الفلك

من أين أتى الهيدروجين في مستعر أعظم من النوع الثاني؟

من أين أتى الهيدروجين في مستعر أعظم من النوع الثاني؟

المستعرات الأعظمية من النوع الثاني تحتوي على الهيدروجين. من أين أتى الهيدروجين إذا كان هذا هو العنصر الأول المستخدم في دورة حياة النجم؟ وأيضًا إذا كان نظامنا الشمسي مستمدًا من مستعر أعظم قديم ، فمن أين أتى هيدروجين الشمس؟


من أين أتى الهيدروجين إذا كان هذا هو العنصر الأول المستخدم في دورة حياة النجم؟

الهيدروجين هو بالفعل العنصر الأول الذي يندمج في الهيليوم في قلب النجم - ولكن ليس بالضرورة النجم بأكمله. لكي يستهلك النجم كل الهيدروجين الخاص به ، فإنه يتطلب أن يكون النجم محملاً بالكامل. فقط أصغر النجوم هي حمل كامل. حتى شمسنا ، وهي نجمة من الدرجة المتوسطة ، ليست كاملة الحمل.

الأنواع الوحيدة من النجوم التي يمكن أن تتعرض لانهيار مستعر أعظم في نهاية حياتها هي النجوم الضخمة جدًا. تحتوي هذه النجوم الضخمة جدًا على نوى حمل أثناء وجودها في التسلسل الرئيسي ، لكن هذا الحمل لا يمتد عبر الجزء الأكبر من النجم. وبدلاً من ذلك ، تُحاط هذه النجوم الضخمة للغاية بقشرة خارجية غير حملية تتكون في الغالب من الهيدروجين الذي لا يشارك أبدًا في عمليات اندماج النجم. هذه الغلاف الخارجي للهيدروجين البدائي هو مصدر خطوط الهيدروجين في المستعرات الأعظمية من النوع الثاني.


سؤال جيد - الإجابة هي أن النجوم ليست مختلطة جيدًا بشكل عام - أو بالأحرى ، فإن النواة المحترقة النووية ليست مختلطة جيدًا مع بقية النجم.

هذا يعني أن النجم سينتهي من احتراق الهيدروجين حتى عندما يظل حوالي 80٪ من الهيدروجين في النجم متاحًا ، ولكنه يقع خارج النواة ولا يمكن مزجه في اللب (أو على الأقل ليس بكفاءة عالية).

بحلول الوقت الذي ينفجر فيه المستعر الأعظم من النوع الثاني ، لا يزال جزء كبير من غلافه (المنطقة خارج القلب) من الهيدروجين.

يأتي هيدروجين الشمس من الانفجار العظيم. لا يتم تصنيع الهيدروجين في النجوم ، بل هو مادة خام تم إنشاؤها في الدقائق الأولى من الانفجار العظيم الساخن قبل 13.7 مليار سنة. ينطبق الأمر نفسه في الغالب على الهيليوم ، لكن العناصر الأثقل في الشمس هي نتاج تخليق نووي لمليارات النجوم التي عاشت وماتت في مجرتنا قبل ولادتها. يتم خلط المواد التي تقذفها من خلال الرياح النجمية والمستعرات الأعظمية من جميع الأنواع تمامًا في الوسط النجمي.


رصد سوبر نوفا هو الأول من نوعه باستخدام قمر ناسا

عندما أطلقت NASA & rsquos Transiting Exoplanet Survey Satellite إلى الفضاء في أبريل 2018 ، فعلت ذلك بهدف محدد: البحث في الكون عن كواكب جديدة.

لكن في بحث نُشر مؤخرًا ، أظهر فريق من علماء الفلك في جامعة ولاية أوهايو أن المسح ، الملقب بـ TESS ، يمكن استخدامه أيضًا لمراقبة نوع معين من المستعرات الأعظمية ، مما يمنح العلماء مزيدًا من الأدلة حول أسباب انفجار النجوم القزمة البيضاء و mdashand حول العناصر خلفت تلك الانفجارات ورائها.

قال باتريك فاليلي ، المؤلف الرئيسي للدراسة وطالب دراسات عليا في علم الفلك بولاية أوهايو ، "لقد عرفنا منذ سنوات أن هذه النجوم تنفجر ، لكن لدينا أفكارًا مروعة عن سبب انفجارها". & ldquo الشيء المهم هنا هو أننا قادرون على إظهار أن هذا المستعر الأعظم ليس متوافقًا مع وجود قزم أبيض (يأخذ كتلة) مباشرة من رفيق نجم معياري وينفجر فيه ، وهو نوع من الأفكار القياسية التي أدت إلى محاولة الأشخاص العثور على بصمات الهيدروجين في المكان الأول. هذا لأن منحنى الضوء TESS لا يظهر أي دليل على أن الانفجار يصطدم بسطح رفيق ، ولأن توقيعات الهيدروجين في أطياف SALT لا تتطور مثل العناصر الأخرى ، يمكننا استبعاد هذا النموذج القياسي. & rdquo

بحثهم المفصل في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، أول النتائج المنشورة حول مستعر أعظم تمت ملاحظته باستخدام TESS ، ويضيف رؤى جديدة إلى نظريات طويلة الأمد حول العناصر المتبقية بعد انفجار نجم قزم أبيض إلى مستعر أعظم.

لطالما أزعجت هذه العناصر علماء الفلك.

يعتقد علماء الفلك أن القزم الأبيض ينفجر إلى نوع معين من المستعرات الأعظمية ، 1 أ ، بعد أن تجمع كتلته من نجم قريب ويصبح أكبر من أن يظل مستقرًا. ولكن إذا كان هذا صحيحًا ، فإن الانفجار ، كما افترض علماء الفلك ، يجب أن يترك وراءه عناصر ضئيلة من الهيدروجين ، وهو لبنة أساسية للنجوم والكون بأسره. (النجوم القزمة البيضاء ، بطبيعتها ، تحترق بالفعل من خلال الهيدروجين الخاص بها ، وبالتالي لن تكون مصدرًا للهيدروجين في مستعر أعظم).

ولكن حتى هذه الملاحظة المستندة إلى TESS للمستعر الأعظم ، لم ير علماء الفلك أبدًا آثار الهيدروجين في الانفجار ونتائج rsquos: هذا المستعر الأعظم هو الأول من نوعه الذي قام فيه علماء الفلك بقياس الهيدروجين. يمكن لهذا الهيدروجين ، الذي أبلغ عنه فريق من مراصد معهد كارنيجي للعلوم ، أن يغير طبيعة ما يعرفه علماء الفلك عن المستعرات الأعظمية القزمة البيضاء.

