبر مجرتين تابعتين لنا) ، وإذا نظرت عن كثب ، فإن NGC 104 على يسار SMC و NGC 6205 أعلى وإلى يسار نواة المجرة قليلاً و NGC 7078 أدناه قليلاً. في الضوء المرئي ، يتم الكشف فقط عن ضوء النجوم ووجود الغبار الذي يحجب الضوء ، لكن الأطوال الموجية الأخرى لديها القدرة على الكشف عن هياكل رائعة وغنية بالمعلومات تتجاوز بكثير ما يمكن للجزء البصري من الطيف.

في وقت مبكر ، كان يبدو أن أكثر الأشياء سطوعًا فقط لها سمات لونية ، بينما كانت الأجسام الأخرى بعيدة جدًا لدرجة أن الإشارات أحادية اللون فقط كانت محسوسة. عندما أصبحت تقنيات التصوير الفوتوغرافي متاحة وتم تطبيقها على علم الفلك ، أصبح من الممكن وضع مرشح لوني فوق التلسكوب ، ليسجل سوى ضوء بطول موجي معين.

عندما تم أخذ عينات من أطوال موجية مختلفة إما في وقت واحد أو في تتابع سريع ، يمكن دمج البيانات التي تم جمعها لتشكيل صورة ملونة واحدة. تم تطبيق هذه التقنية في الأصل على الصور الأرضية ، ولكن تم توسيعها لتشمل علم الفلك في وقت قصير ، مما مكن العلماء من إنتاج صور ملونة للأجسام في سماء الليل. حتى اليوم ، فإن مجال التصوير الفلكي لا يتمتع به المحترفون فحسب ، بل عشرات الآلاف من الهواة والهواة من جميع أنحاء العالم.

من خلال التقاط ثلاث صور مختلفة لنفس الشيء الذي يجمع البيانات في ثلاث صور مختلفة. [+] يمكن تخصيص الأطوال الموجية والألوان (مثل الأحمر والأخضر والأزرق) وإضافتها معًا ، لإنتاج صورة تبدو واقعية ولون حقيقي لأعيننا. لا يستخدم علماء الفلك هذه التقنية فحسب ، بل قاموا بتوسيعها إلى ما وراء حدود أعيننا من خلال تطبيق علم فلك متعدد الأطوال الموجية.

ومع ذلك ، فإن هذا التقدم استفاد فقط من أصغر جزء من الطيف الكهرومغناطيسي: الضوء المرئي. في الواقع ، هناك العديد من أشكال الضوء التي هي أعلى في الطاقة (وأقصر في الطول الموجي) وكذلك أقل في الطاقة (مع أطوال موجية أطول) يمكن إدراكها وقياسها بواسطة النوع الصحيح من التلسكوب.

اليوم ، نستفيد من جميع أشكال الضوء المختلفة الموجودة لدراسة الكائنات الموجودة في الكون.

  • تكشف أشعة جاما والأشعة السينية عن أجسام عالية الطاقة مثل النجوم النابضة والثقوب السوداء وأحداث "الانفجار" العابرة ،
  • الأشعة فوق البنفسجية والمرئية والأشعة تحت الحمراء القريبة تكشف عن النجوم والمواد المكونة للنجوم ،
  • يظهر ضوء الأشعة تحت الحمراء المتوسطة والأشعة تحت الحمراء البعيدة وجود غاز وغبار أكثر برودة ،
  • بينما يكشف ضوء الموجات الدقيقة والراديو عن نفاثات من الجسيمات ، وانبعاثات خلفية منتشرة ، وتفاصيل في أقراص الكواكب الأولية الفردية.

عندما ننظر إلى كائن في طول موجي مختلف للضوء ، لدينا القدرة على الكشف عن فئة جديدة تمامًا من المعلومات حوله.

يُظهر هذا المنظر متعدد الأطوال الموجية لمجرة المرأة المسلسلة القريبة ما تم الكشف عنه في الراديو والأشعة تحت الحمراء. [+] الضوء المرئي والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. يمكن تمييز الغاز والغبار والنجوم والبقايا النجمية التي تبعث الضوء في طاقات مختلفة وفي درجات حرارة مختلفة ، اعتمادًا على الطول الموجي الذي يتم اختياره.

فريق مهمة بلانك ESA / NASA

على الرغم من أن لدينا أسماء مختلفة لهذه الأنواع المختلفة من المراقبة الفلكية - بعض ما نلاحظه هو أشعة (أشعة جاما والأشعة السينية) ، وبعضها ضوء (فوق بنفسجي ومرئي) ، وبعضها إشعاع (الأشعة تحت الحمراء) وبعضها موجات (راديو) - كلهم ​​ما زالوا خفيفين. من وجهة نظر فيزيائية ، نحن نجمع الشيء نفسه: الفوتونات ، أو كمية الضوء. نحن فقط ننظر إلى الضوء بخصائص مختلفة عندما نقوم بأي من هذه الأنواع من علم الفلك.

بعبارة أخرى ، فإن القيام بعلم الفلك من خلال جمع الضوء من أي نوع ينطوي دائمًا على نفس نوع الرسول: نفس النوع من ناقلات المعلومات. ومع ذلك ، هناك أشكال أخرى من علم الفلك أيضًا ، لأن الأجسام الموجودة في الكون لا تصدر الضوء فقط. نظرًا لخضوعهم لجميع العمليات الفيزيائية الفلكية المختلفة التي يسمح بها الكون ، يمكنهم إرسال مجموعة متنوعة من فئات الإشارات ، بما في ذلك من رسل مختلفين جوهريًا.

تضرب الأشعة الكونية ، وهي جسيمات فائقة الطاقة تنشأ من جميع أنحاء الكون. [+] البروتونات في الغلاف الجوي العلوي وتنتج زخات من الجسيمات الجديدة. تبعث الجسيمات المشحونة سريعة الحركة الضوء أيضًا بسبب إشعاع Cherenkov لأنها تتحرك أسرع من سرعة الضوء في الغلاف الجوي للأرض ، وتنتج جزيئات ثانوية يمكن اكتشافها هنا على الأرض.

