الفلك

كيف تعرف أن بقايا انفجار نجم هي من Hypernova؟

كيف تعرف أن بقايا انفجار نجم هي من Hypernova؟

بعض الخلفية؟

هناك العديد من أنواع المستعرات الأعظمية التي يمكن تصنيفها إلى الفئات التالية: -

(هذه القائمة متوفرة هنا.)

المستعر الأعظم من النوع 1A

• أطيافها تظهر القليل من الهيدروجين والكثير من الكربون. تظهر أيضًا السيليكون والكالسيوم وعناصر تصل إلى الحديد (بسبب الاندماج أثناء الانفجارات الشديدة).

• يعتقد علماء الفلك أن هذا النوع من المستعرات الأعظمية ناتج عن قزم أبيض (بقايا الكربون والأكسجين لنجم شبيه بالشمس في السابق) والذي جمع الكثير من المواد بحيث لا يتحمل ضغطها الداخلي. بمجرد أن تصل كتلته إلى 1.4 مرة كتلة شمسنا ، ينهار القزم الأبيض ، مما يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارته الداخلية بسرعة. بعد ذلك ، يندمج الكربون ، وينفجر النجم بأكمله على شكل مستعر أعظم بتفجير الكربون. يمكن للقزم الأبيض الأولي جمع المواد من نجم عملاق أحمر للشركة أو من الاصطدام بقزم أبيض آخر.

اكتب المستعر الأعظم 1B

• تحتوي أطيافها على كمية قليلة جدًا من الهيدروجين. تظهر أيضًا الهيليوم.

• يعتقد العلماء أن هذا النوع من المستعرات الأعظمية ناتج عن موت نجم لا يقل عن 25 مرة كتلة الشمس. يفرز النجم مادة من غلافه الغازي في وقت متأخر من حياته (ومن هنا يأتي نقص الهيدروجين في طيفه). ثم ينهار النجم ، ثم يرتد ، وينفجر.

مستعر أعظم من النوع 1C

• تحتوي أطيافها على قدر قليل جدًا من الهيدروجين أو الهيليوم.

• يعتقد العلماء أن هذا النوع يتشكل مثل مستعر أعظم من النوع 1B. بشكل جماعي ، تسمى هذه الأجسام "مستعرات أعظمية منزوعة النواة وانهيار".

المستعر الأعظم من النوع 2

• يحتوي هذا النوع من المستعرات الأعظمية على الكثير من الهيدروجين والهيليوم في طيفه.

• يعتقد علماء الفلك أن هذا النوع ناتج عن موت نجم أكبر بثمانية أضعاف كتلة شمسنا. يمكن لمثل هذا النجم أن يدمج العناصر حتى الحديد. ثم يسخن قلبه ، وينهار ، ثم يرتد مرة أخرى لينفجر ، ويطلق عناصر ثقيلة في الفضاء. الانفجار الهائل يترك وراءه نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود ، اعتمادًا على كتلة النجم الأولي. يُطلق على المستعرات الأعظمية من النوع الثاني اسم "مستعرات أعظم انهيار النواة".

Hypernovae

(لقد وجدت هذا هنا)

SUPERLUMINOUS SUPERNOVA (Hypernova): انفجار أقوى بمقدار 5 إلى 50 مرة من المستعر الأعظم. قد يرتبط أو لا يرتبط Hypernova بانفجار قوي من أشعة جاما.

إذن ، ما هو السؤال؟

كنت أقرأ هذا المقال من قبل وكالة ناسا والذي أظهر أن بعض العلماء اكتشفوا ما يشتبه في أنه بقايا Hypernovae. هذا يقودني إلى التساؤل عن كيفية تمييز علماء الفلك بين بقايا السوبرنوفا وبقايا Hypernova.

أسئلة) -

  • كيف تعرف أن بقايا انفجار نجم هي من Hypernova؟
  • ما هي التقنيات والمعدات المستخدمة للقيام بذلك؟
  • ما هو الفرق الرئيسي بين السوبرنوفا وبقايا Hypernovae عندما يتعلق الأمر بمراقبتها؟

بقايا انفجار مستعر أعظم وجدت في البكتيريا القديمة المغناطيسية

(Phys.org) - في عام 2004 ، اكتشف العلماء الألمان آثارًا لمقذوفات المستعر الأعظم التي ترسبت في قشرة المنغنيز الحديدي في أعماق البحار في المحيط الهادئ. قاموا بتأريخ حدث المستعر الأعظم إلى 2.8 مليون سنة مضت (ميا) ، باستخدام تقديرات من اضمحلال النظائر المشعة للحديد -60. كما تمكنوا من تقدير مسافة حدث المستعر الأعظم إلى 10 فرسخ فلكي (كمبيوتر) من شمسنا ، بناءً على كمية الحديد -60 المترسبة. في اجتماع 14 أبريل للجمعية الفيزيائية الأمريكية ، أبلغ العالم الكندي شون بيشوب ، عن العثور على آثار للحديد -60 من أصل مستعر أعظم في البقايا المتحجرة لبكتيريا شائعة. من خلال التأريخ الدقيق لنوى الرواسب التي تم العثور فيها على العينات ، يبدو أن بيشوب قد اكتشف أول توقيع بيولوجي لحدث مستعر أعظم قديم ، وقد يكون قادرًا على ربطه بنجم متفجر معين.

قام بيشوب بتحليل عينات عينات من طبقات متباعدة ما يقرب من 100000 سنة داخل رواسب من 1.7 إلى 3.3 ميا. إن الحديد -60 ليس نتاجًا لأي عمليات تحدث هنا على الأرض ، لذلك يمكن افتراض أن أي إمداد به من مصدر غير أرضي. كان بيشوب قادرًا على استخراج كل الحديد -60 من أصل بيولوجي ، وتحديد كميته بمطياف الكتلة. كانت الكميات التي تم العثور عليها صغيرة ، لكنها كانت كافية لتأريخ العينة بشكل موثوق إلى فترة تبلغ حوالي 2.2 ميا. تمكن باحثون آخرون ، من أطراف المشروع ، من اقتراح نجم مرشح محتمل يعود إلى هذه الفترة قد يقع في الارتباط النجمي Scorpius-Centaurus ، على بعد 130 قطعة تقريبًا (424 سنة ضوئية) من الشمس.

يمتاز Iron-60 بعمر نصف يبلغ 2.6 مليون سنة ، ويُعد ساعة مثالية لتأريخ الرواسب في هذا النطاق الزمني. يخضع لاضمحلال بيتا لتشكيل الكوبالت 60. قد تكون البكتيريا المغناطيسية المصدر المحتمل لتركيزات الحديد في أعماق البحار. تشتمل هذه المخلوقات على بلورات من أكسيد الحديد الأسود (Fe3ا4) في شكل سلاسل طويلة داخل عضيات متخصصة تسمى المغناطيسومات. تُستخدم هذه العضيات لاستشعار المجال المغناطيسي للأرض وربما التنقل استجابةً له. توجد البكتيريا المحتوية على المغنتيت اليوم عادة في المناطق الانتقالية حيث تلتقي المياه الغنية بالأكسجين بمياه نقص الأكسجين.