وقال فاليلي إن الشيء الأكثر إثارة للاهتمام في هذا المستعر الأعظم بالذات هو الهيدروجين الذي رأيناه في أطيافه (العناصر التي يتركها الانفجار ورائه). & ldquo نحن & rsquove نبحث عن الهيدروجين والهيليوم في أطياف هذا النوع من المستعرات الأعظمية لسنوات ، وتساعدنا هذه العناصر في فهم سبب المستعر الأعظم في المقام الأول. & rdquo

قد يعني الهيدروجين أن القزم الأبيض استهلك نجمًا قريبًا. في هذا السيناريو ، سيكون النجم الثاني نجمًا عاديًا في منتصف عمره و mdashnot قزمًا أبيض ثانيًا. لكن عندما قاس علماء الفلك منحنى الضوء من هذا المستعر الأعظم ، أشار المنحنى إلى أن النجم الثاني كان في الواقع قزمًا أبيض ثانٍ. إذن من أين أتى الهيدروجين؟

قال أستاذ علم الفلك كريس ستانيك ، مستشار Vallely & rsquos بولاية أوهايو والمؤلف المشارك في هذه الورقة ، إنه من الممكن أن يكون الهيدروجين قد أتى من نجم مصاحب ومداشا قياسي ، نجم منتظم و [مدش] ، لكنه يعتقد أنه من المرجح أن الهيدروجين جاء من نجم ثالث تصادف وجوده بالقرب من القزم الأبيض المتفجر واستُهلك في المستعر الأعظم بالصدفة.

& ldquo نعتقد أنه نظرًا لأننا نرى هذا الهيدروجين ، فهذا يعني أن القزم الأبيض استهلك نجمًا ثانيًا وانفجر ، ولكن بناءً على منحنى الضوء الذي رأيناه من هذا المستعر الأعظم ، قد لا يكون ذلك صحيحًا ، قال ستانيك.

& ldquo استنادًا إلى منحنى الضوء ، فإن الشيء الأكثر احتمالًا الذي حدث ، كما نعتقد ، هو أن الهيدروجين قد يكون قادمًا من نجم ثالث في النظام ، وأضاف ستانيك. & ldquo لذا فإن السيناريو السائد ، على الأقل في ولاية أوهايو في الوقت الحالي ، هو أن طريقة إنشاء مستعر أعظم من النوع Ia (يُنطق 1-A) هي من خلال تفاعل نجمين قزمين أبيضين و mdashcolliding. ولكن أيضًا وجود نجم ثالث يوفر الهيدروجين. & rdquo

بالنسبة لبحوث ولاية أوهايو ، قام فاليلي وستانيك وفريق من علماء الفلك من جميع أنحاء العالم بدمج البيانات من TESS ، وهو تلسكوب بقطر 10 سنتيمترات ، مع بيانات من المسح الآلي للسماء المستعرات الأعظمية (ASAS-SN للاختصار). تقود ولاية أوهايو ASAS-SN وتتكون من تلسكوبات صغيرة حول العالم تراقب السماء بحثًا عن المستعرات الأعظمية في المجرات البعيدة.

تم تصميم TESS ، على سبيل المقارنة ، للبحث في السماء عن الكواكب في مجرتنا القريبة و mdashand لتوفير البيانات بسرعة أكبر بكثير من تلسكوبات الأقمار الصناعية السابقة. هذا يعني أن فريق ولاية أوهايو كان قادرًا على استخدام البيانات من TESS لمعرفة ما كان يحدث حول المستعر الأعظم في اللحظات الأولى بعد انفجاره و mdashan فرصة غير مسبوقة.

قام الفريق بدمج البيانات من TESS و ASAS-SN مع بيانات من التلسكوب الجنوب أفريقي الكبير لتقييم العناصر المتبقية في أعقاب المستعر الأعظم و rsquos. وجدوا كلا من الهيدروجين والهيليوم هناك ، وهما مؤشران على أن النجم المتفجر قد استهلك بطريقة ما نجمًا قريبًا.

& ldquo قال ستانيك إن الشيء الرائع حقًا في هذه النتائج هو أنه عندما نجمع البيانات ، يمكننا تعلم أشياء جديدة. وهذا المستعر الأعظم هو أول حالة مثيرة لهذا التآزر. & rdquo

كان المستعر الأعظم الذي لاحظه الفريق من النوع Ia ، وهو نوع من المستعرات الأعظمية يمكن أن يحدث عندما يدور نجمان حول بعضهما البعض وما يسميه علماء الفلك النظام الثنائي. في بعض حالات المستعر الأعظم من النوع الأول ، يكون أحد تلك النجوم قزمًا أبيض.

أحرق قزم أبيض كل وقوده النووي ، تاركًا وراءه نواة شديدة الحرارة. (تتجاوز درجات حرارة القزم الأبيض 100000 درجة كلفن و 200 ألف درجة فهرنهايت تقريبًا.) ما لم يكبر النجم بسرقة أجزاء من الطاقة والمادة من نجم قريب ، فإن القزم الأبيض يقضي المليار سنة التالية في التبريد قبل أن يتحول إلى كتلة من الكربون الأسود.

ولكن إذا كان القزم الأبيض ونجمًا آخر في نظام ثنائي ، فإن القزم الأبيض يأخذ كتلة من النجم الآخر ببطء حتى ينفجر القزم الأبيض في النهاية إلى مستعر أعظم.

المستعرات الأعظمية من النوع الأول مهمة لعلوم الفضاء و mdashthe تساعد علماء الفلك على قياس المسافة في الفضاء ، وتساعدهم في حساب مدى سرعة توسع الكون (اكتشاف مهم جدًا لدرجة أنه فاز بجائزة نوبل في الفيزياء في عام 2011).

& ldquo هذه هي أشهر أنواع المستعرات الأعظمية و التي أدت إلى اكتشاف الطاقة المظلمة في التسعينيات ، و rdquo فاليلي قال. & ldquo هم مسؤولون عن وجود العديد من العناصر في الكون. لكننا لا نفهم جيدًا الفيزياء التي تقف وراءها جيدًا. وهذا هو ما أحبه حقًا في الجمع بين TESS و ASAS-SN هنا ، حيث يمكننا بناء هذه البيانات واستخدامها لمعرفة المزيد عن هذه المستعرات الأعظمية. & rdquo

يتفق العلماء على نطاق واسع على أن النجم المرافق يؤدي إلى سوبر نوفا قزم أبيض ، لكن آلية ذلك الانفجار وتركيب النجم المرافق أقل وضوحًا.

وقال ستانيك إن هذا الاكتشاف يقدم بعض الأدلة على أن النجم المرافق في هذا النوع من المستعرات الأعظمية هو على الأرجح قزم أبيض آخر.

& ldquo نرى شيئًا جديدًا في هذه البيانات ، وهو يساعدنا في فهم ظاهرة المستعر الأعظم Ia ، & rdquo قال. & ldquo ويمكننا شرح هذا كله من حيث السيناريوهات التي لدينا بالفعل & [مدش] نحتاج فقط للسماح للنجم الثالث في هذه الحالة ليكون مصدر الهيدروجين. & rdquo

يتم دعم ASAS-SN من قبل مرصد Las Cumbres ويتم تمويله جزئيًا من قبل Gordon and Betty Moore Foundation والمؤسسة الوطنية للعلوم وجبل. مؤسسة كوبا الفلكية ، ومركز علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية بولاية أوهايو ، والأكاديمية الصينية للعلوم ، ومركز أمريكا الجنوبية لعلم الفلك ، وفيلوم فوندن في الدنمارك.