سايمون سووردي (الولايات المتحدة شيكاغو) ، ناسا

لا تصدر فئات عديدة من الكائنات ضوءًا فحسب ، بل تبعث جزيئات أيضًا. من جميع أنحاء السماء ، بما في ذلك من الشمس ، نكتشف مجموعة متنوعة من جسيمات الأشعة الكونية ، بما في ذلك:

  • الإلكترونات
  • البوزيترونات (نظير المادة المضادة للإلكترونات) ،
  • البروتونات
  • مضادات البروتونات ،
  • النيوترينوات ومضادات النيوترينوات ،
  • وحتى النوى الذرية الأثقل والأكثر تعقيدًا ، بدءًا من الهيليوم وصولًا إلى الحديد.

لقد قمنا بجمع هذه الأنواع من الجسيمات من داخل النظام الشمسي لفترات طويلة للغاية من الزمن ، كما يمكن القول أنه في كل مرة نواجه فيها زخة نيزك ، نشهد زخات من الجسيمات في غلافنا الجوي ناشئة من مذنبات الماضي والحاضر. تبعث الشمس مجموعة متنوعة من الأشعة الكونية. ومؤخرًا ، مع المراصد المتطورة مثل Kamiokande (وخلفائها) و IceCube ، نكتشف كلاً من النيوترينوات الشمسية والكونية.

كاشف Super-Kamiokande ، خليفة مرصد النيوترينو المستجيب لـ 12 من 25. [+] النيوترينوات التي شوهدت في مستعر أعظم 1987 القريب ، كانت قادرة على إنتاج هذه الصورة للشمس من النيوترينوات الشمسية وحدها.

Super Kamiokande / R. Svoboda ، LSU

يعتبر كل من الضوء والجسيمات نوعًا مستقلاً تمامًا من "الرسول" في علم الفلك ، حيث يتطلبان تقنيات ومعدات وتفسيرات مختلفة اختلافًا جوهريًا من أجل فهم الكون. لكن العقد الأول من القرن الحادي والعشرين قدم لنا شيئًا أكثر إثارة للإعجاب: نوع ثالث من الرسائل الأساسية. في 14 سبتمبر 2015 ، وصلت أول إشارة جديدة: على شكل موجات ثقالية.

موجات الجاذبية هي الإشارة الوحيدة المكتشفة مباشرة والتي ليس لها أي نوع من جسيمات النموذج المعياري المعروفة والمُقاسة والمرتبطة بها. يتم إنشاؤها عندما تتسارع كتلة عبر منطقة من الفضاء تتغير في انحناءها ، لكنها فقط الإشارات الأقوى والأكبر من حيث الاتساع لتردد معين يمكننا اكتشافه. باستخدام مقياس تداخل ليزري كبير ودقيق للغاية ، يمكن للعلماء اكتشاف موجات الجاذبية التي تتوافق مع تغيير في أطوال تلك الأذرع التي لا تزيد عن 10-19 مترًا: حوالي 1/10000 من عرض البروتون.

يعتمد مرصد LIGO Hanford للكشف عن موجات الجاذبية في ولاية واشنطن بالولايات المتحدة الأمريكية. [+] ذراعان عموديان طولهما 4 كم وبداخلهما ليزر لاكتشاف مرور موجات الجاذبية. عندما تمر الموجة ، يتقلص أحد الذراعين بينما يتوسع الآخر والعكس صحيح ، مما ينتج عنه إشارة تذبذبية بسعة تبلغ فقط

من خلال ثلاثة أنواع مختلفة جذريًا من علم الفلك ، اكتسبنا نوافذ جديدة على الكون وطرقًا جديدة للحصول على معلومات حول كل ما هو موجود. الضوء والجسيمات وموجات الجاذبية هي أنواع مختلفة جوهريًا من الرسل لعلماء الفلك ، حيث تكشف كل فئة من الإشارات عن معلومات حول الكون لا يستطيع الاثنان الآخران اكتشافها.

لكن أقوى الأمثلة على هذه التقنيات الفلكية المختلفة تحدث عندما نكون قادرين على استخدام أكثر من واحد منهم في نفس الوقت. عندما يستخدم علماء الفلك مصطلح "Multi-Messenger Astronomy" ، فإن هذا هو المفهوم الرئيسي الذي يشيرون إليه: اكتشاف نفس الجسم أو الحدث مع الضوء والجسيمات ، والضوء وموجات الجاذبية ، والجسيمات وموجات الجاذبية ، أو الثلاثة معًا. مع تقدم علوم علم الفلك التقليدي (القائم على الضوء) ، وعلم فلك الموجات الثقالية ، وعلم فلك الأشعة الكونية ، فإن هذه الأحداث متعددة الرسائل ستكشف عن الكون بشكل لم يسبق له مثيل.

رسم فنان لنجمين نيوترونيين مدمجين. تمثل شبكة الزمكان المتموجة. [+] موجات الجاذبية المنبعثة من الاصطدام ، في حين أن الحزم الضيقة هي نفاثات أشعة غاما التي تنطلق بعد ثوانٍ فقط من موجات الجاذبية (تم اكتشافها على أنها انفجار أشعة غاما بواسطة علماء الفلك). تشير تداعيات اندماج النجوم النيوترونية التي لوحظت في عام 2017 إلى تكوين ثقب أسود.

NSF / LIGO / جامعة ولاية سونوما / أ. سيمونيت

في عام 2017 ، لاحظ علماء فلك الموجات الثقالية إشارة تختلف عن أي إشارة أخرى ، والتي انتهت بالتوافق مع اندماج نجمين نيوترونيين على بعد حوالي 130 مليون سنة ضوئية. في وقت واحد تقريبًا - بعد ثانيتين فقط من توقف إشارة موجة الجاذبية - وصلت أول إشارة كهرومغناطيسية (على شكل أشعة جاما). تم الكشف عن أول إشارة قوية متعددة الرسائل تتضمن موجات ثقالية.

