الفلك

ما هو "عدم اكتشاف" المستعر الأعظم؟

ما هو

قد يكون لهذا إجابة بسيطة ولكن لا يمكنني العثور عليها.

لقد صادفت هذا المصطلح في ورقة كنت أقرأها ، (Walmswell and Elridge ، 2011) والتي تذكر `` عدم اكتشاف '' المستعرات الأعظمية ، وبينما يمكنني التفاف رأسي حول الاكتشاف ، فقدت عند `` non ''.

حاولت إيجاد تعريف لكن دون جدوى. هل يمكن لأي شخص أن يعطي واحدة؟


من خلال عملية مسح سريعة للورقة ، يبدو أنهم يستخدمون بيانات من ورقة سابقة أعدها Smartt et al. (2009). جمعت تلك الورقة عينة من المستعرات الأعظمية المرصودة (SNe) التي توجد لها صور جيدة للمجرات الأم التي تم التقاطها قبل SNe الفعلي. في بعض الحالات ، Smartt et al. وجدت النجوم السلفية المعقولة لـ SNe ؛ تلك هي "الاكتشافات". الحالات التي كانوا فيها لا يمكن العثور على سلف معقول في صور ما قبل SN هي "عدم الاكتشاف".

(يبدو أن مؤلفي الورقة البحثية التي تتحدث عنها يقترحون أن Smartt وزملاؤه قد قللوا من شأن كتل النجوم السلفية لأنهم فشلوا في تفسير انقراض الغبار المحلي الإضافي من النجوم العملاقة الحمراء الضخمة).


سوبر نوفا نيوترينوات

عجيري ،. K. Zuber ، في تقارير الفيزياء ، 2019

4.4.3 أمثلة: تأثيرات تحويلات النكهة

تم تقييم معدلات سوبرنوفا-نيوترينو CC وأطياف الإلكترون لـ 100 Mo في [159] على أساس الاستجابات التجريبية [92]. يوضح الجدول 13 المقاطع العرضية CC المقيمة للإلكترون والنيوترينوات وتلك المحولة من μ و من خلال التذبذبات في الوسط النووي الكثيف للمستعر الأعظم.

يُلاحظ أن الإلكترون - النيوترينوات - e يتم التقاطها بشكل أساسي في الحالة الأرضية GT (1 +) و GTR (1 +) ، وجزئيًا في IAS (0 +) و IVSDR (2 -) ، بينما الإلكترون يتم التقاط –neutrinos ν xe من تحويلات النكهة μ و النيوترينو في الرنين العملاق شديد الإثارة مع J π = 0 + و 2 ± و 3 ± بالإضافة إلى الالتقاطات في GTR. يُظهر طيف الطاقة لإلكترونات ν e -CC نتوءًا واسعًا في منطقة 5-20 MeV ، بينما يُظهر الطيف الخاص بإلكترونات ν x e -CC نتوءًا واسعًا في منطقة طاقة أعلى من 10-50 MeV. ثم تعطي الدراسات التجريبية لأطياف طاقة الإلكترون درجة حرارة كرة النيوترينو وكذلك معلومات عن التذبذب المحتمل ν e → ν x.

الجدول 13. المقاطع العرضية للمستعرات الأعظمية - النيوترينو في وحدات من 1 0 - 41 سم 2 للتشتت من 100 Mo. J تدل على تماثل الدوران ، ν e تدل على إلكترون - نيوترينو ، و ν x e تدل على إلكترون - نيوترينو من ذبذبات μ و نيوترينو. معلمات النيوترينو المعتمدة (T (MeV) ، α) ، T هي درجة الحرارة ، ν e: (3.5،0) ν ̄ e: (5.0،0) ν μ، ν τ: (8.0،0) ν ̄ μ ، ν ̄ τ: (8.0،0) [159].

يبلغ معدل حدث ν e CC لـ 100 Mo حوالي 3.5 لكل 100 طن في حالة حدوث مستعر أعظم على مسافة 10 كيلوبارسات (كيلوبارسك) مع 3 × 1 0 53 ergs من إجمالي الطاقة المنبعثة ، في حين أن ν xe CC واحد هو حوالي 22 لكل 100 طن [159]. يعكس المعدل الأكبر لـ ν x e درجة حرارة أعلى للكرات μ - و - النيوترينو من تلك الموجودة في مجال الإلكترون والنيوترينو.

إذا افترض المرء أن الطاقة مقسمة بالتساوي بين نكهات النيوترينو ، فعندئذٍ من (131) يحصل المرء على أن عدد أحداث النيوترينو الحالية المشحونة المتوقعة في كاشف مرتبط بالأرض لكل كيلو طن من الكتلة المستهدفة يُعطى بواسطة

حيث n T هو عدد النوى لكل كيلو طن و R هي المسافة إلى المستعر الأعظم. في (137) قدمنا

حيث E tot هو إجمالي الطاقة المنبعثة على شكل نيوترينوات. النيوترينوات غير الإلكترونية التي تساهم في المصطلح الثاني في (137) هي تلك التي تتوافق مع التركيبة الخطية ν y (انظر المناقشة في القسم 4.3.3). ومن ثم ، في حالة الخلط الأقصى بشكل فعال ، يتأثر نصف نيوترينوات الميون والتاو بتحويلات ν y ↔ ν e. حالة مضادات النيترينو مماثلة.