ترسم هذه الاكتشافات مشهدًا دراميًا لانفجارات السوبرنوفا التي تمطر الحطام المشع على الأرض القديمة. ثم يتم ترشيح هذه الرواسب من خلال الماء حيث تم دمجها أيضًا في تفاعلات مختلفة من كبريتيد الحديد ، أو لا تزال عقيدات المنغنيز تُستخرج حتى اليوم. قد يتذكر الكثير من الناس مشروع Glomar Explorer لهوارد هيوز ، والجهود الدراماتيكية لوكالة المخابرات المركزية للعثور على حطام الغواصة النووية السوفيتية K-129. كان تعدين عقيدات المنغنيز الغنية بالحديد هو الحجة الملائمة التي استخدمها مستكشف Glomar أثناء بحثه عن الغواصة السرية. إن استكشاف الروابط العميقة بين الأرض وجيرانها الكونيين سيستمر بلا شك في إعطاء نظرة ثاقبة للأحداث هنا وخارجها.

ما يقرب من 2.8 مليون سنة قبل الحاضر تعرض كوكبنا لحطام انفجار سوبر نوفا. كان الوكيل الأرضي لهذا الحدث هو اكتشاف ذرات حية من 60 Fe في قشرة الحديد والمنغنيز في أعماق البحار. يجب أن يكون التوقيع على حدث المستعر الأعظم هذا موجودًا أيضًا في أكسيد الحديد الأسود (Fe3ا4) الحفريات المغناطيسية التي تنتجها البكتيريا المغناطيسية الموجودة في وقت تفاعل الأرض مع المستعر الأعظم ، شريطة أن تمتص البكتيريا بشكل تفضيلي الحديد من أكاسيد الحديد ذات الحبيبات الدقيقة وهيدروكسيدات الحديديك. باستخدام تركيزات أحافير دقيقة مشتقة تجريبياً في قلب حفر في أعماق البحار ، نستنتج تقديرًا متحفظًا لجزء 60 Fe على أنه 60 Fe / Fe = 3.6 × 10 15. هذه القيمة تقع بشكل مريح ضمن حد الحساسية لقدرات مقياس الطيف الكتلي للمسرع الحالي (AMS). سيوضح هذا الحديث بالتفصيل الحالة الحالية لبحثنا 60Fe AMS في الأحافير المغناطيسية و (ربما) يعرض نتائجنا الأولية.


تكشف محاكاة المستعرات الأعظمية كيف تشكل الانفجارات النجمية سحب الحطام

الشكل 1: المستعر الأعظم يخلق سحابة من الحطام تحمل بصمة الانفجار. في هذا التصور لبيانات المحاكاة ، تمت إزالة ربع الغلاف الخارجي المتبقي للكشف عن كتل المادة الموجودة بداخلها (تشير الألوان إلى مواد مختلفة). الائتمان: مستنسخة من المرجع. 1 بإذن من AAS

أصبح علماء الفلك الآن في وضع أفضل لتفسير ملاحظات بقايا المستعر الأعظم بفضل المحاكاة الحاسوبية لهذه الأحداث الكارثية بواسطة علماء الفيزياء الفلكية RIKEN.

عندما تموت أنواع معينة من النجوم ، فإنها تنطفئ في وهج المجد - انفجار قوي بشكل لا يصدق يُعرف باسم المستعر الأعظم. يبدأ أحد أكثر أشكال المستعرات الأعظمية شيوعًا ، وهو النوع Ia ، بنجم قزم أبيض كثيف يحرق وقود الهيدروجين الخاص به. يمكن للمادة المتدفقة من النجم المرافق أن تطلق تفاعل الاندماج النووي الجامح في القزم ، مما يؤدي إلى اندلاع حريق هائل ينتج عنه العديد من العناصر الأثقل في الكون. يتم قذفها إلى الخارج في سحابة مضيئة تعرف باسم البقايا ، والتي تحمل بصمة الانفجار.

يعمل جيل فيران من مختبر RIKEN للفيزياء الفلكية Big Bang وزملاؤه في اليابان وألمانيا على تطوير محاكاة حاسوبية ثلاثية الأبعاد تعيد إنشاء المستعرات الأعظمية. تتضمن عمليات المحاكاة التي قاموا بها خطوتين: الأولى تمثل انفجار المستعر الأعظم نفسه ، بينما تستخدم الثانية ذلك كمدخل لنموذج بقايا المستعر الأعظم. يوضح فيران: "هدفنا هو استكشاف كيف تنتج ظروف الانفجار المختلفة بقايا ذات أشكال وتركيبات مميزة ، مماثلة لتلك التي نلاحظها في مجرتنا".

تركز أحدث عمليات المحاكاة التي أجراها الفريق على جانبين من المستعرات الأعظمية: كيف يشتعل الانفجار داخل قزم أبيض ، وكيف ينفجر الاحتراق في النجم. يمكن أن يبدأ الاشتعال في أماكن قليلة فقط داخل القزم الأبيض ، أو يمكن أن يبدأ في عدة نقاط في وقت واحد. في هذه الأثناء ، قد يكون الاحتراق عبارة عن احتراق - حريق مضطرب يتحرك أبطأ من سرعة الصوت المحلية - أو قد ينطوي على احتراق متبوعًا بتفجير أسرع من الصوت.

من خلال وضع هذه الخيارات معًا بطرق مختلفة ، أنتج الباحثون أربعة نماذج لبقايا المستعر الأعظم. يقول فيران: "لكل نموذج خصائصه المميزة". على سبيل المثال ، نتج عن مستعر أعظم ذي نقاط اشتعال قليلة وانفجار احتراق بقايا ذات غلاف متماثل تم تعويضه من مركز الانفجار. في المقابل ، أنتجت محاكاة تضمنت بضع نقاط اشتعال وتفجير بقايا كان نصف الغلاف الخارجي فيها ضعف سمك النصف الآخر. كما ظهرت بقايا محاكاة الاحتراق "طبقات" غير متوقعة من مادة أكثر كثافة.

تشير هذه النتائج إلى أن أفضل وقت لرؤية بصمة المستعر الأعظم على بقاياه هو ما يقرب من 100-300 سنة بعد الانفجار. هذه البصمة مرئية لفترة أطول في المستعرات الأعظمية ذات نقاط الاشتعال الأقل ، وأصبحت جميع البقايا في عمليات المحاكاة كروية بشكل عام في غضون 500 عام. ستوجه هذه النتائج علماء الفلك أثناء تفسيرهم لرصد بقايا المستعر الأعظم.