هذا سوف يتحسن فقط مع الوقت والتكنولوجيا المحسنة. عندما يحدث المستعر الأعظم المجاور التالي ، سنكون بالتأكيد قادرين على اكتشاف كل من الضوء والجسيمات ، وقد نحصل أيضًا على موجات الجاذبية أيضًا. في الواقع ، كان لدينا مرشح (لم ينجح) لإشارة trifecta الأولى في وقت سابق من هذا العام. عندما يتم التقاط خلل في النجم النابض بواسطة كاشف موجات الجاذبية ، فإنه سيكون أيضًا إشارة متعددة النواقل. وعندما يأتي LISA ، الجيل التالي من كاشف الموجات الثقالية على الإنترنت ، سنكون قادرين على التنبؤ بهذه الاندماجات الكونية التي يراها LIGO و Virgo اليوم في وقت مبكر ، مما يمنح أنفسنا الكثير من الوقت لإجراء عمليات رصد متزامنة لمجموعة متعددة محتملة. حدث messenger في تلك اللحظة الحرجة ، "t = 0".

الهدف العلمي الأساسي لمهمة هوائي مقياس التداخل الليزري الفضائي (LISA) هو الكشف. [+] ولاحظ موجات الجاذبية من الثقوب السوداء الضخمة والثنائيات المجرية بفترات تتراوح من عشرات الثواني إلى بضع ساعات. لا يمكن الوصول إلى نطاق التردد المنخفض هذا لمقاييس التداخل الأرضية بسبب الخلفية غير القابلة للحماية لضوضاء الجاذبية المحلية الناشئة عن التأثيرات الجوية والنشاط الزلزالي. قد ينذر وصوله بتقدم هائل جديد في علم الفلك متعدد الرسل.

الأنواع الثلاثة من الإشارات التي نعرف كيف نجمعها من الكون - الضوء والجسيمات وموجات الجاذبية - تقدم جميعها أنواعًا مختلفة جذريًا من المعلومات مباشرة إلى بابنا الأمامي. من خلال الجمع بين أكثر الملاحظات دقة التي يمكننا أخذها مع كل من هذه ، يمكننا معرفة المزيد عن تاريخنا الكوني أكثر مما يمكن لأي نوع من أنواع الإشارات أو "المرسلين" توفيره بشكل منفصل.

لقد تعلمنا بالفعل كيف يتم إنتاج النيوترينوات في المستعر الأعظم ، وكيف أن مسار سفرهم أقل إعاقة بالمادة من الضوء. لقد ربطنا بالفعل دمج النجوم النيوترونية مع كيلونوفا وإنتاج أثقل العناصر في الكون. مع استمرار علم الفلك متعدد الرسائل في مهده ، يمكننا أن نتوقع طوفانًا من الأحداث الجديدة والاكتشافات الجديدة مع تقدم هذا العلم طوال القرن الحادي والعشرين.

مثلما يمكنك معرفة المزيد عن النمر من خلال سماع هديره ، وشم رائحته ، ومشاهدته وهو يصطاد أكثر مما تستطيع من صورة ثابتة وحدها ، يمكنك معرفة المزيد عن الكون من خلال اكتشاف هذه الأنواع المختلفة جوهريًا من الرسل دفعة واحدة. قد تكون أجسامنا محدودة من حيث الحواس التي يمكننا استخدامها في أي سيناريو معين ، لكن معرفتنا بالكون محدودة فقط بالفيزياء الأساسية التي تحكمه. في سعينا لتعلم كل شيء ، نحن مدينون للبشرية لاستخدام كل مورد يمكننا حشده.


ما الذي يصنع سوبرنوفا؟ يعتقد العلماء أنهم يعرفون.

تتساءل أبحاث الأشعة السينية الجديدة عن أصول نوع رئيسي من المستعرات الأعظمية ، وقد تؤدي إلى ثني أحد مساطر الانتقال في علم الفلك.

قد تكون إحدى أدوات علم الفلك الأكثر استخدامًا لقياس المسافات أقل موثوقية مما افترضه الباحثون ، وفقًا لزوج من علماء الفيزياء الفلكية.

لا يبدو أن استنتاجهم ، الذي سيتم نشره في عدد الخميس من مجلة Nature ، يلقي بظلال من الشك على عقود من الاكتشافات حول بنية وتطور الكون التي اعتمدت على الأداة - وهو شكل من أشكال انفجار نجم يسمى Type 1A supernova .

يقول مارات جيلفانوف ، أحد الباحثين المشاركين في دراسة الطبيعة ، إن هذه الأحداث "هي أهم الانفجارات في علم الكونيات".

يقول عالم الفيزياء الفلكية ماريو ليفيو ، من معهد علوم تلسكوب الفضاء في بالتيمور ، من حيث المبدأ ، فإن النتيجة الجديدة "تعكر المياه" لاكتشافات مذهلة مثل وجود الطاقة المظلمة.

على الأقل ، فإن النتيجة - إذا صمدت - تمثل "إحراجًا لجميع علماء الفيزياء الفلكية" ، كما يقول. "لعقود من الزمان كنا ندرس هذه الأنواع من الانفجارات ، وما زلنا لا نعرف" أي من الآليتين العريضتين تشارك في إطلاقها. هذا يعني أنه قد تكون هناك اختلافات في كمية الضوء التي تنتجها ، على الرغم من أنها قد تم تجميعها في نفس فئة المستعرات الأعظمية ، كما قال خلال مؤتمر صحفي يوم الأربعاء.

المستعرات الأعظمية تتفوق لفترة وجيزة على المجرات التي تحتوي عليها. باستخدام ملاحظات المستعرات الأعظمية القريبة وأنواع النجوم التي انفجرت ، خلص علماء الفلك إلى أن المستعرات الأعظمية من النوع 1A تميل إلى الوصول إلى ذروة السطوع الجوهرية نفسها. وكان لديهم بصمة منبهة - ضوءها يتلاشى بمرور الوقت بنمط مميز يختلف عن الأنواع الأخرى من المستعرات الأعظمية.

نظرًا لأن الضوء يخفت بمعدل يمكن التنبؤ به مع المسافة ، يستخدم الباحثون الضوء من المستعرات الأعظمية من النوع 1A كنوع من الشمعة القياسية التي تسمح لهم بحساب المسافات إلى المجرات التي تحدث فيها الانفجارات.