وبالمثل ، يمكن كتابة عدد الأحداث الحالية المحايدة في الكاشف في النموذج

في الشكل 53 ، يتم عرض [442] العدد المحسوب لأحداث تشتت نواة نيوترينو-نواة CC و NC لكل كيلوطن من 116 Cd كدوال للمسافة إلى المستعر الأعظم. بالنسبة لحالة CC ، يتم عرض نتائج الحالة غير المتذبذبة (ν e) وللنيوترينوات المتذبذبة لكل من حالات التسلسل الهرمي الكتلي الطبيعي (NH) والمقلوب (IH). نتائج التسلسل الهرمي الجماعي الطبيعي والمقلوب متشابهة وبالتالي لا يمكن تمييزها في الشكل. في الحسابات ، إجمالي الطاقة من E توت 3. تم افتراض 0 1 0 53 ergs. يمكن إعادة تحجيم النتائج بسهولة إلى حالات أخرى أيضًا عن طريق تغيير قيم n T في المعادلات. (137) و (140) و E tot في Eqs. (138) و (139). يمكن للمرء أن يستنتج أنه بالنسبة للمستعر الأعظم المجري ، أي R 10 kPc ، يمكن أن يحتوي كاشف بحوالي 1 كيلو طن على عدة مئات من الأحداث. وبالمثل ، تظهر نتائج تفاعلات مضادات النيترينو في الشكل 54. معظم الأحداث المتوقعة هي أحداث ذات تيار محايد بسبب القمع الكبير لقناة مضادات النيترينو ذات التيار المشحون. النتائج في Figs. يعتمد 53 و 54 بشدة على ملامح الطاقة المعتمدة للنيوترينوات الواردة. وبالتالي ، يمكن أن تختلف الأرقام المحسوبة بعامل 2 - 3 على الأقل اعتمادًا على نموذج المستعر الأعظم المستخدم.

الشكل 53. عدد الأحداث المتوقعة للتيار المشحون (CC) والتيار المحايد (NC) للنيوترينو والنواة لكل كيلو طن من 116 Cd كدالة للمسافة إلى المستعر الأعظم. في الشكل يظهر أيضًا المسافة إلى المستعر الأعظم SN1987a بخط منقط عمودي. تم حساب النتائج في إطار النموذج النووي QRPA [442].

الشكل 54. مثل الشكل 53 ولكن بالنسبة للتيار المشحون والتيار المحايد ، تشتت مضادات النيترينو من 116 Cd. تم حساب النتائج في إطار النموذج النووي QRPA [442].


أين & # 039 s الكابوم؟ لم يكتشف علماء الفلك أي انبعاث للأشعة السينية من انفجار مستعر أعظم حديث

المستعر الأعظم SN 2014J ، كما صورته ناسا ومرصد شاندرا للأشعة السينية # 8217s. تحتوي هذه الصورة على بيانات Chandra ، حيث تكون الأشعة السينية منخفضة ومتوسطة وعالية الطاقة حمراء وخضراء وزرقاء على التوالي. تُظهر المربعات الموجودة أسفل الصورة مناظر قريبة للمنطقة المحيطة بالمستعر الأعظم في البيانات التي تم التقاطها قبل الانفجار (على اليسار) ، بالإضافة إلى البيانات التي تم جمعها في 3 فبراير 2014 ، بعد انفجار المستعر الأعظم (على اليمين) . يعد عدم اكتشاف الأشعة السينية بواسطة Chandra دليلًا مهمًا لعلماء الفلك الذين يبحثون عن الآلية الدقيقة لكيفية انفجار هذا النجم. حقوق الصورة: NASA / CXC / SAO / R.Margutti et al.

خلال جلسة مراقبة قصيرة في ساعات بعد ظهر يوم 21 يناير 2014 ، اكتشف الدكتور ستيف فوسي وفريق من الطلاب الجامعيين في مرصد جامعة لندن بالصدفة انفجار سوبرنوفا شديد السطوع في مجرة ​​الانفجار النجمي القريبة M82. في الأسابيع التي أعقبت ظهوره ، أصبح المستعر الأعظم ، المسمى SN 2014J ، موضوع دراسة مكثفة متعددة الأطوال الموجية ، مما سمح لعلماء الفلك في جميع أنحاء العالم بتتبع تطوره باستخدام مجموعة متنوعة من التلسكوبات الأرضية والفضائية. ومع ذلك ، على عكس التوقعات النظرية فيما يتعلق بالأسباب الكامنة وراء هذا النوع المحدد من الانفجارات النجمية ، كشفت سلسلة من الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام تلسكوبات شاندرا والفضاء سويفت التابعة لناسا و # 8217s بشكل مفاجئ أن SN 2014J لم تظهر أي انبعاثات في أطوال موجات الأشعة السينية على الإطلاق ، مما دفع علماء الفلك إلى وضع المزيد من القيود على سيناريوهات التكوين المحتملة لهذه الأنواع من الأحداث الكونية الكارثية.