رصد سوبر نوفا هو الأول من نوعه باستخدام قمر ناسا

عندما أطلق القمر الصناعي الاستقصائي للكواكب الخارجية العابرة لوكالة ناسا إلى الفضاء في أبريل 2018 ، فعل ذلك بهدف محدد: البحث في الكون عن كواكب جديدة.

لكن في بحث نُشر مؤخرًا ، أظهر فريق من علماء الفلك في جامعة ولاية أوهايو أن المسح ، الملقب بـ TESS ، يمكن استخدامه أيضًا لمراقبة نوع معين من المستعرات الأعظمية ، مما يمنح العلماء مزيدًا من الأدلة حول أسباب انفجار النجوم القزمة البيضاء - و حول العناصر التي خلفتها تلك الانفجارات ورائها.

قال باتريك فاليلي ، المؤلف الرئيسي للدراسة وطالب الدراسات العليا في علم الفلك بولاية أوهايو: "لقد عرفنا منذ سنوات أن هذه النجوم تنفجر ، لكن لدينا أفكارًا مروعة عن سبب انفجارها". "الشيء المهم هنا هو أننا قادرون على إظهار أن هذا المستعر الأعظم لا يتوافق مع وجود قزم أبيض (يأخذ كتلة) مباشرة من رفيق نجم معياري وينفجر فيه - نوع الفكرة القياسية التي قادت الناس في محاولة للعثور على توقيعات الهيدروجين في المقام الأول. وذلك لأن منحنى الضوء TESS لا يظهر أي دليل على أن الانفجار يصطدم بسطح رفيق ، ولأن توقيعات الهيدروجين في أطياف SALT لا تتطور مثل عناصر أخرى ، يمكننا استبعاد هذا النموذج القياسي ".

بحثهم المفصل في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، أول النتائج المنشورة حول مستعر أعظم تمت ملاحظته باستخدام TESS ، ويضيف رؤى جديدة إلى النظريات القديمة حول العناصر المتبقية بعد انفجار نجم قزم أبيض إلى مستعر أعظم.

لطالما أزعجت هذه العناصر علماء الفلك.

يعتقد علماء الفلك أن القزم الأبيض ينفجر إلى نوع معين من المستعرات الأعظمية ، 1 أ ، بعد أن تجمع كتلته من نجم قريب ، وينمو حجمًا أكبر من أن يظل مستقرًا. ولكن إذا كان هذا صحيحًا ، فإن الانفجار ، كما افترض علماء الفلك ، يجب أن يترك وراءه عناصر ضئيلة من الهيدروجين ، وهو لبنة أساسية للنجوم والكون بأسره. (النجوم القزمة البيضاء ، بطبيعتها ، تحترق بالفعل من خلال الهيدروجين الخاص بها ، وبالتالي لن تكون مصدرًا للهيدروجين في مستعر أعظم).

ولكن حتى هذه الملاحظة المستندة إلى TESS للمستعر الأعظم ، لم ير علماء الفلك أبدًا آثار الهيدروجين هذه في أعقاب الانفجار: هذا المستعر الأعظم هو الأول من نوعه الذي قام فيه الفلكيون بقياس الهيدروجين. يمكن لهذا الهيدروجين ، الذي أبلغ عنه فريق من مراصد معهد كارنيجي للعلوم ، أن يغير طبيعة ما يعرفه علماء الفلك عن المستعرات الأعظمية القزمة البيضاء.

وقال فاليلي "الشيء الأكثر إثارة للاهتمام في هذا المستعر الأعظم بالتحديد هو الهيدروجين الذي رأيناه في أطيافه (العناصر التي يتركها الانفجار وراءه)". "لقد بحثنا عن الهيدروجين والهيليوم في أطياف هذا النوع من المستعرات الأعظمية لسنوات - تساعدنا هذه العناصر في فهم سبب حدوث المستعر الأعظم في المقام الأول."

قد يعني الهيدروجين أن القزم الأبيض استهلك نجمًا قريبًا. في هذا السيناريو ، سيكون النجم الثاني نجمًا عاديًا في منتصف عمره - وليس قزمًا أبيض ثانيًا. لكن عندما قاس علماء الفلك منحنى الضوء من هذا المستعر الأعظم ، أشار المنحنى إلى أن النجم الثاني كان في الواقع قزمًا أبيض ثانٍ. إذن من أين أتى الهيدروجين؟

قال أستاذ علم الفلك كريس ستانيك ، مستشار فاليلي في ولاية أوهايو والمؤلف المشارك في هذه الورقة ، إنه من الممكن أن يكون الهيدروجين قد أتى من نجم مرافق - نجم معياري منتظم - لكنه يعتقد أنه من المرجح أن يكون جاء الهيدروجين من نجم ثالث تصادف وجوده بالقرب من القزم الأبيض المتفجر واستُهلك في المستعر الأعظم بالصدفة.

قال ستانيك: "نعتقد أنه نظرًا لأننا نرى هذا الهيدروجين ، فهذا يعني أن القزم الأبيض استهلك نجمًا ثانيًا وانفجر ، ولكن بناءً على منحنى الضوء الذي رأيناه من هذا المستعر الأعظم ، قد لا يكون ذلك صحيحًا".

وأضاف ستانيك "استنادًا إلى منحنى الضوء ، فإن أكثر ما حدث على الأرجح هو أن الهيدروجين قد يأتي من نجم ثالث في النظام". "لذا فإن السيناريو السائد ، على الأقل في ولاية أوهايو في الوقت الحالي ، هو أن طريقة إنشاء مستعر أعظم من النوع Ia (يُنطق 1-A) هي من خلال تفاعل نجمين قزمين أبيضين - حتى يتصادمان. ولكن أيضًا وجود نجم ثالث يوفر الهيدروجين ".

بالنسبة لبحوث ولاية أوهايو ، قام فاليلي وستانيك وفريق من علماء الفلك من جميع أنحاء العالم بدمج البيانات من TESS ، وهو تلسكوب قطره 10 سنتيمترات ، مع بيانات من المسح الآلي للسماء المستعرات الأعظمية (ASAS-SN للاختصار). تقود ولاية أوهايو ASAS-SN وتتكون من تلسكوبات صغيرة حول العالم تراقب السماء بحثًا عن المستعرات الأعظمية في المجرات البعيدة.

تم تصميم TESS ، على سبيل المقارنة ، للبحث في السماء عن كواكب في مجرتنا القريبة - ولتوفير البيانات بسرعة أكبر بكثير من تلسكوبات الأقمار الصناعية السابقة. هذا يعني أن فريق ولاية أوهايو كان قادرًا على استخدام البيانات من TESS لمعرفة ما كان يحدث حول المستعر الأعظم في اللحظات الأولى بعد انفجاره - وهي فرصة غير مسبوقة.