لكن مع مرور الوقت ، اقترح بعض الباحثين أن عملية توليد مستعر أعظم من النوع 1A يمكن أن تختلف.

يُعتقد أن النوع 1A يحدث في نظام نجمي ثنائي يكون فيه أحد الأعضاء قزمًا أبيض - مرحلة نهاية حياة نجم مثل الشمس - والآخر نجم لا يزال في بدايته. الجاذبية من القزم الأبيض ، التي تحشد كتلة الشمس في حجم بحجم الأرض ، تسحب المادة من رفيقها. عندما تتجاوز كتلة القزم الأبيض كتلة الشمس 1.4 مرة ، ينفجر القزم على شكل مستعر أعظم.

ومع ذلك ، اقترح الباحثون أيضًا أن اندماج اثنين من الأقزام البيضاء يمكن أن يؤدي إلى حدوث مستعر أعظم من النوع 1A. طريقة واحدة لمعرفة الفرق: انظر إلى انبعاثات الأشعة السينية الخاصة بهم ، يجب أن يُظهر الاندماج القزم على القزم انبعاثات أشعة سينية أضعف من انفجار ناتج عن التراكم ، عندما يقوم قزم أبيض بقرصنة مادة من رفيق عادي.

قام الدكتور جيلفانوف وأكوس بوجدان ، مع معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية في جارشينج بألمانيا ، بفحص الأشعة السينية وانبعاثات الأشعة تحت الحمراء من ست مجرات إهليلجية قريبة نسبيًا من مجرة ​​درب التبانة. جاءت بيانات الأشعة السينية من مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا.

استنادًا إلى تقديرات عدد الانفجارات النجمية التي يتوقع المرء عادةً العثور عليها في مجرة ​​، كانت انبعاثات الأشعة السينية أضعف بمقدار 30 إلى 50 مرة في المجرات التي درسوها مما يتوقعه المرء إذا تم تشغيل المستعرات الأعظمية من النوع 1A عن طريق التراكم ، بدلاً من ذلك. من الاندماجات.

في استكمال العمل ، يحذر الدكتور ليفيوس من أن "الاستنتاج أضعف من حقيقة أننا نتحدث عن عدم الاكتشاف" ، مشبهاً إياه بحكاية شيرلوك هولمز التي قام فيها المحقق بتفكيك القضية استنادًا إلى حد كبير على كلب لم يفعل ذلك. النباح.

يقر الباحثون بأن هناك حاجة إلى مزيد من العمل لمعرفة ما إذا كانت الندرة النسبية للأشعة السينية موجودة في المجرات الحلزونية ، التي لديها معدلات أعلى بكثير من تكوين النجوم - وموت النجوم المتفجرة - مثل المجرات الإهليلجية.

ومع ذلك ، يضيف ليفيوس ، فإن هذه النتائج وأدلة المراقبة الحديثة على أن المستعرات الأعظمية من النوع 1A تعرض ناتج ضوئي مختلف قليلاً ، اعتمادًا على نوع المجرة التي تعيش فيها ، "تؤكد على الحاجة إلى محاولة فهم حقيقة الأنظمة الأولية [النجمية]. "


اكتشف العلماء نوعًا جديدًا من المادة داخل نجم نيوتروني

تنسب إليه:
جيركي هوكانين ، CSC & # 8211 مركز تكنولوجيا المعلومات للعلوم

اكتشف علماء الفلك شيئًا مثيرًا للاهتمام حول ما يكمن في النجم النيوتروني. وجد الباحثون أن النجوم النيوترونية و # 8217 تتكون من مادة كواركية غريبة. هذا هو الأول وعلى عكس أي شيء رأوه من قبل. قد يكون هذا أمرًا صعبًا بعض الشيء لف رأسك حوله ، لذا دع & # 8217s تبدأ بضع خطوات إلى الوراء.

كل ما يحيط بنا يتكون من ذرات. تحتوي هذه الذرات على نوى بها بروتونات ونيوترونات وإلكترونات. ومع ذلك ، عندما تنظر إلى النجوم النيوترونية ، والتي هي نتيجة النجوم العملاقة التي تموت في المستعرات الأعظمية وانهيار قلبها. لديك سؤال محدد في الاعتبار. السؤال هو ما إذا كانت نوى هذه النجوم النيوترونية الكبيرة تنهار أكثر وتتحول إلى مادة غريبة وتفقد نواتها.

كما اتضح ، الجواب هو نعم. تنهار هذه النجوم إلى مادة كواركية وتفقد نواتها. يفتح هذا الاكتشاف مجالًا جديدًا بالكامل لدراسة مادة الكواركات الغريبة هذه. لقد كانت دراسة وتقنية رائعة تمكن هؤلاء الباحثون من الإجابة على سؤال عمره 40 عامًا.


لماذا توجد فجوة في هذه الصورة لاكتشافات المستعرات الأعظمية؟ - الفلك

شراء أشيائي

اجعل علم الفلك السيئ قريبًا من قلبك ، وساعد في جعلني ثريًا قذرًا. مرحبًا ، إنه إما هذا أو أحد أزرار التبرع عبر PayPal المزعجة حقًا هنا.

سوبر نوفا 1987A: الاكتشاف

أسبوع 21 فبراير 2000

السخرية لها طريقة في أن تكون كذلك ، حسنًا ، ساخر بعض الأحيان. لقد كنت أكتب هذه الوجبات الخفيفة لمدة ثلاث سنوات حتى الآن ، وكانت خطتي - ولا تزال - للحديث عن الأشياء التي أجدها مثيرة للاهتمام حول علم الفلك ، وآمل أن تجدها ممتعة أيضًا. إذن ، كم هو مثير للسخرية أنه طوال هذا الوقت ، لم أكتب مطلقًا عن الشيء الوحيد الذي أجده أكثر إثارة للاهتمام على الإطلاق؟

لطالما أحببت المستعرات الأعظمية ، النجوم التي تنفجر. هناك شيء مثير للغاية حول مثل هذا العرض العملاق للقوة. عندما ينفجر نجم ، فإنه في ثانية واحدة يبعث نفس القدر من الطاقة مثل الشمس طوال حياتها! لحسن الحظ ، هذه الأحداث ليست شائعة جدًا ، وتميل إلى الحدوث بعيدًا عن الأرض. إنها ساطعة للغاية ، ويمكن رؤيتها بوضوح عبر الكون ، وهي حقيقة قد يكون لها آثار مروعة على مصيرنا النهائي.