كيف تعرف أن بقايا انفجار نجم هي من Hypernova؟ - الفلك

لست متأكدًا مما إذا كان هذا السؤال يتعلق مباشرة بالمستعرات الأعظمية ، لكن هل يمكن أن تخبرني إلى متى تستمر السدم؟ أعلم أنها تتشكل عندما يتحول نجم إلى مستعر أعظم ، لكن هل يموتون أو يتلاشىون؟

هناك العديد من أنواع السدم المختلفة في علم الفلك ، ولا علاقة لأي منها ببعضها البعض! لكنني سأجيب على سؤالك تحديدًا فيما يتعلق بالسدم التي تأتي من مادة مقذوفة في مستعر أعظم ، والتي تسمى غالبًا "بقايا المستعر الأعظم" (SNR). مثال مشهور على SNR هو سديم السرطان.

تتلاشى نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) وتصبح غير مرئية في النهاية. وقت حدوث ذلك هو في حدود عشرات الآلاف إلى مائة ألف سنة. السبب في تلاشي نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) في النهاية هو ببساطة أن لديهم كمية محدودة فقط من مدخلات الطاقة عند تكوينهم - هذه الطاقة تأتي من المادة التي طردها النجم المركزي في انفجار المستعر الأعظم. عندما تتحرك هذه المادة بعيدًا عن المركز وتصطدم بالغاز في المنطقة المحيطة بالنجم ، ستفقد بعضًا من طاقتها أثناء تسخين الغاز. ثم يطلق الغاز المسخن هذه الطاقة في شكل ضوء ، لذلك في النهاية سيتم إطلاق كل الطاقة المتاحة ولن تتألق نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) بعد الآن.

يمكننا تقدير المدة التي ستشرق فيها نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) إذا قمنا بقياس درجة حرارة الغاز الذي يتم تسخينه بواسطة موجة الصدمة من المصدر المركزي. إذا عرفنا درجة الحرارة وتمكنا من تقدير كمية الغاز الموجودة ، فيمكننا حساب المعدل الذي ينبعث منه الغاز للطاقة بالإضافة إلى إجمالي كمية الطاقة المتاحة له للإشعاع ، لذلك يمكننا تقدير المدة التي سيظل فيها يلمع ل.

هناك تأثير آخر يجب مراعاته وهو أنه نظرًا لأن موجة الصدمة الناتجة عن الانفجار تتحرك بعيدًا عن مركز SNR ، فإنها ستكتسح الكثير من الغاز المحيط. يذهب جزء من طاقة موجة الصدمة إلى تسريع المادة "الجديدة" التي يتم جرفها ، لذلك بشكل عام ، يجب أن تنخفض سرعة الصدمة. هذا يعني أنه في النهاية ، بعيدًا عن مركز SNR ، لن تتحرك موجة الصدمة بهذه السرعة ، وبالتالي لن تسخن الغاز الجديد الذي تصادفه كثيرًا ، ولن تكون نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) ساطعة.

لمزيد من المناقشة حول مراحل التوسع في SNR ، ألق نظرة على هذه الصفحة من Imagine the Universe.

أحد المضاعفات الأخيرة للمناقشة أعلاه التي تستحق الإشارة إليها هو التأثير الذي قد تحدثه بقايا قلب النجم المتفجر ، في مركز SNR ، على انبعاث SNR ككل. على سبيل المثال ، إذا ترك انفجار المستعر الأعظم وراءه نجمًا نيوترونيًا ممغنطًا سريع الدوران (أي نجم نابض) ، فيمكن للنجم النابض أن يستمر في المساهمة بالطاقة في نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) لفترة طويلة بعد حدوث انفجار المستعر الأعظم. يعتقد علماء الفلك أن هذه العملية تجري حاليًا في سديم السرطان.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 18 يوليو 2015.

عن المؤلف

ديف روثستين

ديف هو طالب دراسات عليا سابق وباحث ما بعد الدكتوراه في جامعة كورنيل ، استخدم ملاحظات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية ونماذج الكمبيوتر النظرية لدراسة الثقوب السوداء المتصاعدة في مجرتنا. كما قام بمعظم عمليات التطوير للإصدار السابق من الموقع.


ناسا Blueshift

أحصل على الكثير من الإلهام لموضوعات المدونات من الأسئلة التي أتلقاها عبر البريد الإلكتروني. غالبًا ليس لديهم إجابات سهلة أو مباشرة (انظر هذا السؤال حول عدد النجوم الموجودة في درب التبانة). سئلت مؤخرًا كيف وصلنا إلى عمر 8000 عام لسديم الحجاب. إذا لم نشهد بالفعل انفجار النجم & # 8217s (مثلما فعلنا مع SN1987A ، على سبيل المثال) ، فكيف نعرف منذ متى حدث ذلك؟ اعتقدت أن الإجابة أصبحت مثيرة للاهتمام لأنها & # 8217s مثال رائع لكيفية عملها عندما تتحسن أدواتنا & # 8211 أدوات أفضل تساوي إجابات أكثر دقة. وأحيانًا تتغير الإجابات بشكل جذري مع تحسن فهمنا.

سديم الحجاب. الائتمان: T. A. Rector / University of Alaska Anchorage and WIYN / NOAO / AURA / NSF اقرأ المزيد.

لكن دعونا & # 8217s نسخ احتياطيًا قليلاً ونتحدث عن كيفية حساب عمر شيء مثل سديم الحجاب. هناك بالفعل أنواع مختلفة من السدم ، الحجاب هو النوع الذي ينتج عن نجم ضخم ينهي حياته بانفجار هائل. الغلاف المتبقي من الغبار والغاز هو ما نسميه بقايا المستعر الأعظم (SNR). وهذا هو الحجاب. في الواقع هو جزء من الضوء المرئي لما يعرف باسم حلقة Cygnus Loop.

صورة GALEX الأخيرة لحلقة Cygnus في الضوء فوق البنفسجي ، مع إضافة ملصقات للإشارة إلى السمات المعروفة جيدًا: الحجاب الغربي (NGC 6960) الحجاب الشرقي (NGC 6992 ، NGC 6995 ، IC 1340) NGC 6974 و NGC 6979 على طول الحافة الشمالية Pickering & # 8217s Triangle The Southestern Knot ، وهي ميزة بارزة للأشعة السينية. مصدر الصورة الأصلي: NASA / JPL-Caltech

يرتبط عمر ومعدل توسع SNR وحجمه جميعًا رياضيًا. إذا كنت تعرف شيئين من هذه الأشياء ، يمكنك معرفة الشيء الثالث.

في حالة الحجاب نريد معرفة عمره. عمره يساوي المسافة التي توسع فيها السديم مقسومة على معدل تمدده.

إحدى الطرق التي يمكننا من خلالها معرفة المعدل الذي يتم به توسع السديم هي مراقبة السديم بمرور الوقت ومعرفة مقدار تمدده في تلك الفترة الزمنية. بالطبع هذا ليس من السهل دائمًا القيام به. & # 8217ll غالبًا ما ترى سديم السرطان يستخدم كمثال عندما يتعلم الطلاب كيفية إجراء هذا الحساب. (تمر هذه الصفحة على مستوى الكلية خلال التمرين ، كما هو الحال مع ملف pdf الخاص بالمدرسة الإعدادية / الثانوية.) وذلك لأن سرطان البحر مدروس جيدًا ، وهناك العديد من الصور والملاحظات الخاصة به على وجه الخصوص ، وهناك صور منه من عام 1956 و 1999 وقد توسعت بشكل ملحوظ منذ ذلك الحين.