تعد انفجارات السوبرنوفا من أكثر الأحداث نشاطًا في الكون ، مما يشير إلى الموت العنيف للنجوم فائقة الكتلة. من خلال إنتاج طاقة مشابه لما تنتجه الشمس خلال حياتها بأكملها ، يمكنها أن تتفوق لفترة وجيزة على مجرتها المضيفة قبل أن تتلاشى ، على مدار عدة أسابيع أو حتى أشهر. اعتمادًا على العملية التي تحدث من خلالها ، يتم تصنيف المستعرات الأعظمية على أنها إما النوع Ia أو النوع II. هذه الأخيرة هي الأكثر شهرة ، وهي ناتجة عن انهيار قلب النجوم على الأقل ثمانية أضعاف كتلة الشمس ، عندما نفد وقود الهيدروجين لديهم في نهاية حياتهم. من ناحية أخرى ، يُعتقد أن النوع Ia يحدث إما من التفجير الكارثي للأقزام البيضاء في أنظمة النجوم الثنائية بسبب التراكم المستمر للمواد من رفاقها النجميين ، أو من اندماج اثنين من الأقزام البيضاء المرتبطين جاذبيًا معًا.

سيناريوهات التكوين الممكنة للمستعرات الأعظمية من النوع Ia. حقوق الصورة: HyperPhysics / جامعة ولاية جورجيا

لا ينبغي الخلط بينه وبين انفجارات نوفا الأقل نشاطًا ، والتي تتضمن أيضًا تراكم المادة من الأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية ، في حالة المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، تزيد المادة المتساقطة من كتلة القزم الأبيض بعد حد Chandrasekhar البالغ 1.4 من الطاقة الشمسية الجماهير. وبمجرد أن يتجاوز هذا الحد ، يخضع الأخير لإعادة إشعال سريعة لتفاعلات الاندماج النووي الكربوني في جوهره ، مما يؤدي إلى تدميره بشكل متفجر. نظرًا لأن انفجارات المستعرات الأعظمية من النوع Ia لها منحنيات ضوئية محددة جيدًا ويمكن التنبؤ بها وحجم مطلق موحد ، فقد استخدمها علماء الفلك كشموع كونية قياسية لقياس المسافات بدقة في الكون ، وقد كانت مفيدة في اكتشاف الكبح الأرضي لـ & # 8220 الطاقة المظلمة & # 8221 والتوسع المتسارع للكون في أواخر التسعينيات.

تم اكتشاف انفجار سوبرنوفا (الأقرب من نوعه منذ SN1972e والذي حدث قبل أكثر من 40 عامًا) في يناير في المجرة القريبة Messier 82 بواسطة فوسي وفريقه من طلاب المرحلة الجامعية الأولى ، باستخدام أحد التلسكوبات الآلية التي يبلغ قطرها 0.35 مترًا في مرصد جامعة لندن. ميسييه 82 ، المعروف أيضًا باسم مجرة ​​السيجار ، أو M82 ، عبارة عن مجرة ​​حلزونية لولبية الشكل تقع على مسافة 11.5 مليون سنة ضوئية في كوكبة Ursa Major ، والتي تخضع لمعدل تكوّن نجمي مكثف أعلى بنحو 10 مرات. من درب التبانة. بسبب قربه النسبي ، أتيحت الفرصة لعلماء الفلك في جميع أنحاء العالم لرصد المستعر الأعظم الجديد ، المعين SN 2014J ، بتفاصيل كبيرة مع مختلف التلسكوبات الأرضية والفضائية في الأسابيع التالية لاكتشافه ، مما سمح لهم بتتبع تطوره. سطوع مع مرور الوقت.

سلسلة من الصور للمجرة M82 ، مأخوذة بأحد المقاريب الآلية التي يبلغ قطرها 0.35 مترًا في مرصد جامعة لندن. تم التقاط الصورة العلوية في 10 ديسمبر 2013 ، بينما تم التقاط الصورة في الأسفل في 21 يناير 2014 ، مما يكشف بوضوح عن وجود SN 2014J (يظهر في علامة التقاطع). حقوق الصورة: UCL / University of London Observatory / Steve Fossey / Ben Cooke / Guy Pollack / Matthew Wilde / Thomas Wright

سلسلة من صور ما قبل الاكتشاف لـ M82 ، تم التقاطها في أوائل شهر يناير باستخدام تلسكوب كاتزمان للتصوير التلقائي بحجم 0.76 مترًا ، أو KAIT ، في مرصد ليك في سان خوسيه ، كاليفورنيا ، وتلسكوب مسح القطب الجنوبي الذي يبلغ طوله 0.5 مترًا خلال مسار كشفت ملاحظات الاختبار في Mohe ، الصين ، أن المستعر الأعظم SN 2014J قد انطلق قبل أسبوع من اكتشافه. بعد أن وصل بالفعل إلى القدر الظاهري 11.7 ليلة اكتشافه ، ومع لمعانه بلغ ذروته عند 10.5 درجات خلال الأسبوع الأول من فبراير ، أصبح SN 2014J هدفًا شائعًا لعلماء الفلك الهواة والمحترفين على حدٍ سواء. القياسات الطيفية بأطوال موجية بصرية ، مأخوذة بواسطة تلسكوب ARC 3.5 م في مرصد Apache Point في نيو مكسيكو في 22 يناير ، أنشأت SN 2014J على أنها مستعر أعظم من النوع Ia ، مع سرعة توسع قصوى تبلغ حوالي 20000 كم / ثانية ، مع اتباعها سمحت الدراسات التي أجريت مع تلسكوب هابل الفضائي بعد 10 أيام لعلماء الفلك بدراسة تطور SN 2014J في الأطوال الموجية فوق البنفسجية والبصرية والأشعة تحت الحمراء القريبة من سطوعها. ومع ذلك ، فشلت سلسلة من الملاحظات باستخدام المصفوفة المشتركة للبحث في علم فلك الموجات المليمترية ، أو CARMA ، والمراصد الراديوية ذات الصفيف الكبير جدًا في كاليفورنيا ونيو مكسيكو على التوالي ، في اكتشاف المستعر الأعظم عند أطوال موجات الراديو المليمترية ، مما يشير إلى أن محيطه كان ربما يخلو تقريبًا من أي مادة.