يصادف هذا الأسبوع ذكرى ربما أهم مستعر أعظم رأيناه على الإطلاق. كان المستعر الأعظم الأكثر دراسة عن كثب على الإطلاق لشيء واحد ، كان ألمع مستعر أعظم منذ اختراع التلسكوب! لقد أحدث ثورة في أفكارنا حول كيفية انفجار النجوم ، ولماذا تنفجر ، وماذا يحدث بعد انفجارها. خلال الأسابيع القليلة المقبلة ، سألقي نظرة على جوانب مختلفة من هذا النجم ، وكيف غيّر علم الفلك. لقد غيرتني بالتأكيد! حتى اكتشاف هذا الشيء مذهل ، ولذا سنبدأ هذه السلسلة الصغيرة بكيفية انفجار هذا النجم في حياتنا.

في وقت متأخر من مساء يوم 23 فبراير / 24 * عام 1987 ، كان عالم الفلك إيان شيلتون يلتقط صورًا لسحابة ماجلان الكبيرة (LMC) ، وهي مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة. كان يستخدم تلسكوبًا صغيرًا لالتقاط صور لـ LMC للتحقق من النجوم المتغيرة والمستعرات (المستعرات هي نجوم تعاني من انفجارات طفيفة ، وهي أقل نشاطًا بكثير من إخوتها الكبار المستعرات الأعظمية). كان شيلتون يلتقط لوحة فوتوغرافية لـ LMC في حوالي الساعة 1:00 صباحًا بالتوقيت المحلي في تلك الليلة.


في نفس الوقت تقريبًا ، قرر أوسكار دوهالدي ، مشغل تلسكوب ليس بعيدًا عن مكان وجود شيلتون في نفس المرصد ، الخروج لأخذ استراحة من استخدام النطاق. باستخدام عينيه ومعرفته الوثيقة بتلك المنطقة من السماء ، لاحظ وجود نجم في LMC لم يكن موجودًا في المرة الأخيرة التي نظر فيها. لقد كان في الواقع أول شخص يرى المستعر الأعظم! لسوء الحظ ، لم يبلغ علماء الفلك الآخرين بذلك ، ربما لأنه كان يعمل بجد ونسي ببساطة. بعد ذلك بوقت قصير ، طور إيان شيلتون اللوحات التي كان يأخذها من LMC ورأى على الفور النجم الجديد. ذهب إلى التلسكوب الآخر وأخبرهم بما وجده دوهالدي ثم ذكر أنه رآه في وقت سابق. في هذه المرحلة ، ذهب علماء الفلك الأربعة (شيلتون ، ودوهالدي ، وباري مادور ، وروبرت جيدرزيجوسكي) على الفور إلى الخارج ليروا بأنفسهم هذا المستعر الأعظم الجديد.

وكان مستعر أعظم. لقد عرفوا أن هذا على الفور كان ساطعًا للغاية بحيث لا يمكن أن يكون نوفا بسيطًا في LMC. أرسلوا برقية إلى كامبريدج ، ماساتشوستس ، وهي غرفة المقاصة للاكتشافات الفلكية. تم إرسال تأكيد من قبل فريق آخر في نيوزيلندا للتو بعد نصف ساعة. بهذا الهامش أصبح شيلتون معروفًا باسم مكتشف سوبر نوفا 1987A.

ربما يكون الأمر الأكثر إضحاكًا هو أن المستعر الأعظم قد تم تصويره بالفعل حتى قبل ذلك. كان روبرت ماكنوت ، في أستراليا ، يصور أيضًا تلك المنطقة من السماء. ومع ذلك ، على عكس شيلتون ، لم يلاحظ النجم الجديد إلا في وقت لاحق. كما التقطت صور أخرى لمراقبين آخرين قبل شيلتون. ومع ذلك، هو هو الشخص الذي أبلغ عن ذلك أولاً ، ولذا فهو الشخص الذي يُنسب إليه اكتشاف ما سيصبح لاحقًا أكثر الأشياء التي تمت دراستها وأهمها من نوعها.

في الأسبوع المقبل سنتحدث عن سبب انفجار نجم مثل هذا ، وكيف فاجأنا SN87A جميعًا بعدم اتباع القواعد.


محتويات

إن ظهور مستعر أعظم مجرة ​​درب التبانة عام 1572 ينتمي إلى أحداث المراقبة الأكثر أهمية في تاريخ علم الفلك. ساعد ظهور "النجم الجديد" في مراجعة النماذج القديمة للسماوات وتسريع ثورة في علم الفلك بدأت بإدراك الحاجة إلى إنتاج كتالوجات نجمية فلكية أفضل (وبالتالي الحاجة إلى أدوات مراقبة فلكية أكثر دقة) . كما أنها تحدت العقيدة الأرسطية المتمثلة في عدم قابلية عالم النجوم للتغيير.

غالبًا ما يُطلق على المستعر الأعظم لعام 1572 اسم "سوبر نوفا تايكو" ، بسبب العمل المكثف الذي قام به تايكو براهي De nova et nullius aevi memoria prius Visa stella ("فيما يتعلق بالنجم ، جديد ولم يسبق له مثيل في حياة أو ذكرى أي شخص" ، نُشر عام 1573 مع إعادة طبع أشرف عليه جوهانس كيبلر في 1602 و 1610) ، وهو عمل يحتوي على ملاحظات تايكو براهي الخاصة وتحليل المشاهدات من العديد من المراقبين الآخرين. لم يكن تايكو أول من لاحظ المستعر الأعظم 1572 ، على الرغم من أنه ربما كان المراقب الأكثر دقة للجسم. [2] كان زملاؤه الأوروبيون على نفس القدر من الدقة تقريبًا ، مثل فولفغانغ شولر ، وتوماس ديجز ، وجون دي ، وفرانشيسكو موروليكو ، وخيرونيمو مونيوز ، [3] تادياس هاجيك ، أو بارثولوماوس ريساخر. [4]