قام الفريق بدمج البيانات من TESS و ASAS-SN مع بيانات من التلسكوب الجنوب أفريقي الكبير لتقييم العناصر المتبقية في أعقاب المستعر الأعظم. وجدوا كلا من الهيدروجين والهيليوم هناك ، وهما مؤشران على أن النجم المتفجر قد استهلك بطريقة ما نجمًا قريبًا.

قال ستانيك: "الشيء الرائع حقًا في هذه النتائج هو أنه عندما نجمع البيانات ، يمكننا تعلم أشياء جديدة". "وهذا المستعر الأعظم هو أول حالة مثيرة لهذا التآزر."

كان المستعر الأعظم الذي لاحظه الفريق من النوع Ia ، وهو نوع من المستعرات الأعظمية يمكن أن يحدث عندما يدور نجمان حول بعضهما البعض - وهو ما يسميه علماء الفلك بالنظام الثنائي. في بعض حالات المستعر الأعظم من النوع الأول ، يكون أحد تلك النجوم قزمًا أبيض.

أحرق قزم أبيض كل وقوده النووي ، تاركًا وراءه نواة شديدة الحرارة. (تتجاوز درجات حرارة القزم الأبيض 100000 درجة كلفن - ما يقرب من 200000 درجة فهرنهايت.) ما لم يكبر النجم عن طريق سرقة أجزاء من الطاقة والمواد من نجم قريب ، فإن القزم الأبيض يقضي المليار سنة التالية يبرد قبل أن يتحول إلى كتلة سوداء كربون.

ولكن إذا كان القزم الأبيض ونجمًا آخر في نظام ثنائي ، فإن القزم الأبيض يأخذ كتلة من النجم الآخر ببطء حتى ينفجر القزم الأبيض في النهاية إلى مستعر أعظم.

المستعرات الأعظمية من النوع الأول مهمة لعلوم الفضاء - فهي تساعد علماء الفلك على قياس المسافة في الفضاء ، وتساعدهم في حساب مدى سرعة توسع الكون (اكتشاف مهم جدًا لدرجة أنه فاز بجائزة نوبل في الفيزياء عام 2011).

قال فاليلي: "هذه هي أشهر أنواع المستعرات الأعظمية - لقد أدت إلى اكتشاف الطاقة المظلمة في التسعينيات". "إنهم مسؤولون عن وجود الكثير من العناصر في الكون. لكننا لا نفهم جيدًا الفيزياء التي تقف وراءهم جيدًا. وهذا ما أحبه حقًا في الجمع بين TESS و ASAS-SN هنا ، بحيث يمكننا بناء هذا البيانات واستخدامها لمعرفة المزيد عن هذه المستعرات الأعظمية ".

يتفق العلماء على نطاق واسع على أن النجم المرافق يؤدي إلى سوبر نوفا قزم أبيض ، لكن آلية ذلك الانفجار وتركيب النجم المرافق أقل وضوحًا.

وقال ستانيك إن هذا الاكتشاف يقدم بعض الأدلة على أن النجم المرافق في هذا النوع من المستعرات الأعظمية هو على الأرجح قزم أبيض آخر.

وقال: "إننا نشهد شيئًا جديدًا في هذه البيانات ، وهو يساعدنا في فهم ظاهرة المستعر الأعظم Ia". "ويمكننا شرح كل هذا من حيث السيناريوهات التي لدينا بالفعل - نحتاج فقط للسماح للنجم الثالث في هذه الحالة ليكون مصدر الهيدروجين."

يتم دعم ASAS-SN من قبل مرصد Las Cumbres ويتم تمويله جزئيًا من قبل Gordon and Betty Moore Foundation والمؤسسة الوطنية للعلوم وجبل. مؤسسة كوبا الفلكية ، ومركز علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية بولاية أوهايو ، والأكاديمية الصينية للعلوم ، ومركز أمريكا الجنوبية لعلم الفلك ، وفيلوم فوندن في الدنمارك.


محتويات

تعود الحسابات من نقطة التوسع التي لوحظت حاليًا إلى انفجار كان من الممكن أن يصبح مرئيًا على الأرض حوالي عام 1667. اقترح الفلكي ويليام أشوورث وآخرون أن الفلكي الملكي جون فلامستيد ربما يكون قد لاحظ عن غير قصد المستعر الأعظم في 16 أغسطس 1680 ، عندما قام بفهرسة نجمة بالقرب من موقعها. اقتراح آخر من بحث متعدد التخصصات مؤخرًا هو أن المستعر الأعظم كان "نجم يوم الظهيرة" ، الذي لوحظ في عام 1630 ، والذي كان يُعتقد أنه بشر بميلاد تشارلز الثاني ، ملك بريطانيا العظمى المستقبلي. [8] على أي حال ، لم يظهر أي مستعر أعظم داخل مجرة ​​درب التبانة بالعين المجردة من الأرض منذ ذلك الحين.

تبلغ درجة حرارة غلاف التمدد حوالي 30 مليون كلفن ، ويتمدد بسرعة 4000 × 6000 كم / ثانية. [2]

أظهرت ملاحظات النجم المنفجر من خلال تلسكوب هابل أنه على الرغم من الاعتقاد الأصلي بأن البقايا كانت تتوسع بطريقة موحدة ، فإن هناك عقدة إخراج خارجية عالية السرعة تتحرك بسرعات عرضية تبلغ 5500 × 14500 كم / ثانية بأعلى سرعات تحدث. في طائرتين متعارضتين تقريبًا. [2] عندما تستخدم رؤية النجم المتوسع الألوان للتمييز بين المواد ذات التركيبات الكيميائية المختلفة ، فإنها تظهر أن المواد المتشابهة غالبًا ما تظل مجمعة معًا في بقايا الانفجار. [3]

كان لدى Cas A كثافة تدفق تبلغ 2720 ± 50 Jy عند 1 جيجاهرتز في عام 1980. [9] نظرًا لأن بقايا المستعر الأعظم تبرد ، فإن كثافة التدفق تتناقص. عند 1 جيجاهرتز ، تتناقص كثافة التدفق بمعدل 0.97 ± 0.04 بالمائة سنويًا. [9] يعني هذا الانخفاض أنه عند الترددات التي تقل عن 1 جيجاهرتز ، يكون Cas A الآن أقل كثافة من Cygnus A. لا يزال Cas A هو ألمع مصدر راديو خارج المجموعة الشمسية في السماء بترددات أعلى من 1 جيجاهرتز.