ظهرت دراسة جديدة في عدد 20 يوليو المطبوع من مجلة الفيزياء الفلكية لتعزيز هذا الاستنتاج ، من خلال الإبلاغ عن عدم اكتشاف SN 2014J في الجزء عالي الطاقة من الطيف الكهرومغناطيسي أيضًا. كما هو مفصل في الدراسة ، فشلت سلسلة من الملاحظات الفضائية لـ SN 2014J ، التي أجراها فريق من علماء الفلك باستخدام تلسكوب Swift X-ray التابع لناسا و 8217s ومرصد شاندرا للأشعة السينية ، بالمثل في اكتشاف أي مصادر للأشعة السينية في بالقرب من المستعر الأعظم ، على عكس النماذج النظرية التي تنبأت بأن تراكم المواد حول القزم الأبيض السالف من شأنه أن يخلق موجة صدمة متوسعة من حطام المستعر الأعظم الذي من شأنه أن يتوهج بشكل ساطع عند أطوال موجات الأشعة السينية. يمكن أن يعني عدم وجود أي من هذه الملاحظات فقط أن كل ما تسبب في حدوث SN 2014J لم يكن نتيجة لتراكم هذه المسألة. تقول الدكتورة رافاييلا مارغوتي ، زميلة ما بعد الدكتوراه في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس ، "على الرغم من أن الأمر قد يبدو غريبًا بعض الشيء ، فقد تعلمنا في الواقع الكثير عن هذا المستعر الأعظم من خلال اكتشاف أي شيء على الإطلاق". مؤلف الدراسة الجديدة. "يمكننا الآن استبعاد أن الانفجار نتج عن قزم أبيض يسحب باستمرار المواد من النجم المرافق."

علاوة على ذلك ، فإن منحنى الضوء لـ SN 2014J يشترك في بعض الخصائص المتشابهة مع انفجار مستعر أعظم آخر من النوع Ia ، يُطلق عليه SN 2013dy ، والذي تم اكتشافه في يوليو 2013 في المجرة NGC 7250 على مسافة 55 مليون سنة ضوئية - وكلاهما كان سطع بشكل أسرع مما كان متوقعًا للمستعرات الأعظمية من النوع Ia. كان سلوك كل من SN 2014J و SN 2013dy مخالفًا لسلوك مستعر أعظم ثالث اسمه SN2011fe ، والذي تم اكتشافه في أغسطس 2011 وكان منحنى الضوء الخاص به نموذجيًا لانفجار من النوع Ia الذي نتج عن تراكم المواد حول مستعر أبيض. نجم قزم في نظام ثنائي. قد يشير هذا إلى أن هذا النوع من المستعرات الأعظمية لا يتصرف دائمًا بطريقة دقيقة ومحددة مسبقًا ، كما تنبأت النماذج النظرية المختلفة للتطور النجمي. يقول الدكتور أليكس فيليبينكو ، أستاذ علم الفلك في جامعة كاليفورنيا ، بيركلي ، وقائد فريق البحث KAIT الذي اكتشف SN 2013dy. "قد يعلمنا هذا شيئًا عامًا عن المستعرات الأعظمية من النوع Ia والذي يحتاج المنظرون إلى فهمه. ربما ما نعتقد أنه سلوك "طبيعي" لهذه المستعرات الأعظمية هو في الواقع غير عادي ، وهذا السلوك الغريب هو الوضع الطبيعي الجديد ".

صورة مركبة من تلسكوب هابل الفضائي للمستعر الأعظم SN 2014J في المجرة M82. تم التقاط صورة المستعر الأعظم الموضحة هنا في الشكل الداخلي بالضوء المرئي باستخدام Hubble & # 8217s Wide Field Camera 3 في 31 يناير 2014 ، وتم وضعها في فسيفساء صور للمجرة بأكملها تم التقاطها في عام 2006 باستخدام Hubble & # 8217s Advanced كاميرا للمسوحات. حقوق الصورة: NASA و ESA و A. Goobar (جامعة ستوكهولم) وفريق Hubble Heritage (STScI / AURA)