في إنجلترا ، طلبت الملكة إليزابيث من عالم الرياضيات والمنجم توماس ألين القدوم والزيارة "للحصول على نصيحته بشأن النجمة الجديدة التي ظهرت في كاسيوبيا والتي أصدر حكمه عليها باهتمام كبير" ، كما سجل عالم الآثار جون أوبري في مذكراته: بعد قرن. [5]

في عهد أسرة مينج في الصين ، أصبح النجم قضية بين Zhang Juzheng والإمبراطور Wanli الشاب: وفقًا للتقاليد الكونية ، تم تحذير الإمبراطور من اعتبار سوء سلوكه ، حيث تم تفسير النجم الجديد على أنه فأل شرير. [6]

تشير التقارير المعاصرة الأكثر موثوقية إلى أن النجم الجديد نفسه انفجر بعد 2 نوفمبر بفترة وجيزة ، وبحلول 11 نوفمبر كان بالفعل أكثر إشراقًا من كوكب المشتري. في حوالي 16 نوفمبر 1572 ، وصل سطوعه إلى ذروته عند حوالي −4.0 ، مع بعض الأوصاف التي أعطته مساوية لكوكب الزهرة عندما كان ذلك الكوكب في أوج لمعانه. ظل المستعر الأعظم مرئيًا بالعين المجردة في أوائل عام 1574 ، وتلاشى تدريجيًا حتى اختفى عن الأنظار. [7]

تم تصنيف المستعر الأعظم على أنه النوع الأول على أساس منحنى الضوء التاريخي الخاص به بعد فترة وجيزة من تحديد النوع الأول والنوع الثاني من المستعرات الأعظمية على أساس أطيافها. [8] The X-ray spectrum of the remnant showed that it was almost certainly of type Ia, but its detailed classification within the type Ia class continued to be debated until the spectrum of its light at peak luminosity was measured in a light echo in 2008. This gave final confirmation that it was a normal type Ia. [1]

The classification as a type Ia supernova of normal luminosity allows an accurate measure of the distance to SN 1572. The peak absolute magnitude can be calculated from the B-band decline rate to be −19.0 ± 0.3 . Given estimates of the peak apparent magnitude and the known extinction of 1.86 ± 0.2 magnitudes, the distance is 3.8 +1.5
−0.9 kpc. [1]

The distance to the supernova remnant has been estimated to between 2 and 5 kpc (approx. 6,500 and 16,300 light-years), with recent studies suggesting a narrower range of 2.5 and 3 kpc (approx. 8,000 and 9,800 light-years). [9]

Initial radio detection Edit

The search for a supernova remnant was negative until 1952, when Hanbury Brown and Cyril Hazard reported a radio detection at 158.5 MHz, obtained at the Jodrell Bank Observatory. [10] This was confirmed, and its position more accurately measured in 1957 by Baldwin and Edge using the Cambridge Radio Telescope working at a wavelength of 1.9 m . [11] The remnant was also identified tentatively in the second Cambridge Catalogue of Radio Sources as object "2C 34," and more firmly as "3C 10" in the third Cambridge list (Edge et al. 1959). There is no dispute that 3C 10 is the remnant of the supernova observed in 1572–1573. Following a 1964 review article by Minkowski, [12] the designation 3C 10 appears to be that most commonly used in the literature when referring to the radio remnant of B Cas, although some authors use the tabulated Galactic designation G120.7+2.1 and many authors commonly refer to it as Tycho's supernova remnant. Because the radio remnant was reported before the optical supernova-remnant wisps were discovered, the designation 3C 10 is used by some to signify the remnant at all wavelengths.

The X-ray observation Edit

An X-ray source designated Cepheus X-1 (or Cep X-1) was detected by the Uhuru X-ray observatory at 4U 0022+63. Earlier catalog designations are X120+2 and XRS 00224+638. Cepheus X-1 is actually in the constellation Cassiopeia, and it is SN 1572, the Tycho SNR. [13]

Optical detection Edit

The supernova remnant of B Cas was discovered in the 1960s by scientists with a Palomar Mountain telescope as a very faint nebula. It was later photographed by a telescope on the international ROSAT spacecraft. The supernova has been confirmed as Type Ia, [1] in which a white dwarf star has accreted matter from a companion until it approaches the Chandrasekhar limit and explodes. This type of supernova does not typically create the spectacular nebula more typical of Type II supernovas, such as SN 1054 which created the Crab Nebula. A shell of gas is still expanding from its center at about 9,000 km/s. A recent study indicates a rate of expansion below 5,000 km/s. [15]

In October 2004, a letter in طبيعة reported the discovery of a G2 star, similar in type to our own Sun and named Tycho G. [16] It is thought to be the companion star that contributed mass to the white dwarf that ultimately resulted in the supernova. A subsequent study, published in March 2005, revealed further details about this star: Tycho G was probably a main-sequence star or subgiant before the explosion, but some of its mass was stripped away and its outer layers were shock-heated by the supernova. Tycho G's current velocity is perhaps the strongest evidence that it was the companion star to the white dwarf, as it is traveling at a rate of 136 km/s, which is more than four times faster than the mean velocity of other stars in its stellar neighbourhood. This find has been challenged in recent years. The star is relatively far away from the center and does not show rotation which might be expected of a companion star. [17]

In Gaia DR2, the star was calculated to be 6400 +2000
−1200 light-years away, on the lower end of SN 1572's possible range of distances, which in turn lowered the calculated velocity from 136 km/s to only 56 km/s.

In the ninth episode of James Joyce's يوليسيس, Stephen Dedalus associates the appearance of the supernova with the youthful William Shakespeare, and in the November 1998 issue of سكاي & تلسكوب, three researchers from Southwest Texas State University, Don Olson and Russell Doescher of the Physics Department and Marilynn Olson of the English Department, argued that this supernova is described in Shakespeare's قرية, specifically by Bernardo in Act I, Scene i. [18]

The supernova inspired the poem "Al Aaraaf" by Edgar Allan Poe. [19]

The protagonist in Arthur C. Clarke's 1955 short story "The Star" casually mentions the supernova. It is a major element in Frederik Pohl's spoof science article, "The Martian Star-Gazers", first published in Galaxy Science Fiction Magazine in 1962.