لقياس حجم SNR ، تحتاج إلى معرفة بعده. إذا كنت تعرف المسافة بينه وبين الأرض ، فيمكنك استخدام علم المثلثات لحساب نصف قطره. (هنا & # 8217s ملف pdf يمر بالحسابات.) لاحظ أنه يمكن أيضًا إجراء الحساب العكسي. في الحالة المذكورة أعلاه لـ SN1987A ، رأينا ذلك يحدث ، وعرفنا مدى توسعها منذ الانفجار الأولي ، ويمكننا قياس حجمها & # 8211 مع بعض المثلثات ، تمكنا من اشتقاق المسافة!

لكن لنعد إلى حالة سديم الحجاب. لقد قدرنا سابقًا المسافة بينه وبين الأرض بحوالي 2500 سنة ضوئية. لكن الملاحظات الأخيرة من بعثتي Hubble و FUSE أعطتنا قياسًا أكثر دقة للمسافة. نحن الآن نقدر المسافة بيننا وبين حوالي 1500 سنة ضوئية. وهذا بدوره يضع حسابنا للمسافة التي توسعها عند رقم أقل (90 سنة ضوئية بدلاً من 150) ، وبالتالي خفض العمر المقدر للسديم من 20000 سنة إلى ما بين 5000-8000 سنة!

وهكذا فإن القدرة على صنع أدوات أكثر تقدمًا لاستكشاف الكون يمكن أن تحدث فرقًا كبيرًا في فهمنا لها!

سبتمبر 2015 صورة سديم الحجاب. الائتمان: NASA و ESA و Z. Levay (STScI / AURA)


متى يحدث Hypernovae؟

عندما تموت الشمس ، مثل نجمنا ، سوف تنفجر في انفجار مستعر أعظم ، مما يخلق قزمًا أبيض في مكانه. عندما يموت نجم أكبر ، فإننا نتحدث عدة مرات أكبر ، وليس بترتيب ضعف الحجم ، وسوف يتحول النجم إلى hypernova. أحد الاختلافات بين الاثنين هو أن النجم القزم الأبيض سيتم تدميره في انفجار Hypernova.

تعتبر Hypernovae نادرة جدًا في الكون ويجب أن تكون محظوظًا لالتقاطها. لقد اكتشفنا بعض بقايا انفجارات Hypernova لكنها ليست شائعة مثل انفجارات السوبرنوفا.

يمكن أن تكون كمية الطاقة التي يتم إطلاقها أثناء انفجار Hypernova أكثر من كل الطاقة التي أنتجتها الشمس خلال حياتها. الطاقة التي تنتجها الشمس ليست كمية صغيرة بأي امتداد للخيال.


ما مدى سخونة الذرات في موجة الصدمة لنجم متفجر؟

ستساعد طريقة جديدة لقياس درجة حرارة الذرات أثناء الموت التفجيري لنجم العلماء على فهم موجة الصدمة التي تحدث نتيجة انفجار المستعر الأعظم. قام فريق دولي من الباحثين ، بما في ذلك عالم في ولاية بنسلفانيا ، بدمج ملاحظات لبقايا مستعر أعظم قريب - الهيكل المتبقي بعد انفجار نجم - مع عمليات محاكاة من أجل قياس درجة حرارة ذرات الغاز البطيئة الحركة المحيطة بالنجم كما هي تم تسخينه بواسطة المادة التي دفعت للخارج بفعل الانفجار.

قام فريق البحث بتحليل الملاحظات طويلة المدى لبقايا المستعر الأعظم القريبة SN1987A باستخدام مرصد Chandra X-ray التابع لناسا وخلق نموذجًا يصف المستعر الأعظم. أكد الفريق أن درجة حرارة حتى أثقل الذرات - التي لم يتم التحقيق فيها بعد - مرتبطة بوزنها الذري ، حيث أجاب على سؤال طويل الأمد حول موجات الصدمة وقدم معلومات مهمة حول عملياتها الفيزيائية. تظهر ورقة تصف النتائج في 21 يناير 2019 ، في مجلة Nature Astronomy.

قال ديفيد بوروز ، أستاذ علم الفلك والفيزياء الفلكية في ولاية بنسلفانيا ومؤلف الورقة البحثية: "توفر انفجارات السوبرنوفا وبقاياها مختبرات كونية تمكننا من استكشاف الفيزياء في ظروف قاسية لا يمكن تكرارها على الأرض". "سمحت لنا التلسكوبات والأجهزة الفلكية الحديثة ، سواء الأرضية أو الفضائية ، بإجراء دراسات تفصيلية لبقايا المستعر الأعظم في مجرتنا والمجرات القريبة. لقد أجرينا ملاحظات منتظمة لبقايا المستعر الأعظم SN1987A باستخدام مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا ، أفضل تلسكوب للأشعة السينية في العالم ، بعد وقت قصير من إطلاق تشاندرا في عام 1999 ، واستخدم المحاكاة للإجابة على أسئلة طويلة الأمد حول موجات الصدمة ".

يدفع الموت المتفجر لنجم ضخم مثل SN1987A المواد إلى الخارج بسرعات تصل إلى عُشر سرعة الضوء ، دافعًا موجات الصدمة إلى الغاز البينجمي المحيط. يهتم الباحثون بشكل خاص بجبهة الصدمة ، والانتقال المفاجئ بين الانفجار الأسرع من الصوت والغاز البطيء الحركة نسبيًا المحيط بالنجم. تعمل مقدمة الصدمة على تسخين هذا الغاز البارد بطيء الحركة إلى ملايين الدرجات - درجات حرارة عالية بما يكفي ليصدر الغاز أشعة سينية يمكن اكتشافها من الأرض.

قال بوروز: "الانتقال مشابه لما لوحظ في حوض المطبخ عندما يضرب تيار عالي السرعة من الماء حوض المغسلة ، ويتدفق بسلاسة إلى الخارج حتى يقفز فجأة في الارتفاع ويصبح مضطربًا". "تمت دراسة جبهات الصدمات على نطاق واسع في الغلاف الجوي للأرض ، حيث تحدث في منطقة ضيقة للغاية. ولكن في الفضاء ، تكون انتقالات الصدمات تدريجية وقد لا تؤثر على ذرات جميع العناصر بالطريقة نفسها."

قام فريق البحث ، بقيادة ماركو ميسيلي وسلفاتور أورلاندو من جامعة باليرمو بإيطاليا ، بقياس درجات حرارة العناصر المختلفة خلف مقدمة الصدمة ، مما سيحسن فهم فيزياء عملية الصدمة. من المتوقع أن تكون درجات الحرارة هذه متناسبة مع الوزن الذري للعناصر ، ولكن يصعب قياس درجات الحرارة بدقة. أدت الدراسات السابقة إلى نتائج متضاربة فيما يتعلق بهذه العلاقة ، وفشلت في تضمين العناصر الثقيلة ذات الأوزان الذرية العالية. لجأ فريق البحث إلى المستعر الأعظم SN1987A للمساعدة في معالجة هذه المعضلة.