في حين أن عدم اكتشاف SN 2014J في موجات الأشعة السينية والراديو قد ترك لعلماء الفلك لغزًا لحلها ، فإن السبب الأكثر احتمالية لانفجار المستعر الأعظم ، وفقًا لفريق الدراسة & # 8217s ، هو اندماج اثنين من الأقزام البيضاء المرتبطة بالجاذبية في نظام نجمي ثنائي. وفقًا للتنبؤات النظرية ، نظرًا لأن كلاهما من النجوم المتدهورة ، فإن اصطدامهما المتبادل لن ينتج أيًا من انبعاث الأشعة السينية المتوقع من وجود قرص متراكم من المواد في حالة وجود رفيق نجمي متسلسل رئيسي. كتب المؤلفون في دراستهم: "في النماذج المزدوجة الانحطاط ، يؤدي اندماج اثنين من الأقزام البيضاء إلى الانفجار النهائي". "التوقع العام هو بيئة & # 8216 نظيفة & # 8217 ذات كثافة متوسطة بين النجوم. لا يُتوقع اكتشاف أي سلف نجمي على مسافة SN 2014J في الصور القريبة من الأشعة فوق البنفسجية إلى الأشعة تحت الحمراء القريبة قبل الانفجار. بالإضافة إلى ذلك ، نظرًا لأنه من غير المحتمل أن تحرق الأقزام البيضاء الهيدروجين قبل الانفجار مباشرة ، فلا يُتوقع العثور على مصدر للأشعة السينية في صور ما قبل الانفجار أيضًا ". ومع ذلك ، سارع الباحثون إلى الإشارة إلى أن الأسئلة المتعلقة بأصل SN 2014J بعيدة كل البعد عن الحل ، مما يؤكد الحاجة إلى ملاحظات إضافية لمساعدة علماء الفلك على فهم الأسباب الكامنة وراء انفجارات المستعرات الأعظمية من النوع Ia والآليات الدقيقة التي تحركها. وخلصوا إلى أن "عدم اكتشافنا للأشعة السينية العميقة يتوافق مع هذا السيناريو ، ولكن بالكاد يمكن اعتباره تأكيدًا لهذه القناة السلفية". "تغيير في استراتيجية المراقبة ، مع العديد من الملاحظات العميقة التي تم الحصول عليها في أول 100 يوم منذ الانفجار ، لتقييد السيناريوهات بشكل أفضل مع حلقات الخسارة الجماعية المتفرقة قبل الانفجار النهائي مباشرة. نحن ندعو إلى الحصول على مثل هذه الملاحظات من أجل المستعر الأعظم التالي من النوع Ia المكتشف في الكون المحلي ".

قد تكون النتائج المثيرة من دراسة SN 2014J خطوة نحو هذا الاتجاه. يقول الدكتور أتيش كامبل ، وهو أيضًا زميل ما بعد الدكتوراه في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية والمؤلف المشارك لـ دراسة. "الخطوة التالية هي تضييق نطاق الأمور بشكل أكبر." إلى جانب أهميتها للفيزياء الفلكية ، فإن هذه الأحداث النجمية الكارثية هي أيضًا مفتاح لفهمنا لتطور الكون نفسه. نظرًا لأن المستعرات الأعظمية من النوع Ia هي الشموع الكونية القياسية التي يقيس بها علماء الفلك المسافات الكونية ، فإن الفهم الأفضل لخصائصها الفيزيائية يمكن أن يؤدي إلى رؤى جديدة حول الكون ، بالإضافة إلى طبيعة الطاقة الغامضة & # 8220d dark & ​​# 8221 التي تدفعها المتسارع توسع. ويضيف الدكتور جيرود بارينت ، من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية: "من الأهمية بمكان أن نفهم بالضبط كيف تنفجر هذه النجوم لأن الكثير يعتمد على ملاحظاتنا عنها في علم الكونيات". "قد تكون SN 2014J فرصة العمر لدراسة أحد هذه المستعرات الأعظمية بالتفصيل فور حدوثها."

كما هو الحال دائمًا في دراسة الكون ، يثبت كل اكتشاف جديد أن الكون أكثر روعة وإغراءًا وغموضًا مما يمكن أن يتصوره خيالنا وفهمنا البشري.

رصيد الفيديو: NASA / CXC / A. حُبر

هل تريد البقاء على اطلاع دائم بكل ما يتعلق بالمساحة؟ تأكد من "أعجبني" AmericaSpace على Facebook وتابعنا على Twitter: تضمين التغريدة