For its birthday, Hubble has cake with several octillion tons of flaming candles on it

On April 24, 1990, the Space Shuttle orbiter Discovery thundered into orbit. A day later, clamped in the grip of the robotic Canadarm, the Hubble Space Telescope was pulled out of the orbiter's payload bay and then set free to orbit the Earth.

That was 31 years ago this past weekend. Since then, Hubble has looked at everything from the Moon (and even, technically, the Earth) to almost literally the edge of the observable Universe, 13+ billion light years away.

Anticipating the anniversary, earlier this year it was pointed at the absolutely spectacular star AG Carinae, a monster nearing the end of its life. AG Car, as those in know call it, is not going gently into that good night. Oh my no instead, it's raging quite violently at the dying of its own light.

The violently explosive star AG Carinae is surrounded by huge amounts of gas and dust — enough to make 15 Suns — seen here in a Hubble image celebrating its 31st year since launch in 1990. Credit: NASA, ESA and STScI

Yegads. It's beautiful, isn't it? You'd never think this was a star teetering on the thin edge of a catastrophic explosion, periodically blasting off its outer layers in cosmic paroxysms in a desperate effort to maintain its balance.

An effort that is quite doomed.

AG Car is what we call a luminous blue variable, a massive blue star that is soul-puckeringly energetic. Stars fuse lighter elements (like hydrogen) into heavier elements (like helium) in a controlled thermonuclear reaction in their cores. That's where the energy for their light and heat comes from. The rate it fuses those elements — and therefore the energy it produces — scales steeply with the mass.

And AG Car is massive, something like 55 times the mass of the Sun, and it's blasting out a million times the Sun's energy.

One star. A million Suns worth of light.

In fact, it's so luminous that it's unstable. At its surface, an atom of hydrogen, say, feels the quite fierce force of the star's gravity pulling it downward, keeping it attached to the star. But that onslaught of light coming up from the interior tries to push it away, and the two forces are not quite in balance. Complicated events inside the star sometimes make the material more opaque, so it absorbs more energy. This heats the star up, and if things get out of hand, it erupts in an explosion that's just this side of a supernova, sending huge amounts of material careening away at high velocity.

That happened to AG Car in its recent past. A colossal eruption blasted away as much as 15 times the Sun's mass in total — 30 octillion tons — sending it screaming away from the star at speeds up to 100 kilometers per second. The energy of such an event is staggering.

We see that material now as a nebula surrounding the star. Given the diameter of the nebula — about 4 light years, just flipping huge — this eruption must have occurred about 17,000 years ago. Since that time, a fierce wind of subatomic particles from the star has pushed against the nebula, creating a cavity between the star and the gas.

In the Hubble image, blue light represents dust (tiny grains of rocky or literally sooty material) reflecting the star's light. The dust appears clumpy, and a lot of it forms tendrils that point toward the star, shaped by the star's wind and brilliant light pushing on the dust, eroding it.

The supernova SN 1987A occured in a dense field of stars and gas in a nearby galaxy. In this wide-field shot you can see the three rings of gas forming the outline of an hourglass nebula around the star. Credit: NASA, ESA, and R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and Gordon and Betty Moore Foundation) and P. Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

The red light is from hydrogen gas, and forms a kinked elliptical ring near the nebula's inner edge. At first I thought that might be a snowplow effect: Gas is swept up by the star's wind into a thicker ridge, which makes it brighter. But some studies show this may be a bipolar nebula, shaped like a bowling pin or hourglass (the classic example is the bizarre structure around Supernova 1987A), and we're seeing it nearly pole-on. Nebulae like that tend to have a dense equatorial ring, and that may be what we're actually seeing in the glow of the hydrogen gas.

But why is the ring kinked and not circular? In images taken in 1994, you can see that the hydrogen gas ring is more circular where there's less dust, and bent inward more where there's more dust. As the ring expands it hits that material and slows, giving it that bent shape.

Hubble observations from 1994 show the inner part of the nebula around AG Carinae. Note that where the dust is thicker (blue), the hydrogen gas ring (red) is less circular that may indicate the ring has trouble expanding into thicker material. Credit: NASA, ESA, STScI / Judy Schmidt

There's some evidence too that the star is rotating incredibly rapidly, with an equatorial speed approaching 100 km/sec! That's so fast it's near breakup speed, where the centrifugal force equals gravity, and the star can literally fling material off its surface. That's very unusual, and unlikely in such a massive star without help. I wonder if it ate a companion star…?

Stars like this fuse hydrogen into helium for a few million years, then expand into red supergiants. There's some evidence AG Car was a supergiant in the past. If so, it would've grown vastly huge, hundreds of millions of kilometers across. If it had a companion star orbiting it, it could have literally engulfed the star, and as the star continued to orbit inside it the material would've been stirred up like batter in a kitchen mixer, speeding the star up. I'm speculating a bit but we've seen things like this happen before. It would also explain how the star was able to eject so much material around it the phenomenal spin would've made things far easier.

Eventually, AG Car will explode. When it does it may rival Venus in brightness in our night sky! What a sight that would be… though it likely won't happen for hundreds of thousands if not a million or two years. Ah well.

But it's a fitting star for Hubble's anniversary: spectacular, beautiful, awe-inspiring, and also with a couple of dozen solar masses of science to discover.

And 31 years. Holy wow. I was finishing up my Master's degree at the time, and Roger Chevalier, an astronomer I had previously worked with on a small research project, offered me a line of PhD research using Hubble, which at the time was two weeks from launching. I happily accepted, and spent the next few years studying the gas around the above-mentioned Supernova 1987A.

Seeing this image of AG Car is like looking back through a tunnel in time to 1990. There were a lot of ups and downs — Hubble's flawed mirror, waiting months or years between subsequent observations, finally getting my degree and then getting a job working on a Hubble camera — but looking back on it, and examining where I am now… I wouldn't change an electron. I owe a lot to that amazing machine orbiting over our heads, and to the people who designed, built, launched, and used it.