كان السوبرنوفا SN1987A ، الواقع في كوكبة قريبة تسمى سحابة ماجلان الكبيرة ، أول مستعر أعظم مرئي للعين المجردة منذ مستعر أعظم كيبلر في عام 1604. وهو أيضًا أول مستعر أعظم تمت دراسته بالتفصيل باستخدام الأدوات الفلكية الحديثة. وصل الضوء من انفجاره إلى الأرض لأول مرة في 23 فبراير 1987 ، ومنذ ذلك الحين لوحظ في جميع الأطوال الموجية للضوء ، من موجات الراديو إلى الأشعة السينية وموجات جاما. استخدم فريق البحث هذه الملاحظات لبناء نموذج يصف المستعر الأعظم.

ركزت نماذج SN1987A عادةً على الملاحظات الفردية ، ولكن في هذه الدراسة ، استخدم الباحثون محاكاة عددية ثلاثية الأبعاد لدمج تطور المستعر الأعظم ، من بدايته إلى العصر الحالي. سمحت المقارنة بين ملاحظات الأشعة السينية والنموذج للباحثين بقياس درجات الحرارة الذرية بدقة لعناصر مختلفة مع نطاق واسع من الأوزان الذرية ، وتأكيد العلاقة التي تتنبأ بدرجة الحرارة التي وصل إليها كل نوع من أنواع الذرات في الغاز البينجمي.

قال بوروز: "يمكننا الآن أن نقيس بدقة درجات حرارة عناصر ثقيلة مثل السيليكون والحديد ، وقد أظهروا أنهم بالفعل يتبعون العلاقة بأن درجة حرارة كل عنصر تتناسب مع الوزن الذري لذلك العنصر". "هذه النتيجة تحسم قضية مهمة في فهم موجات الصدمة الفيزيائية الفلكية وتحسن فهمنا لعملية الصدمة."


كيف تجد عندما انفجر مستعر أعظم؟ قم بتشغيل الساعة للخلف.

منذ حوالي 200000 عام ، انفجر نجم ضخم في مجرة ​​مصاحبة مجرة ​​درب التبانة. تفجير ثماني الأطنان من الحطام إلى الخارج بسرعة عالية ، وقد تمدد الانفجار في الفضاء منذ ذلك الحين. تبدو اليوم وكأنها دوامة من الغيوم الرقيقة ، وتضاءلت سرعتها الهائلة تقريبًا إلى السكون بسبب المسافة.

لكن التوسع الفعلي قابل للقياس ، وباستخدام تقنية ذكية تعمل على تشغيل الساعة للخلف ، حدد علماء الفلك متى وصل ضوء الانفجار إلى الأرض لأول مرة: منذ 1746 عامًا ، زاد أو أخذ 175 *.

مجال رؤية واسع تظهر صورة هابل لبقايا المستعر الأعظم 1E 0102.2-7219 (أسفل المركز باللون الأزرق) أنها تقع على بعد بضع عشرات من السنين الضوئية من سديم تشكل النجوم الضخم N76 في سحابة ماجلان الصغيرة ، وهي مجرة ​​مصاحبة لدرب التبانة طريق. الائتمان: وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وفريق هابل للتراث (STScI / AURA)

تسمى سحابة الحطام 1E 0102.2-7219 ، وتقع في سحابة ماجلان الصغيرة ، وهي مجرة ​​قزمة تدور حول درب التبانة. يشير تحليل الحطام إلى أنه حدث عندما وصل نجم كتلته 25-50 ضعف كتلة الشمس إلى نهاية حياته ، وانفجر في مستعر أعظم ضخم.

يتطاير الحطام بعيدًا في الفضاء ، ويمتد بعيدًا عن نقطة الانفجار ، ويتحرك جزء منه بسرعة تزيد عن 2000 كيلومتر في الثانية. على الرغم من أنها بعيدة جدًا ، إلا أن ملاحظات بقايا المستعر الأعظم (كما تسمى سحابة الحطام) يمكن لفصل بضع سنوات عن بعضها أن يُظهر الحركة الفيزيائية لبعض العقد الفردية للمواد. يسهل رؤية ذلك في المستعرات الأعظمية الأقرب ، مثل ، على سبيل المثال ، في سديم السرطان.

وهذا بالضبط ما فعله الفلكي لـ 1E 0102.2-7219. باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، قاس فريق من علماء الفلك بعناية مواقع 22 كتلة من المواد المتبقية في الملاحظات التي تم التقاطها في عامي 2003 و 2013 ، مشيرين إلى حركتها إلى الخارج من مركز الانفجار. بمجرد أن تصبح هذه الأرقام في متناول اليد ، من الممكن قلبها ، وحساب متى التقوا جميعًا في المركز - بعبارة أخرى ، كم مضى على حدث المستعر الأعظم. هكذا بلغوا سن 1746 سنة.

تظهر ملاحظات هابل لبعض عقد الحطام الممتدة بعيدًا عن مركز توسع المستعر الأعظم (CoE ، خارج الإطار إلى أسفل اليسار) المواقع في عام 2003 (الدوائر اليسرى ، الخضراء) مقابل 10 سنوات لاحقًا في عام 2013 (على اليمين) ، الدوائر الزرقاء). إن الابتعاد عن مركز التميز طفيف ولكنه واضح. الائتمان: Banovetz et al.

اتضح - بالطبع! - إنها في الواقع أكثر تعقيدًا من ذلك بقليل. لشيء واحد أن العمر هو الحد الأعلى ، ربما حدث الانفجار مؤخرًا. هذا لأن الفضاء ليس فارغًا تمامًا. هناك غاز بين النجوم ، والعقد التي تتحرك للخارج يجب أن تضغط عليها. هذا يبطئهم ، لذلك عندما تقيس سرعتهم كما تراهم الآن ربما لا يتحركون بالسرعة التي كانوا يتحركون بها في الماضي. السرعة التي تضعها في الرياضيات منخفضة للغاية ، وتحصل على عمر أعلى من العمر الحقيقي لأنك تعتقد أن الأمر استغرق وقتًا أطول للوصول إلى ما هو عليه مما حدث بالفعل.

كما أنه يساعد فقط على استخدام العقد التي تتحرك بسرعة أكبر. الوحدات التي تتحرك بشكل أبطأ لم تتحرك بنفس القدر ، لذا فإن التغيير في المواضع بين الملاحظات يكون أصغر ويصعب قياسه. أيضًا ، قد تكون تلك التي تتحرك أبطأ تدفع ضد المزيد من المواد ، لذا فإن سرعاتها ستفسد الحساب على أي حال. من بين أكثر من 90 عقدة موجودة في الصور ، استخدم الفريق فقط أسرع 22 عقدة متحركة لمعرفة العمر لتجنب هذه المشكلة.