في عام 1999 ، وجد مرصد شاندرا للأشعة السينية CXOU J232327.8 + 584842 ، [10] وهو "مصدر شبيه بالنقطة الساخنة" بالقرب من مركز السديم وهو بقايا النجم النيوتروني الذي خلفه الانفجار. [11]

على الرغم من أن Cas X-1 (أو Cas XR-1) ، فإن أول مصدر واضح للأشعة السينية في كوكبة Cassiopeia لم يتم اكتشافه خلال رحلة صاروخ Aerobee السبر في 16 يونيو 1964 ، إلا أنه تم اعتباره مصدرًا محتملاً. [12] تم مسح Cas A أثناء رحلة صاروخية أخرى من طراز Aerobee في 1 أكتوبر 1964 ، ولكن لم يكن هناك تدفق كبير للأشعة السينية فوق الخلفية مرتبط بالموقع. [13] تم اكتشاف Cas XR-1 بواسطة رحلة صاروخية من طراز Aerobee في 25 أبريل 1965 ، [14] في RA 23 ساعة و 21 م ديسمبر + 58 ° 30 ′. [15] Cas X-1 هو Cas A ، نوع II SNR عند 23 ساعة و 18 مترًا في ديسمبر + 58 درجة 30. [16] لم تعد تسميات Cassiopeia X-1 و Cas XR-1 و Cas X-1 مستخدمة ، لكن مصدر الأشعة السينية هو Cas A (SNR G111.7-02.1) عند 2U 2321 + 58.

في عام 2005 ، لوحظ صدى الأشعة تحت الحمراء لكارسيوبيا A انفجار على سحب الغاز القريبة باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي. [17] كما شوهد صدى الأشعة تحت الحمراء بواسطة IRAS ودُرس باستخدام مطياف الأشعة تحت الحمراء. في السابق كان يشتبه في أن توهجًا في عام 1950 من نجم نابض مركزي يمكن أن يكون مسؤولاً عن صدى الأشعة تحت الحمراء. مع البيانات الجديدة ، تم الاستنتاج أن هذه الحالة غير مرجحة وأن صدى الأشعة تحت الحمراء ناتج عن انبعاث حراري من الغبار ، والذي تم تسخينه بواسطة الناتج الإشعاعي للمستعر الأعظم أثناء اندلاع الصدمة. [18] يصاحب صدى الأشعة تحت الحمراء صدى ضوئي متناثر. أثبت الطيف المسجل لصدى الضوء البصري أن المستعر الأعظم كان من النوع IIb ، مما يعني أنه نتج عن الانهيار الداخلي والانفجار العنيف لنجم هائل ، على الأرجح عملاق أحمر به نواة من الهيليوم فقد كل غلاف الهيدروجين تقريبًا. كانت هذه هي الملاحظة الأولى لصدى الضوء لمستعر أعظم لم يتم رصد انفجاره بشكل مباشر مما يفتح إمكانية دراسة وإعادة بناء الأحداث الفلكية الماضية. [1] [7] في عام 2011 استخدمت دراسة أطياف من مواضع مختلفة لصدى الضوء لتأكيد أن المستعر الأعظم ذو الكرسي A كان غير متماثل. [19]

في عام 2013 ، اكتشف علماء الفلك الفوسفور في Cassiopeia A ، مما أكد أن هذا العنصر ينتج في المستعرات الأعظمية من خلال التركيب النووي للمستعر الأعظم. يمكن أن تكون نسبة الفوسفور إلى الحديد في المواد من بقايا المستعر الأعظم أعلى بما يصل إلى 100 مرة مما كانت عليه في مجرة ​​درب التبانة بشكل عام. [20]


رصد سوبر نوفا هو الأول من نوعه باستخدام قمر ناسا

الائتمان: CC0 المجال العام

عندما أطلق القمر الصناعي الاستقصائي للكواكب الخارجية العابرة لوكالة ناسا إلى الفضاء في أبريل 2018 ، فعل ذلك بهدف محدد: البحث في الكون عن كواكب جديدة.

ولكن في بحث نُشر مؤخرًا ، أظهر فريق من علماء الفلك في جامعة ولاية أوهايو أن المسح ، الملقب بـ TESS ، يمكن استخدامه أيضًا لمراقبة نوع معين من المستعرات الأعظمية ، مما يمنح العلماء مزيدًا من الأدلة حول أسباب انفجار النجوم القزمة البيضاء - وحول العناصر التي خلفتها تلك التفجيرات.

قال باتريك فاليلي ، المؤلف الرئيسي للدراسة وطالب الدراسات العليا في علم الفلك بولاية أوهايو: "لقد عرفنا منذ سنوات أن هذه النجوم تنفجر ، لكن لدينا أفكارًا مروعة عن سبب انفجارها". "الشيء المهم هنا هو أننا قادرون على إظهار أن هذا المستعر الأعظم لا يتوافق مع وجود قزم أبيض (يأخذ كتلة) مباشرة من رفيق نجم معياري وينفجر فيه - نوع الفكرة القياسية التي أدت إلى محاولة الناس للعثور على توقيعات الهيدروجين في المقام الأول. وذلك لأن منحنى الضوء TESS لا يظهر أي دليل على ارتطام الانفجار بسطح رفيق ، ولأن توقيعات الهيدروجين في أطياف SALT لا تتطور مثل الأخرى العناصر ، يمكننا استبعاد هذا النموذج القياسي ".

بحثهم المفصل في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، أول النتائج المنشورة حول مستعر أعظم تمت ملاحظته باستخدام TESS ، ويضيف رؤى جديدة إلى نظريات طويلة الأمد حول العناصر المتبقية بعد انفجار نجم قزم أبيض إلى مستعر أعظم.

لطالما أزعجت هذه العناصر علماء الفلك.

يعتقد علماء الفلك أن القزم الأبيض ينفجر إلى نوع معين من المستعرات الأعظمية ، 1 أ ، بعد أن تجمع كتلته من نجم قريب ويصبح أكبر من أن يظل مستقرًا. ولكن إذا كان هذا صحيحًا ، فإن الانفجار ، كما افترض علماء الفلك ، يجب أن يترك وراءه عناصر ضئيلة من الهيدروجين ، وهو لبنة أساسية للنجوم والكون بأسره. (النجوم القزمة البيضاء ، بطبيعتها ، تحترق بالفعل من خلال الهيدروجين الخاص بها ، وبالتالي لن تكون مصدرًا للهيدروجين في مستعر أعظم).

ولكن حتى هذه الملاحظة المستندة إلى TESS للمستعر الأعظم ، لم ير علماء الفلك أبدًا آثار الهيدروجين هذه في أعقاب الانفجار: هذا المستعر الأعظم هو الأول من نوعه الذي قام فيه الفلكيون بقياس الهيدروجين. يمكن لهذا الهيدروجين ، الذي أبلغ عنه فريق من مراصد معهد كارنيجي للعلوم ، أن يغير طبيعة ما يعرفه علماء الفلك عن المستعرات الأعظمية القزمة البيضاء.

وقال فاليلي "الشيء الأكثر إثارة للاهتمام في هذا المستعر الأعظم بالتحديد هو الهيدروجين الذي رأيناه في أطيافه (العناصر التي يتركها الانفجار وراءه)". "لقد بحثنا عن الهيدروجين والهيليوم في أطياف هذا النوع من المستعرات الأعظمية لسنوات - تساعدنا هذه العناصر في فهم سبب حدوث المستعر الأعظم في المقام الأول."