Supernova remnant G53.41+0.03 investigated in detail

SNR G53.41+0.03 with a type I outburst of HMXB IGR J19294+1816 in October 2019. Left: Gray-scale image in the energy range of 0.8-4.0 keV. Radio contours of the THOR VGPS survey (Anderson et al. 2017) with levels – (0.013, 0.01475, 0.02) Jy/beam are overlaid on top of the X-ray data. Right: Three-colour image (red 0.8–1.5 keV, green 1.5–2.5 keV and blue 2.5–4.0 keV) with extraction and exclusion regions used in the analysis. Credit: Domček et al., 2021.

Astronomers have conducted detailed X-ray observations of a recently discovered supernova remnant (SNR) known as G53.41+0.03. Results of the observational campaign provide important insights into the properties of this object. The study was detailed in a paper published May 7 on the arXiv pre-print server.

SNRs are diffuse, expanding structures resulting from a supernova explosion. They contain ejected material expanding from the explosion and other interstellar material that has been swept up by the passage of the shockwave from the exploded star.

Studies of supernova remnants are important for astronomers, as they play a key role in the evolution of galaxies, dispersing the heavy elements made in the supernova explosion and providing the energy needed for heating up the interstellar medium (ISM). SNRs are also believed to be responsible for the acceleration of galactic cosmic rays.

G53.41+0.03 was confirmed as a supernova remnant in 2018 by analyzing the data from the LOFAR (LOw Frequency ARray) Two-meter Sky Survey. The SNR has a relatively young age and is estimated to be located some 24,450 light years away.

Given that the nature of G53.41+0.03 is still poorly understood, a group of astronomers led by Vladimír Domček of the University of Amsterdam, the Netherlands, decided to take a closer look at this SNR. Using ESA's XMM-Newton spacecraft, they performed X-ray observations of this object with the main aim of investigating its morphological structure.

"In this work, we follow up SNR G53.41+0.03 with a new dedicated 70ks XMM-Newton observation," the astronomers wrote in the paper.

The observations found that G53.41+0.03 has a half-shell morphology of 3.5' in size with most of the emission coming from the upper half (in galactic coordinates). The lower half of the SNR does not show any clear morphological detection. The size of the remnant in X-rays turned out to be smaller than in the radio band, which is most likely caused by a high image resolution provided by XMM-Newton.

The study identified three unique regions of the remnant, all well characterized by the non-equilibrium ionization plasma model. These regions showcase differences in their brightness and plasma characteristics. The astronomers assume that this is likely caused by the higher density in the brightest region and a combination of lower density and the proximity to the galactic plane in the faintest region.

Furthermore, the spectral analysis revealed that G53.41+0.03 is between 1,000 and 5,000 years old, which confirms the relatively young age of this SNR. The observations also found two interesting point sources in the geometrical center of G53.41+0.03. One of these sources is a young stellar object (YSO), while the second one appears to be a magnetar, however further investigation of this source are needed in order to disclose its nature.


Kepler's Supernova: Huge 17th-Century Star Explosion Comes into Focus

Scientists have conducted a postmortem exam on the last gigantic star explosion ever observed by the naked eye in our galaxy, revealing that the supernova was triggered by a compact white dwarf containing more heavy elements than the sun.

The supernova suddenly appeared in the night sky in 1604. Brighter than all other stars and planets at its peak, it was observed by German astronomer Johannes Kepler, who thought he was looking at a new star. Centuries later, scientists determined that what Kepler saw was actually an exploding star, and they named it Kepler's supernova.

The recent cosmic autopsy — made possible by X-ray observations from the Japan-led Suzaku satellite — could help scientists better understand phenomena known as Type Ia supernovae. [Supernova Photos: Great Images of Star Explosions]

"Kepler's supernova is one of the most recent Type Ia explosions known in our galaxy, so it represents an essential link to improving our knowledge of these events," Carles Badenes, an assistant professor of physics and astronomy at the University of Pittsburgh, said in a statement from NASA.

Type Ia supernovae are thought to originate from binary systems where one at least one star is a white dwarf — a tiny, superdense core of a star that has ceased undergoing nuclear fusion reactions.

Gas transferred from a "normal" star in the pair may accumulate on the white dwarf, or if both stars in the system are white dwarfs, their orbits around each other may shrink until they fuse together. In either case, when the white dwarf or white dwarf conglomerate puts on too much weight (around 1.4 times the sun's mass), a runaway nuclear reaction begins inside, eventually leading to a brilliant supernova.

To get a better picture of the star's makeup before it blew up, Badenes and colleagues probed the chemical signatures in the shell of hot, rapidly expanding gas left by Kepler's supernova using 2009 and 2011 observations from the Suzaku satellite's X-ray Imaging Spectrometer.

The X-ray spectrum revealed faint emissions from highly ionized chromium, manganese and nickel, as well as a bright emission line from iron. The ratios of these trace elements in the supernova remnant show that that the original white dwarf likely had about three times the amount of metals found in the sun, the researchers said.

Kepler's supernova remnant is thought to be 23,000 light-years away. Compared with our solar system, it is much closer to the Milky Way's crowded central region, where star formation was probably more rapid and efficient, leaving interstellar gas enriched with greater proportions of metals. This would explain why Kepler's supernova seems to have formed out of material that already had a higher fraction of metals.

The study didn't solve which type of binary system triggered the supernova, but the researchers say the white dwarf was relatively young when it exploded — no more than a billion years old, or less than a quarter of the sun's current age.

"Theories indicate that the star's age and metal content affect the peak luminosity of Type Ia supernovae," Sangwook Park, an assistant professor of physics at the University of Texas at Arlington, explained in a statement. "Younger stars likely produce brighter explosions than older ones, which is why understanding the spread of ages among Type Ia supernovae is so important."

By better understanding Type Ia supernovae, Park added, "we can fine-tune our knowledge of the universe beyond our galaxy and improve cosmological models that depend on those measurements."

Astrophysicists from the United States and Australia won the Nobel Prize in physics in 2011 for their discovery that the universe's expansion is accelerating — a revelation based on measurements of Type Ia supernovae that led to the concept of dark energy.

The new findings were detailed in the April 10 issue of The Astrophysical Journal Letters.