ما هو "عدم اكتشاف" سوبر نوفا؟ - الفلك

نقدم ملاحظات ضوئية من مرصد الستراتوسفير لعلم الفلك بالأشعة تحت الحمراء (SOFIA) عند 11.1 ميكرومتر من النوع الأول في المستعر الأعظم (SN IIn) 2010jl. لم يتم اكتشاف SN بواسطة SOFIA ، لكن الحدود العليا التي تم الحصول عليها ، جنبًا إلى جنب مع الاكتشافات الجديدة والأرشيفية من Spitzer عند 3.6 و 4.5 ميكرومتر ، تسمح لنا بتوصيف تكوين الغبار الموجود. تم إظهار الغبار في SN IIn الآخر في الأعمال السابقة ليقيم في غلاف من مادة طردها نظام السلف في آلاف السنين قبل الانفجار. يُظهر نموذجنا الملائم أن الغبار في النظام لا يظهر أي دليل على ميزة 9.7 ميكرون القوية المنتشرة في كل مكان من غبار السيليكات ، مما يشير إلى وجود حبيبات كربونية. تتوافق الملاحظات بشكل أفضل مع 0.01-0.05 M ⊙ من الغبار الكربوني المشع عند درجة حرارة ∼550-620 K. قد تكشف تركيبة الغبار عن أدلة تتعلق بطبيعة النظام السلفي ، والتي تظل غامضة بالنسبة لهذه الفئة الفرعية. معظم أنظمة أسلاف النجم الواحد المقترحة لـ SNe IIn ، مثل المتغيرات الزرقاء المضيئة ، والعملاق الأحمر ، والعملاق الأصفر ، والنجوم B [e] ، تظهر جميعها بوضوح غبار السيليكات في التدفقات الخارجة قبل SNe. ومع ذلك ، تتوافق نتيجة ما بعد SN هذه مع العينة الصغيرة من SNe IIn مع ملاحظات منتصف الأشعة تحت الحمراء ، والتي لا يظهر أي منها علامات انبعاث من غبار السيليكات في أطياف الأشعة تحت الحمراء الخاصة بهم.


استعراض "سوبر نوفا": على الطريق ، إلى وجهة مفجعة

يلعب كولين فيرث وستانلي توتشي دور زوجين يواجهان حقائق غير سارة في هذا الفيلم المؤثر بشكل مذهل لهاري ماكوين.

عندما تشتري تذكرة لفيلم تمت مراجعته بشكل مستقل من خلال موقعنا ، فإننا نكسب عمولة تابعة.

من النادر رؤية دراما سينمائية يتم تنفيذها بعناية متسقة مثل "سوبر نوفا" من تأليف وإخراج هاري ماكوين وبطولة كولين فيرث وستانلي توتشي. وهنا ، تؤتي هذه الرعاية ثمارها المدمرة.

يلعب فيرث وتوتشي دور Sam and Tusker ، وهما زوجان قديمان ، نتعلمه في وقت مبكر ، يستمدان نفس القدر من المتعة من المشاحنة اللاذعة كما هو الحال بالنسبة للجنس والمحادثة الجادة. بينما يتجولون عبر بحيرة إنجلترا في عربة سكن متنقلة ، يكشف ماكوين عن قصتهم الخلفية بمهارة وعضوية. كان سام في يوم من الأيام عازف بيانو موسيقي. توسكر روائي ومتحمس لعلم الفلك. في استراحة من القيادة ، يتصفح Sam الصفحات من خلال أحد أعمال Tusker ويثير السخرية حول أسلوب الرواية المليء بالتحديات.

التحدي الحالي الذي يواجهه Tusker هو الخرف المبكر. إنه يصر على العمل من خلالها. إلى حد ما.

رحلتهم لها نهاية وكودا: موطن الأقارب الداعمين. على الرغم من الحالة التي تتعدى وتكفن Tusker يوميًا ، وتزيل أجزاء من الذاكرة وأعضاء هيئة التدريس ، فقد رتب لحفلة عيد ميلاد مفاجئة لسام. لكن سام هو من عليه أن يقرأ نخب توسكر البليغ ، في واحدة من عدة مشاهد مفجعة.

بصفتهما فنانين ، يجسد كل من Tucci و Firth أفضل أنواع الذكورة ، والتي كانت مفقودة من الثقافة الشعبية لفترة طويلة لدرجة أننا نسينا شكلها. شخصياتهم رجال شغوفين ولكنهم رجال نزيهين أيضًا. والأهم من ذلك أنهم رجال يعرفون ما هو الحب.

حيث يختلفون حول ما يمكن أن يفعله الحب. يعرف توسكر أنه لا يمكن أن ينقذه. "ليس من المفترض أن تحزن على شخص ما قبل أن يموت" ، يلاحظ ، وفي صوت توتشي تسمع كلاً من اللفحة وأعمق أنواع التعاطف. يقدم هذا الفيلم المذهل تلك الجودة الأخيرة بوفرة.

سوبرنوفا
تصنيف R. وقت الجري: 1 ساعة و 33 دقيقة. في المسارح. يرجى الرجوع إلى الإرشادات التي حددتها مراكز السيطرة على الأمراض والوقاية منها قبل مشاهدة الأفلام داخل المسارح.


محتويات

عادة ما يكون Procyon هو النجم الثامن الأكثر سطوعًا في سماء الليل ، ويبلغ ذروته في منتصف ليل 14 يناير. [17] وهي تشكل أحد الرؤوس الثلاثة لنجمة المثلث الشتوي ، بالاشتراك مع سيريوس ومنكب الجوزاء. [18] الفترة الرئيسية للمشاهدة المسائية لـ Procyon هي في أواخر الشتاء في نصف الكرة الشمالي. [17]

يحتوي على مؤشر لون 0.42 ، وقد تم وصف صبغته على أنه يحتوي على مسحة صفراء باهتة. [18]

Procyon هو نظام نجمي ثنائي بمكون أساسي لامع ، Procyon A ، له حجم ظاهر قدره 0.34 ، [3] ورفيق خافت ، Procyon B ، بقوة 10.7. [4] يدور الزوجان حول بعضهما البعض لمدة 40.84 سنة على طول مدار إهليلجي مع انحراف مركزي قدره 0.4 ، [12] أكثر شذوذًا من مدار عطارد. يميل مستوى مدارهم بزاوية 31.1 درجة على خط الرؤية مع الأرض. [19] متوسط ​​الفصل بين المكونين هو 15.0 AU ، أقل بقليل من المسافة بين أورانوس والشمس ، على الرغم من أن المدار غريب الأطوار يحملهما بالقرب من 8.9 AU وبقدر 21.0 AU. [20]