قد يعني الهيدروجين أن القزم الأبيض استهلك نجمًا قريبًا. في هذا السيناريو ، سيكون النجم الثاني نجمًا عاديًا في منتصف عمره وليس قزمًا أبيض ثانٍ. لكن عندما قاس علماء الفلك منحنى الضوء من هذا المستعر الأعظم ، أشار المنحنى إلى أن النجم الثاني كان في الواقع قزمًا أبيض ثانٍ. إذن من أين أتى الهيدروجين؟

قال أستاذ علم الفلك كريس ستانيك ، مستشار فاليلي في ولاية أوهايو والمؤلف المشارك في هذه الورقة ، إنه من الممكن أن يكون الهيدروجين قد أتى من نجم مرافق - نجم معياري منتظم - لكنه يعتقد أنه من المرجح أن الهيدروجين جاء من نجم ثالث تصادف وجوده بالقرب من القزم الأبيض المتفجر واستُهلك في المستعر الأعظم بالصدفة.

قال ستانيك: "نعتقد أنه نظرًا لأننا نرى هذا الهيدروجين ، فهذا يعني أن القزم الأبيض استهلك نجمًا ثانيًا وانفجر ، ولكن بناءً على منحنى الضوء الذي رأيناه من هذا المستعر الأعظم ، قد لا يكون هذا صحيحًا".

وأضاف ستانيك "استنادًا إلى منحنى الضوء ، فإن أكثر ما حدث على الأرجح هو أن الهيدروجين قد يأتي من نجم ثالث في النظام". "لذا فإن السيناريو السائد ، على الأقل في ولاية أوهايو في الوقت الحالي ، هو أن طريقة إنشاء مستعر أعظم من النوع Ia (يُنطق 1-A) هي من خلال تفاعل نجمين قزمين أبيضين - حتى يتصادمان. ولكن أيضًا وجود نجم ثالث يوفر الهيدروجين ".

بالنسبة لبحوث ولاية أوهايو ، قام فاليلي وستانيك وفريق من علماء الفلك من جميع أنحاء العالم بدمج البيانات من TESS ، وهو تلسكوب قطره 10 سنتيمترات ، مع بيانات من المسح الآلي للسماء المستعرات الأعظمية (ASAS-SN للاختصار). تقود ولاية أوهايو ASAS-SN وتتكون من تلسكوبات صغيرة حول العالم تراقب السماء بحثًا عن المستعرات الأعظمية في المجرات البعيدة.

تم تصميم TESS ، على سبيل المقارنة ، للبحث في السماء عن كواكب في مجرتنا القريبة - ولتوفير البيانات بسرعة أكبر بكثير من تلسكوبات الأقمار الصناعية السابقة. وهذا يعني أن فريق ولاية أوهايو كان قادرًا على استخدام البيانات من TESS لمعرفة ما كان يحدث حول المستعر الأعظم في اللحظات الأولى بعد انفجاره - وهي فرصة غير مسبوقة.

قام الفريق بدمج البيانات من TESS و ASAS-SN مع بيانات من التلسكوب الجنوب أفريقي الكبير لتقييم العناصر المتبقية في أعقاب المستعر الأعظم. وجدوا كلا من الهيدروجين والهيليوم هناك ، وهما مؤشران على أن النجم المتفجر قد استهلك بطريقة ما نجمًا قريبًا.

قال ستانيك: "الشيء الرائع حقًا في هذه النتائج هو أنه عندما نجمع البيانات ، يمكننا تعلم أشياء جديدة". "وهذا المستعر الأعظم هو أول حالة مثيرة لهذا التآزر."

كان المستعر الأعظم الذي لاحظه الفريق من النوع Ia ، وهو نوع من المستعرات الأعظمية يمكن أن يحدث عندما يدور نجمان حول بعضهما البعض - وهو ما يسميه علماء الفلك بالنظام الثنائي. في بعض حالات المستعر الأعظم من النوع الأول ، يكون أحد تلك النجوم قزمًا أبيض.

أحرق قزم أبيض كل وقوده النووي ، تاركًا وراءه نواة شديدة الحرارة. (تتجاوز درجات حرارة القزم الأبيض 100000 درجة كلفن - ما يقرب من 200000 درجة فهرنهايت.) ما لم يكبر النجم بسرقة أجزاء من الطاقة والمادة من نجم قريب ، فإن القزم الأبيض يقضي المليار سنة التالية يبرد قبل أن يتحول إلى كتلة من الكربون الأسود .

ولكن إذا كان القزم الأبيض ونجمًا آخر في نظام ثنائي ، فإن القزم الأبيض يأخذ كتلة من النجم الآخر ببطء حتى ينفجر القزم الأبيض في النهاية إلى مستعر أعظم.

المستعرات الأعظمية من النوع الأول مهمة لعلوم الفضاء - فهي تساعد علماء الفلك على قياس المسافة في الفضاء ، وتساعدهم في حساب مدى سرعة توسع الكون (اكتشاف مهم جدًا لدرجة أنه فاز بجائزة نوبل في الفيزياء عام 2011).

قال فاليلي: "هذه هي أشهر أنواع المستعرات الأعظمية - لقد أدت إلى اكتشاف الطاقة المظلمة في التسعينيات". "إنهم مسؤولون عن وجود الكثير من العناصر في الكون. لكننا لا نفهم جيدًا الفيزياء التي تقف وراءهم جيدًا. وهذا ما أحبه حقًا في الجمع بين TESS و ASAS-SN هنا ، بحيث يمكننا بناء هذا البيانات واستخدامها لمعرفة المزيد عن هذه المستعرات الأعظمية ".

يتفق العلماء على نطاق واسع على أن النجم المرافق يؤدي إلى سوبر نوفا قزم أبيض ، لكن آلية ذلك الانفجار وتركيب النجم المرافق أقل وضوحًا.

وقال ستانيك إن هذا الاكتشاف يقدم بعض الأدلة على أن النجم المرافق في هذا النوع من المستعرات الأعظمية هو على الأرجح قزم أبيض آخر.

وقال: "إننا نشهد شيئًا جديدًا في هذه البيانات ، وهو يساعدنا في فهم ظاهرة المستعر الأعظم Ia". "ويمكننا تفسير هذا كله من حيث السيناريوهات التي لدينا بالفعل - نحتاج فقط للسماح للنجم الثالث في هذه الحالة ليكون مصدر الهيدروجين."


يبدو `` المستعر الأعظم الغريب '' رائعًا بشكل غريب قبل أن ينفجر

تسبب نجم أصفر مثير للفضول في قيام علماء الفيزياء الفلكية بإعادة تقييم ما هو ممكن داخل كوننا.

بقيادة جامعة نورث وسترن ، استخدم الفريق الدولي تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا لفحص النجم الضخم قبل عامين ونصف من انفجاره إلى مستعر أعظم. في نهاية حياتهم ، عادة ما تكون النجوم الصفراء الباردة مغطاة بالهيدروجين ، مما يخفي الجزء الداخلي الأزرق الساخن للنجم. لكن هذا النجم الأصفر ، الذي يقع على بعد 35 مليون سنة ضوئية من الأرض في مجموعة مجرة ​​العذراء ، كان يفتقر في ظروف غامضة إلى طبقة الهيدروجين المهمة في وقت انفجاره.