بقايا المستعر الأعظم 1E 0102.2-7219 التي شاهدها تلسكوب هابل الفضائي. أشارت القياسات الدقيقة للحطام المتوسع بمرور الوقت إلى أن النجم انفجر منذ 1738 (175) عامًا. الغاز الملون باللون الأزرق يتحرك باتجاه الأرض ، والغاز الملون باللون الأحمر يتحرك بعيدًا. حقوق الصورة: NASA / ESA / STScI / J.Banovetz and D. Milisavljevic (جامعة بوردو)

استخدم علماء فلك آخرون طرقًا مختلفة لمحاولة معرفة عمر البقايا ، لكن الطرق المختلفة لم تسفر عن قياس دقيق. إحدى الميزات التي تتمتع بها الملاحظات الجديدة هي أنها لم تكن مبنية فقط على الملاحظات باستخدام نفس التلسكوب (هابل) ولكن تلك التي تم إجراؤها على نفس الكاميرا. وهذا يمنح علماء الفلك منصة مستقرة لطيفة توفر بيانات أفضل. في الواقع ، حاول الفريق الذي وضع الملاحظات الواردة هنا استخدام بيانات هابل القديمة للحصول على خط أساس أطول ، ولكن تم إجراء تلك الملاحظات على كاميرا مختلفة وأدخلت شكوكًا جعلت حساباتهم أسوأ! لذلك أسقطوا هذه الفكرة وتمسكوا بملاحظات الكاميرا الواحدة.

وتمكنوا أيضًا من تحديد بقعة حدوث المستعر الأعظم في السماء. هذا مهم لأن انفجار نجم ضخم مثل هذا يمكن أن يخلف وراءه نجمًا نيوترونيًا كثيفًا أو حتى ثقبًا أسود ، وإذا أمكن العثور عليه ، فإنه يساعد علماء الفلك على فهم النجم نفسه بشكل أفضل. كما يحدث هناك هو مصدر للأشعة السينية يقع ليس بعيدًا جدًا عن المكان الذي يحسبون فيه مركز الانفجار ، ويمكن لكل من النجوم النيوترونية والثقوب السوداء إصدار أشعة سينية. ومع ذلك ، فهو يقع بعيدًا بما يكفي عن المركز (حوالي سنة ضوئية على الأقل) لدرجة أنهم يشتبهون في أنها في الواقع عقدة من الغاز في سحابة الحطام نفسها وليس الجسم المضغوط الذي خلفه الانفجار. إذا تم ترك أي شيء وراءنا ، فمن غير الواضح ما هو أو مكانه.

تمدد سديم السرطان ، وهو بقايا مستعر أعظم يبعد 6000 سنة ضوئية ، شوهد على مدى عقد باستخدام صور لعالم الفلك الهاوي ديتليف هارتمان.

كل هذا يثير السؤال ، هل رأى أي شخص هذا الحدث مرة أخرى ، أوه ، 275 م أو نحو ذلك؟ لم تذكر الورقة ذلك. كان المستعر الأعظم في أقصى الجزء الجنوبي من السماء (خط عرض سماوي -72 درجة) ، لذا كان من الممكن أن يكون مرئيًا للأشخاص الذين يعيشون في أستراليا وأمريكا الجنوبية وجنوب إفريقيا في ذلك الوقت. كان من الممكن أن يكون خافتًا ، لذلك من الممكن أن يمر دون أن يلاحظه أحد. قد يكون من الصعب العثور على سجلات لها.

لا يزال ، هذا عمل رائع ومفيد للغاية. إن فهم عمر المستعر الأعظم أمر بالغ الأهمية لفهم دينامياته: كيف يتحرك الحطام بمرور الوقت ، وكيف يتغير ذلك ، وكيف يتفاعل مع المواد من حوله ، وأكثر من ذلك بكثير. يأمل علماء الفلك في الحصول على مجموعة أخرى من الملاحظات باستخدام نفس الكاميرا ، مما يساعد في تحديد أوجه عدم اليقين وربما المساعدة في العثور على ما قد يتبقى في المركز. إذا أمكن العثور على ذلك ، فسيساعد هذه القياسات كثيرًا.

لقد أجريت قياسات كهذه ، وقد يكون الأمر صعبًا للغاية ومحفوفًا بمشكلات دقيقة. هذا عمل مثير للإعجاب ، ومع مرور الوقت أتوقع أن نرى المزيد مثله باستخدام أسطولنا الموقر من التلسكوبات المدارية التي تمنحنا مثل هذا الخط الأساسي الطويل بين الملاحظات.


تكشف بقايا المستعرات الأعظمية كيف انفجر النجم

في سن مبكرة جدًا ، يتعلم الأطفال كيفية تصنيف الأشياء وفقًا لشكلها. الآن ، يقترح بحث جديد أن دراسة شكل تداعيات المستعرات الأعظمية قد تسمح لعلماء الفلك بفعل الشيء نفسه.

أظهرت دراسة جديدة لصور من مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا على بقايا المستعر الأعظم - الحطام من النجوم المتفجرة - أن تناسق البقايا ، أو عدم وجودها ، يكشف كيف انفجر النجم. هذا اكتشاف مهم لأنه يظهر أن البقايا تحتفظ بمعلومات حول كيفية انفجار النجم على الرغم من مرور مئات أو آلاف السنين.

وقالت لورا لوبيز من جامعة كاليفورنيا في سانتا كروز ، التي قادت الدراسة: "يشبه الأمر تقريبًا بقايا المستعر الأعظم لديها" ذاكرة "للانفجار الأصلي". "هذه هي المرة الأولى التي يقارن فيها أي شخص بشكل منهجي شكل هذه البقايا في الأشعة السينية بهذه الطريقة."

يصنف علماء الفلك المستعرات الأعظمية إلى عدة فئات أو "أنواع" بناءً على الخصائص التي لوحظت بعد أيام من الانفجار والتي تعكس آليات فيزيائية مختلفة جدًا تسبب انفجار النجوم. ولكن نظرًا لأن بقايا المستعرات الأعظمية المرصودة هي بقايا من الانفجارات التي حدثت منذ فترة طويلة ، فهناك حاجة إلى طرق أخرى لتصنيف المستعرات الأعظمية الأصلية بدقة.

ركز لوبيز وزملاؤه على بقايا المستعر الأعظم الصغيرة نسبيًا التي أظهرت انبعاثًا قويًا للأشعة السينية من السيليكون الناتج عن الانفجار لاستبعاد تأثيرات المادة بين النجمية المحيطة بالانفجار. أظهر تحليلهم أنه يمكن استخدام صور الأشعة السينية للقذيفة لتحديد الطريقة التي انفجر بها النجم. درس الفريق 17 بقايا مستعر أعظم في مجرة ​​درب التبانة والمجرة المجاورة ، سحابة ماجلان الكبيرة.

لكل من هذه البقايا معلومات مستقلة عن نوع المستعر الأعظم المتضمن ، ليس بناءً على شكل البقايا ولكن ، على سبيل المثال ، على العناصر التي تمت ملاحظتها فيه. The researchers found that one type of supernova explosion -- the so-called Type Ia -- left behind relatively symmetric, circular remnants. This type of supernova is thought to be caused by a thermonuclear explosion of a white dwarf, and is often used by astronomers as "standard candles" for measuring cosmic distances.