Procyon أ تحرير

الأول له تصنيف نجمي من F5IV-V ، مما يشير إلى أنه نجم تسلسل رئيسي من النوع F في مرحلة متأخرة. يعتبر Procyon A ساطعًا بالنسبة لفئته الطيفية ، مما يشير إلى أنه يتطور إلى عملاق فرعي قام تقريبًا بدمج قلب الهيدروجين الخاص به في الهيليوم ، وبعد ذلك سوف يتمدد مع تحرك التفاعلات النووية خارج القلب. [3] بينما يستمر النجم في التوسع ، سوف ينتفخ النجم في النهاية إلى حوالي 80 إلى 150 ضعف قطره الحالي ويصبح لونه أحمر أو برتقالي. من المحتمل أن يحدث هذا في غضون 10 إلى 100 مليون سنة. [21]

تقدر درجة الحرارة الفعالة للغلاف الجوي النجمي بـ 6530 كلفن ، [3] مما يعطي Procyon A صبغة بيضاء. إنها 1.5 مرة كتلة الشمس (M. ) ، ضعف نصف القطر الشمسي (R ) ، ولها 7 أضعاف لمعان الشمس (L ). [3] [22] كل من قلب وغلاف هذا النجم عبارة عن الحمل الحراري حيث يتم فصل المنطقتين بواسطة منطقة إشعاع واسعة. [9]

تحرير التذبذبات

في أواخر يونيو 2004 ، أجرى تلسكوب MOST الفضائي المداري الكندي مسحًا لمدة 32 يومًا لـ Procyon A. وكان الهدف من المراقبة البصرية المستمرة هو تأكيد التذبذبات الشبيهة بالشمس في سطوعها المرصود من الأرض والسماح بعلم النجوم. لم يتم الكشف عن تذبذبات وخلص المؤلفون إلى أن نظرية التذبذبات النجمية قد تحتاج إلى إعادة النظر. [23] ومع ذلك ، جادل آخرون بأن عدم الاكتشاف كان متسقًا مع ملاحظات السرعة الشعاعية الأرضية المنشورة للتذبذبات الشبيهة بالشمس. [24] [25] أكدت الملاحظات اللاحقة في السرعة الشعاعية أن الراسيون يتأرجح بالفعل. [26] [27]

أظهرت القياسات الضوئية من ساتل ناسا المستكشف للأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WIRE) من 1999 و 2000 دليلًا على التحبيب (الحمل الحراري بالقرب من سطح النجم) والتذبذبات الشبيهة بالشمس. [28] على عكس معظم النتائج ، كان التباين الملحوظ في قياس الضوء WIRE متوافقًا مع قياسات السرعة الشعاعية من الأرض. تمكنت الملاحظات الإضافية التي تم التقاطها في عام 2007 من اكتشاف التذبذبات. [29]

تحرير Procyon B

مثل Sirius B ، Procyon B هو قزم أبيض تم استنتاجه من البيانات الفلكية قبل وقت طويل من ملاحظته. افترض عالم الفلك الألماني فريدريش بيسيل وجودها في وقت مبكر من عام 1844 ، وعلى الرغم من أن عناصرها المدارية قد حسبها مواطنه آرثر أويرز في عام 1862 كجزء من أطروحته ، [30] لم يتم تأكيد Procyon B بصريًا حتى عام 1896 عندما لاحظه مارتن شيبيرل في الموضع المتوقع باستخدام المنكسر 36 بوصة في مرصد ليك. [31] من الصعب مراقبتها من الأرض أكثر من سيريوس ب ، نظرًا لاختلاف الحجم الظاهري الأكبر والفصل الزاوي الأصغر عن الأساسي. [20]

عند 0.6 م ، Procyon B أصغر بكثير من Sirius B ، ومع ذلك ، فإن خصائص المادة المتحللة تضمن أنها أكبر من جارتها الأكثر شهرة ، مع نصف قطر يقدر بـ 8600 كم ، مقابل 5800 كم لسيريوس ب. [5] [32] نصف القطر يتفق مع نماذج الأقزام البيضاء التي تفترض جوهر الكربون. [5] لديها تصنيف نجمي لـ DQZ ، [5] لها غلاف جوي يسيطر عليه الهيليوم مع آثار من العناصر الثقيلة. لأسباب لا تزال غير واضحة ، فإن كتلة Procyon B منخفضة بشكل غير عادي بالنسبة لنجم قزم أبيض من نوعه. [9] مع درجة حرارة سطح تبلغ 7740 كلفن ، فهي أيضًا أبرد بكثير من سيريوس ب ، وهذا دليل على كتلتها الأقل وعمرها الأكبر. كانت كتلة النجم السلف لـ Procyon B حوالي 2.59 +0.22
−0.18 م وانتهى عمرها بنحو 1.19 ± 0.11 مليار سنة ، بعد عمر التسلسل الرئيسي 680 ± 170 مليون سنة. [9]