قال تشارلز كيلباتريك من نورث وسترن ، الذي قاد الدراسة: "لم نشهد هذا السيناريو من قبل". "إذا انفجر نجم بدون الهيدروجين ، يجب أن يكون شديد الأزرق - حار جدًا حقًا. يكاد يكون من المستحيل أن يكون النجم بهذا البرودة دون وجود الهيدروجين في طبقته الخارجية. لقد نظرنا إلى كل نموذج نجمي يمكن أن يفسر نجمًا مثل هذا ، وكل نموذج يتطلب أن يحتوي النجم على الهيدروجين ، والذي ، من مستعره الأعظم ، نعلم أنه لم يكن كذلك. إنه يمتد إلى ما هو ممكن فيزيائيًا. "

يصف الفريق النجم الغريب والمستعر الأعظم الناتج عنه في دراسة جديدة نُشرت اليوم (5 مايو) في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. In the paper, the researchers hypothesize that, in the years preceding its death, the star might have shed its hydrogen layer or lost it to a nearby companion star.

Kilpatrick is a postdoctoral fellow at Northwestern's Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) and member of the Young Supernova Experiment, which uses the Pan-STARSS telescope at Haleakal?, Hawaii, to catch supernovae right after they explode.

Catching a star before it explodes

After the Young Supernova Experiment spotted supernova 2019yvr in the relatively nearby spiral galaxy NGC 4666, the team used deep space images captured by NASA's Hubble Space Telescope, which fortunately already observed this section of the sky.

"What massive stars do right before they explode is a big unsolved mystery," Kilpatrick said. "It's rare to see this kind of star right before it explodes into a supernova."

The Hubble images showed the source of the supernova, a massive star imaged just a couple years before the explosion. Although the supernova itself appeared completely normal, its source -- or progenitor star -- was anything but.

"When it exploded, it seemed like a very normal hydrogen-free supernova," Kilpatrick said. "There was nothing outstanding about this. But the progenitor star didn't match what we know about this type of supernova."

Direct evidence of violent death

Several months after the explosion, however, Kilpatrick and his team discovered a clue. As ejecta from the star's final explosion traveled through its environment, it collided with a large mass of hydrogen. This led the team to hypothesize that the progenitor star might have expelled the hydrogen within a few years before its death.

"Astronomers have suspected that stars undergo violent eruptions or death throes in the years before we see supernovae," Kilpatrick said. "This star's discovery provides some of the most direct evidence ever found that stars experience catastrophic eruptions, which cause them to lose mass before an explosion. If the star was having these eruptions, then it likely expelled its hydrogen several decades before it exploded."

In the new study, Kilpatrick's team also presents another possibility: A less massive companion star might have stripped away hydrogen from the supernova's progenitor star. The team, however, will not be able to search for the companion star until after the supernova's brightness fades, which could take up to 10 years.

"Unlike it's normal behavior right after it exploded, the hydrogen interaction revealed it's kind of this oddball supernova," Kilpatrick said. "But it's exceptional that we were able to find its progenitor star in Hubble data. In four or five years, I think we will be able to learn more about what happened."


Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) logo

Never-before-seen scenario ‘stretches what’s physically possible’

Banner image: An artistic impression of a blue companion star stripping hydrogen from a yellow supergiant. Credit: Kavli IPMU/Aya Tsuboi

Postdoctoral Fellow Charlie Kilpatrick

A curiously yellow star has caused astrophysicists to reevaluate what’s possible within our universe.

Led by Northwestern University, the international team used NASA’s Hubble Space Telescope to examine the massive star two-and-a-half years before it exploded into a supernova. At the end of their lives, cool, yellow stars are typically shrouded in hydrogen, which conceals the star’s hot, blue interior. But this yellow star, located 35 million lightyears from Earth in the Virgo galaxy cluster, was mysteriously lacking this crucial hydrogen layer at the time of its explosion.

“We haven’t seen this scenario before,” said Northwestern’s Charles Kilpatrick, who led the study. “If a star explodes without hydrogen, it should be extremely blue — really, really hot. It’s almost impossible for a star to be this cool without having hydrogen in its outer layer. We looked at every single stellar model that could explain a star like this, and every single model requires that the star had hydrogen, which, from its supernova, we know it did not. It stretches what’s physically possible.”


A Famous Supernova's Mysteries Are Still Unraveling Hundreds of Years Later

Look up and you might see the bright constellation Cassiopeia trace a zig-zag across the sky as it seemingly always has. But almost 450 years ago, it was the source of surprise: A bright flash, Tycho’s supernova, or “SN 1572" as scientists call it. This was one of the few supernovae humans have been able to see with their naked eye s throughout history. What caused the explosion is still unknown.

You’d be correct in thinking that supernovae originate from stars exploding. Most of us, though, are probably more familiar with type II supernovae that herald the end of a star’s life via an blast following a collapse upon itself.

Meanwhile, scientists have generally accepte d that SN 1572 was a type Ia supernova, the kind that occurs in systems with two stars. Still, its remnants, discovered decades ago with higher-powered telescopes, have defied understanding—scientists are still stumped as to what kind of sources could have created what they see today. Now, an international team of researchers think they’ve got an idea based on some new analysis.

The researchers report that their observations are consistent with a catastrophic cosmic collision between two white dwarfs, although, “other more exotic scenarios may be possible,” they write in the paper published yesterday in Nature Astronomy.

SN 1572's type Ia supernova appearance implies that it could have come from a smaller white dwarf sucking gas from a large, nearby older star until it blew up. But researchers haven’t been able to conclusively pin down the leftovers of either a dead star or a companion. If the new team was dealing with this scenario, surely the white dwarf would let out a lot of high-energy radiation like ultraviolet light and x-rays. This would knock electrons off of the gas clouds surrounding the stars for the 100,000 years (or more) prior to the explosive finale.

But when the researchers took another look at the light particles coming off of the hydrogen atoms in the remnant’s gas, they realized the gas wasn’t nearly as electrically charged as it should have been. This would rule out the traditional way that type Ia supernovae form. Instead, they thought the remnants could have been the result of two white dwarf stars colliding.

“This work adds to the mounting absence of evidence for accreting white dwarfs as the progenitors of type Ia supernovae,” the little-star-eats-big-star scenario, astronomy professor Dan Maoz from Tel-Aviv University, who is not involved in the research, told Gizmodo in an email. “The competing scenario, of merging white dwarfs, has some serious problems of its own, but seems to me to be the favored one.”

Another researcher not involved in the new work, Robert Petre, Chief of the X-ray Astrophysics Laboratory at NASA, found the results interesting because scientists have been aware of some of the constraint-setting observations, the specific spectral lines of the hydrogen atoms, for decades. “But no one until now has recognized how their presence tells us something important about the progenitor,” the exploding white dwarfs, he said in an email. Petre also mentioned that lots of young supernovae remnants have shown similar behavior to SN 1572. “One would have to perform a similar analysis, but the suggestion is that all of these remnants,” with shells showing so-called Balmer filaments, “were caused by similar explosions to Tycho.”