On the other hand, the remnants tied to the "core-collapse" supernova explosions were distinctly more asymmetric. This type of supernova occurs when a very massive, young star collapses onto itself and then explodes.

"If we can link supernova remnants with the type of explosion," said co-author Enrico Ramirez-Ruiz, also of University of California, Santa Cruz, "then we can use that information in theoretical models to really help us nail down the details of how the supernovas went off."

Models of core-collapse supernovas must include a way to reproduce the asymmetries measured in this work and models of Type Ia supernovas must produce the symmetric, circular remnants that have been observed.

Out of the 17 supernova remnants sampled, ten were classified as the core-collapse variety, while the remaining seven of them were classified as Type Ia. One of these, a remnant known as SNR 0548-70.4, was a bit of an "oddball." This one was considered a Type Ia based on its chemical abundances, but Lopez finds it has the asymmetry of a core-collapse remnant.

"We do have one mysterious object, but we think that is probably a Type Ia with an unusual orientation to our line of sight," said Lopez. "But we'll definitely be looking at that one again."

While the supernova remnants in the Lopez sample were taken from the Milky Way and its close neighbor, it is possible this technique could be extended to remnants at even greater distances. For example, large, bright supernova remnants in the galaxy M33 could be included in future studies to determine the types of supernova that generated them.

The paper describing these results appeared in the November 20 issue of The Astrophysical Journal Letters.

مصدر القصة:

المواد المقدمة من Chandra X-ray Center. ملاحظة: يمكن تعديل المحتوى حسب النمط والطول.


Supernova remnants and the age of the Universe

My recent post “A biblical creationist cosmogony” describes a cosmogony involving Lisle’s ASC (Anisotropic Synchrony Convention) model in a static universe with some added features. However the question has been asked whether it allows for sufficient time in terms of process in the cosmos to account for things like the formation of supernova remnants (SNR)?

The reason for this question is that because the ASC model and associated cosmogony essentially is saying the Universe is only about 6000 years old, it follows that no structures (stars, galaxies, quasars, SNRs etc) can have an age greater than this 6000 years. But aren’t galaxies billions of years old? Is there any evidence of expanding clouds from supernovae that are much older than 6000 years? There really are two categories to study here. One is apparent age and the other actual age. Our sun for example was created on Day 4 about 6000 years ago, therefore it cannot be the 4.7-billion-year-old star as we have been told.

Since God clearly told us in Scripture that he created the sun on that particular day, we know how old it is. The assumed uniformitarian age is based on man’s belief, which excludes a supernatural creation. Therefore the billions of years are not by some direct measurement but by imposition of a belief system. The same goes for all stars and galaxies as well.

Figure 1: Hubble Space Telescope photograph (2005)

But there are processes in the cosmos which result from observed causes. For example the Crab nebula resulted from an exploding star. History notes that Chinese astronomers in 1054 A.D. observed the explosion. John Bevis, an English doctor, is credited with its discovery in 1731. The nebula is formed by an expanding shell of gas and dust, debris blown out by an expanding shock wave. Over time the rate of expansion of the shell can be measured from Earth. Using that rate and knowing the size of the shell one can put an upper limit on the age of the structure. Usually also a neutron star is formed at the centre from the progenitor star. That is evidence that a star did indeed explode.

If one then discovered such a structure that was 1 million years old, and it had an identifiable neutron star at its centre then that would disprove this ASC creationist model, wouldn’t it? Yes, it would. Now there is still a problem of the age of these structures, which I address below, but we are talking about a real universe here that is not deceptive. So you could not answer that criticism by saying that God created the cosmos ‘mature’ in the sense there were apparently million-year-old SNRs peppered around out there. That is to say, that those SNRs never came from any real supernovae but were just created in place. It is akin to God creating fossils in place in the sedimentary rocks, fossils that never represented real creatures. It would be deceptive and God is not deceptive.

Process age

Though I have previously written on this let’s consider, for example, the SNR in Cassiopeia-A. See Fig. 2. I believe this is the youngest known supernova remnant in the Galaxy, located about 11,000 light years from Earth. The remnant is about 300 years old, as determined by calculation based on its observed angular expansion rate. That means the light from the explosion first was observed 300 years ago. The structure is about 10 light years in diameter. If you look near the center you can just see a small green point of light, that is the remains of a star that exploded creating this beautiful image.

That original star is believed to have been about 20 solar masses (to have a mass 20 times that of our sun). The remains, which we see, is believed to be a very rare and mysterious category of a neutron star called a Magnetar.

The distance then from the central progenitor to the edge of the cloud is about 5 light-years. Depending on how fast the expanding shock wave pushed the gas and dust outwards gives you an estimate of a ‘process age’. For this case, with a uniformitarian assumption of an average speed of expansion, so that the cloud expands 5 light-years in 300 years, it means an expansion rate of 1.7% of the speed of light, c. That is not unreasonable estimate, which is about 5100 km/s average speed over the lifetime of the cloud. But remember its age was determined by measuring this expansion rate and extrapolating backwards in time. So this is about as close to a direct observation you will get and so soon after it exploded. The data hence should be reliable.

In this case we would say the ‘process age’ of the cloud is 300 years. That means from the time the star was observed to have exploded (or could have been observed) until now is 300 years. Astronomers would simply say it is the age of the SNR. Such structures as this one fit easily into the Lisle ASC model described in the above mentioned paper. But what about one of the ‘oldest’ SNR in the Galaxy, GSH 138-01-94, found in the outermost regions of the Galactic disk? See Fig. 3. So we’ll compare the ‘youngest’ to the ‘oldest’.

This SNR is claimed to be 3 million years old based on the expanding cloud. 1 The solid circle indicates the position now of the SNR shell. The arrow indicates the source of the material, the central progenitor’s location, from which the material has expanded.

Figure 3: SNR shell GSH 138-01-94 The image shows the shell of atomic hydrogen, radio continuum sources, a molecular cloud, and infrared emission from interstellar dust. Credit: http://www.ras.ucalgary.ca/

Table 1 is reproduced from Stil and Irwin (2001) 2 indicating that the SNR is 16.6 kpc (or 54,000 light-years) distant from Earth. It has a mass of 200,000 solar masses, a radius of 180 pc (or 587 light-years). When this paper was published in 2001 the SNR was claimed to be the largest and the oldest supernova remnant known. In that paper its age was estimated to be 4.3 million years based on the expansion rate of the shock wave and simulations of the expanding cloud. In 2008 Kobayashi et al. 1 estimated its age to be 3.0 million years. This is the alleged process age for the SNR.

How can a 3-million-year-old structure be accommodated into a cosmology that requires all such process ages to be less than about 6,000 years? That is what is required in the creationist ASC model I have used.