Meanwhile, other Type Ia supernovae with different properties, like one called SN 1604 , might have come from a different kind of explosion, potentially involving only one victim star, said Petre.

The paper’s main conclusion is that little star blowing up from eating too much of the big star scenario is out of the question. Ashley Pagnotta, astrophysicist at the American Museum of Natural History, liked the paper and didn’t think its methods had been used in this kind of situation before. Still, she told Gizmodo that she thought this conclusion might have been a bit overstated, especially the claim that all white dwarfs in their ruled-out scenario must go through the long radiation phase. She explained that one kind of white dwarf-containing explosive-but-not-supernova-explosive stellar binary called “recurrent novae” are only detectable as these kinds of radiation sources for a short period of time after small eruptions. She’d like to see further calculations before feeling comfortable that recurrent novae are also ruled out.

One thing’s for sure: There’s nothing ordinary about the way SN 1572 exploded.


Title: Interaction of the radiation from a Type II supernova with a circumstellar shell

The progenitors of Type II supernovae are expected to be red supergiant stars which have circumstellar shells built up by stellar winds moving at about 10 km s/sup -1/. The interaction of the expanding supernova envelope with the circumstellar matter creates a hot shell which emits bremsstrahlung radiation. While the photospheric emission gives most of the total luminosity near maximum light, the bremsstrahlung emission dominates the photospheric emission at high photon energies (above about 30 eV). The bremsstrahlung emission determines the ionization just outside the hot shell, resulting in the creation of ions such as C IV, Si IV, and N V. These ions, and others, have line transitions which absorb the ultraviolet photospheric emission. The absorption can result in the formation of a radiative precursor to the supernova shock wave in which the gas is radiatively accelerated to velocities of several thousand km s/sup -1/. Lines of C IV, Si IV, and N V produced in this region may have been observed in the ultraviolet spectrum of SN 1979c. The ionized gas in the circumstellar region can also be responsible for the absorption of radio emission from the supernova. If this is the dominant radio absorption process, it predictsmore » the time dependence of the free-free optical depth. « less


معلومات الكاتب

Affiliations

Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast, Belfast, BT7 1NN, UK

G. Terreran, S. J. Smartt, C. Inserra, K. Maguire, K. W. Smith, D. R. Young & E. Kankare

INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 5, 35122, Padova, Italy

G. Terreran, M. L. Pumo, L. Zampieri, S. Benetti, E. Cappellaro, N. Elias-Rosa, A. Pastorello & M. Turatto

Dipartimento di Fisica e Astronomia G. Galilei, Università di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 3, 35122, Padova, Italy

Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli studi di Catania, Via Santa Sofia 64, 95123, Catania, Italy

INFN - Laboratori Nazionali del Sud, Via Santa Sofia 62, 95123, Catania, Italy

Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Giessenbachstraß e 1, 85748, Garching, Germany

Division of Theoretical Astronomy, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo, 181-8588, Japan

The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University, AlbaNova, 10691, Stockholm, Sweden

Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía (CNRS UMI 3386), Departamento de Astronomía, Universidad de Chile, Camino El Observatorio 1515, Las Condes, Santiago, Chile

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA, 02138, USA

School of Physics, O’Brien Centre for Science North, University College Dublin, Belfield, Dublin 4, Ireland

Warsaw University Observatory, Al. Ujazdowskie 4, 00-478, Warszawa, Poland

Ł. Wyrzykowski, A. Udalski, Z. Kostrzewa-Rutkowska, S. Kozłowski, P. Mróz, M. Pawlak, P. Pietrukowicz, R. Poleski, D. Skowron, J. Skowron, I. Soszyński, M. K. Szymański & K. Ulaczyk

Las Cumbres Observatory, 6740 Cortona Drive Suite 102, Goleta, CA, 93117, USA

Department of Physics, University of California, Santa Barbara, Broida Hall, Mail Code 9530, Santa Barbara, CA, 93106-9530, USA

Department of Physics, University of California, Davis, CA, 95616, USA

Department of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK

G. Dimitriadis & M. Sullivan

Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science, Rehovot, 76100, Israel

European Southern Observatory, Alonso de Córdova 3107, Casilla 19, Santiago, Chile

INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Salita Moiariello 16, 80131, Napoli, Italy

International Center for Relativistic Astrophysics, Piazza delle Repubblica, 10, 65122, Pescara, Italy

Max-Planck-Institut fur Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. 1, D-85741, Garching, Germany

SRON Netherlands Institute for Space Research, Sorbonnelaan 2, 3584 CA, Utrecht, The Netherlands

Department of Astrophysics, Institute for Mathematics, Astrophysics and Particle Physics, Radboud University Nijmegen, PO Box 9010, 6500 GL, Nijmegen, The Netherlands

Department of Astronomy, Ohio State University, 140 West 18th Avenue, Columbus, OH, 43210, USA

Department of Physics, University of Warwick, Gibbet Hill Road, Coventry, CV4 7AL, UK

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

Contributions

G.T. initiated and coordinated the project, managed the follow-up campaign, carried out the photometric and spectroscopic analyses and wrote the manuscript. M.L.P. provided the hydrodynamical modelling and contributed to the preparation of the manuscript. T.-W.C. performed the host galaxy analyses. T.J.M. proposed and investigated the PISN scenario. F.T. identified the similarities of the target with SN 1987A and suggested the scaling. L.D. highlighted the issues with the interpretation of PISN and proposed the colliding shells scenario. L.Z. performed the semi-analytical modelling as a preliminary step to the full hydrodynamical modelling. S.J.S. is the principal investigator of PESSTO, through which we gathered all the observations at NTT. S.J.S. and S.B. supervised G.T., helped to coordinate the project and contributed to preparing and editing the manuscript, including final proofreading. C.I. helped with the magnetar hypothesis. E.C. and A.P. helped with theoretical interpretations, providing during preparation of the manuscript. M.N. retrieved the PISN models and helped to perform a thorough comparison of them. M.F. provided constructive criticism during preparation of the manuscript. Ł.W. was the main interlocutor with the OGLE team, providing all the data. D.A.H. was the principal investigator of the GEMINI proposal granting time from which we obtained two spectra that were reduced by C.M. and S.V. G.D. obtained the NTT observations. K.M., M.S., K.W.S., O.Y. and D.R.Y. (the PESSTO builders) helped to coordinate the observations using the NTT and administered the aspects of the PESSTO campaign. J.P.A., M.D.V., N.E.-R., A.G.-Y., A.J., E.K., J.S. and M.T. provided useful comments and advice on the first draft of the manuscript. Z.K.-R., S.K., P.M., M.P., P.P., R.P., D.S., J.S., I.S., M.K.S., A.U. and K.U. were part of the OGLE team and helped to obtain the data.

Corresponding author


شاهد الفيديو: بعد دقائق من انفجار المستعر الأعظم تنويه: قد يتكرر في (شهر اكتوبر 2021).