From Table 1 the measured expansion rate of the SNR shell is now (i.e. when observed) about 11.8 km/s. That is much lower than the average I estimated for the Cassiopeia-A SNR shown in Fig. 2. About 500 times lower, in fact. The kinetic energy of the expansion of the larger SNR shell (Fig. 3) was much more than the former, but the mass is 10,000 times larger in the latter. The ages of these structures are highly dependent on the modelling used.

The modelling is necessary because only the currently observed expansion rates are available. The unobserved rates back in time closer to the initial explosion are not available to us today. But one can expect a much higher rate initially than later. So the age measure of these SNR is totally dependent on uniformitarian assumptions, just like with any age determination of Earth rocks. Even in this case the age of the SNR GSH 138-01-94 changed from 4.3 million to 3.0 million years from 2001 to 2008. Probably because of more data and a change in the model.

Just a back-of-the-envelope estimate: if the shock wave expanded at 10% c, which is nearly 6 times the 1.7% c average for the Cassiopeia-A SNR, then the cloud could have expanded to its current radius in 6000 years. Of course it would have been non-linear and slowed in the latter stages due to the much larger mass. These estimates are not unreasonable compared to the Cassiopeia-A SNR.

Based on numerical modelling for masses up 60 solar masses ejecta speeds of 30,000 km/s dropping to 10,000 km/s are expected. 3 So an estimate for a 200,000 solar mass SNR could conceivably have had a speed of 10% c (which is 30,000 km/s) averaged over the lifetime of the expansion.

I would conclude therefore that a 1200-light-year structure (i.e. in diameter) is consistent with a supermassive star going supernova very shortly after its creation on Day 4 of Creation week about 6000 years ago.

Are there any structures that are provably from a supernova and at least 10 times greater than this? That would mean they would need a process age of 60,000 years assuming an expansion rate of 10% c. But up to that can still be accommodated by the ASC model with very rapid processes during Creation Week when the expansion rate of the cloud was closer to the speed of light than at 10% c as required in GSH 138-01-94. Supermassive stars could go supernova very soon after their creation. Therefore the ASC model can accommodate significantly more process aging than an apparent 6,000 years but it would be limited to about 60,000 years for a structure about 6000 light-years in radius. That limit is set by the speed of light, c, which limits the speed of the expanding material. In reality the real process age is only 6000 years, only that the prior estimate assumed too low an expansion rate. Clearly for a structure bearing a neutron star at its centre, that is evidently a SNR, with a size much greater than 6000 light-year radius would be a problem for the ASC model. But where are they?

Measurement of time

The ASC model that I described in the above mentioned paper uses a timing convention to record when events occur. That is, events happen when one sees them happen. No delayed time due to a finite speed of light, c, is allowed for. All light initially from the cosmos must arrive at the Earth no sooner that the 4th day of Creation week about 6000 years ago. The stars and galaxies that emit the light that arrived at the Earth had to have been created at distances such that light travelling at the speed of light c arrived for the first time on Day 4 under the ESC. Under the ASC the instant the stars were created the light arrived at the Earth. There is no time lag.

Figure 4: The expansion of the SNR from SN 1987A at visible (HST), X-ray (Chandra) and radio (ATCA) wavebands. (There is no 1996 Chandra image as it had not been launched then). Credit: R. McCray (University of Colorado), D. Burrows and S. Park (Pennsylvania State University), and R. Manchester (Australia Telescope National Facility)

In 1987, only 28 years ago, the supernova labelled SN1987A occurred in the Large Magellanic Cloud. It was observed via the Hubble Space Telescope (HST) in Earth orbit. That explosion resulted in the SNR shown in Fig. 4. Here it is shown imaged between 1996 and 2003 at different wavelengths, optical, X-rays, and radio frequencies (left to right respectively). Over this period it is apparent the debris cloud has grown in size, and changed structure at different wavelengths. Though, it has not been imaged from its initial explosion in 1987. The star which exploded is at a distance d = 170,000 light-years.

When did the star go supernova? Was it in 1987 or 1987 minus 170,000 years to allow for the 170,000-year-travel time of the light to reach Earth (assuming constant speed c)? The answer is both are correct. It depends on your timing or synchrony convention. Under the ASC events are recorded as happening when they are observed. So we would say in 1987 A.D. But under the ESC we would say about 168,000 B.C..

This situation I have tried to illustrate graphically (for those so inclined) in Fig. 5. Under ASC t0 = 1987 A.D.is the moment when the supernova happened, when it was observed (phenomenological language). We could also say for that to happen the inbound speed of light (one way) is infinite. Hence there is no time delay between the emission of the light and its reception on Earth. There is no light-travel-time problem.

Now t1 = 1987 is the moment the event was first observed under the ESC after the light travelling at constant speed c for the time period d/c arrives at the Earth. Under ESC t0 = 168,000 B.C. which is the moment when the supernova occurred, which must be calculated from t1 – d/c. That assumes the two-way constant finite speed c for light. Yet, under the ASC we can also speak of phenomenological language. It knows nothing about the travel time of the light and only records the happening of the events when we observe them.

Then years later in 2015 the SNR is observed at t0+Δt under the assumption of ASC. We can say the time that has elapsed is Δt, which for SN1987A Δt = 28 years. Only the time period Δt has elapsed and for the creationist model discussed here Δt must be less than

6000 years. The distance to the source d does not matter it has no bearing on the age of the structures. 4 Under the ESC the SNR is observed at t2 = 2015, which still records the same period of elapsed time Δt, provided that the distance to the remnant has not changed. The difference t2 – t1 = Δt = 28 years, in this example.

So let’s be really clear under ESC the initial observation was in 1987 but it is assumed the light travelled for 170,000 years after the initial explosion of the star. That light left the SNR 170,000 + 28 years ago. Then 28 years later we observed it again and the debris cloud (Fig. 4) has expanded to what we observe today. That light left the SNR 170,000 years ago. So for observations of the expanding debris cloud the travel time of the light to Earth (d/c) is not relevant.

The only relevance d/c has is to the question of the origin of the universe. Is a date of 168,000 B.C. possible? In the ASC model all time stamping begins with the arrival of the light on Earth. For SN1987A that was in 1987 so the travel time is not a problem to the model per se.

Figure 5: Graphical representation of when a supernova and its remnant are observed at Earth

The days of Genesis can be time-stamped just the same way as the observation of the supernova here using the ASC. The 6-day Creation is preserved as 6 ordinary 24-hour days. No long periods are forced on the model. The meaning of Exodus 20:11 preserves also 6 ordinary days. The events of Creation are time-stamped from an Earth-observer perspective.

Just like the example of SN1987A the notion of travelling for a long time prior to arriving at the Earth is not relevant. What is relevant is the growth of structure in the cosmos if such could be demonstrated to have taken more time than

So in this biblical creationist model no structure in the cosmos can have a real demonstrable age greater than about 6000 years. But to my knowledge there are no such structures. The ‘oldest’ SNR with an apparent age of 3 million years can easily fit within this requirement by assuming very reasonable expansion rates in the unobserved past.


شاهد الفيديو: High Mass Stars: Crash Course Astronomy #31 (شهر اكتوبر 2021).