تحرير انبعاث الأشعة السينية

فشلت محاولات الكشف عن انبعاث الأشعة السينية من Procyon باستخدام كواشف ناعمة غير مصورة وحساسة للأشعة السينية قبل 1975. [33] تم إجراء عمليات رصد واسعة النطاق لـ Procyon باستخدام قمري كوبرنيكوس و TD-1A في أواخر السبعينيات. [34] لوحظ مصدر الأشعة السينية المرتبط بـ Procyon AB في 1 أبريل 1979 ، باستخدام مرصد أينشتاين عالي الدقة للتصوير (HRI). [35] موقع المصدر الشبيه بنقطة الأشعة السينية HRI هو

4 "جنوب Procyon A ، على حافة دائرة خطأ الثقة بنسبة 90٪ ، مما يشير إلى التماثل مع Procyon A بدلاً من Procyon B الذي يقع على بعد حوالي 5" شمال Procyon A (حوالي 9 "من موقع مصدر الأشعة السينية). [34]

α كانيس مينوريس (لاتيني إلى ألفا كانيس مينوريس) هي تسمية باير للنجم.

الاسم بروسيون يأتي من اليونانية القديمة Προκύων (بروكيون) ، وتعني "قبل الكلب" ، لأنها تسبق "نجم الكلب" سيريوس أثناء انتقالها عبر السماء بسبب دوران الأرض. (على الرغم من أن Procyon لديها صعود يميني أكبر ، إلا أنها تتمتع أيضًا بانحدار أكثر شماليًا ، مما يعني أنها سترتفع فوق الأفق في وقت أبكر من Sirius من معظم خطوط العرض الشمالية.) في الأساطير اليونانية ، يرتبط Procyon بـ Maera ، وهو كلب ينتمي إلى Erigone ، ابنة إيكاريوس أثينا. [36] في عام 2016 ، نظم الاتحاد الفلكي الدولي فريق عمل معني بأسماء النجوم (WGSN) [37] لفهرسة وتوحيد الأسماء المناسبة للنجوم. تضمنت النشرة الأولى لفريق WGSN في يوليو 2016 [38] جدولاً بالدفعتين الأوليين من الأسماء المعتمدة من قبل WGSN والتي تضمنت بروسيون للنجم α Canis Minoris A.

يُشار إلى نجمي الكلاب في أقدم الأدبيات وقد تم تبجيلهما من قبل البابليين والمصريين ، في الأساطير البابلية ، عُرف Procyon باسم Nangar (النجار) ، وهو جانب من جوانب Marduk ، يشارك في بناء وتنظيم السماء السماوية. [39]

تمثل الأبراج في الفولكلور المقدوني العناصر والحيوانات الزراعية ، مما يعكس طريقة عيش قريتهم. بالنسبة لهم ، كان Procyon و Sirius فولسي "الذئاب" ، تدور جوعًا حول أوريون التي تصور محراثًا به ثيران. [40]

الأسماء النادرة هي الترجمة اللاتينية لـ Procyon ، Antecanis، والأسماء المشتقة من اللغة العربية الشيرا و الجميسة. استخدم الإسطرلاب في العصور الوسطى في إنجلترا وأوروبا الغربية نوعًا مختلفًا من هذا ، الجميزة / الجميزة. [41] الشيرا مشتق من الشعرى الشامية آش-شيعة آشامية، "اللافتة السورية" (الإشارة الأخرى هي سيريوس "سوريا" يفترض أنها إشارة إلى موقعها الشمالي بالنسبة إلى سيريوس) الجميسة مشتق من الغميصاء الغميسة "المرأة الغامضة" ، على عكس العبور "المرأة الدامعة العينين" ، وهي سيريوس. (انظر Gomeisa.) في نفس الوقت هذا الاسم مرادف للاسم التركي "Rumeysa" ، وهو اسم شائع الاستخدام في تركيا. [ بحاجة لمصدر ]

بالصينية ، 南河 (نان هي)، المعنى نهر الجنوب، يشير إلى علامة نجمية تتكون من Procyon و Canis Minoris و β Canis Minoris. [42] وبالتالي ، يُعرف Procyon نفسه باسم 南河 三 (نان هي سان, النجم الثالث لنهر الجنوب). [43] إنه جزء من طائر القرمزي.

ينظر سكان هاواي إلى Procyon كجزء من asterism Ke ka o Makali'i ("النازح زورق Makali'i") الذي يساعدهم على الإبحار في البحر. [44] في لغة هاواي ، هذا النجم يسمى بوانا ("بلوسوم") ، وهو اسم هاواي جديد يعتمد على اسم الماوري بوانجاهوري. إنها تشكل هذه العلامة النجمية (Ke ka o Makali'i) مع Pleiades (Makali'i) و Auriga و Orion و Capella و Sirius و Castor و Pollux. [45] في التقاليد التاهيتية ، كان Procyon أحد الأعمدة التي تدعم السماء ، والمعروفة باسم Anâ-tahu'a-vahine-o-toa-te-manava ("نجمة الكاهنة القلب الشجاع") ، ركيزة الخطابة. [46] يعرف علماء الفلك الماوري النجم باسم بوانجاهوري ("False Puanga") الذي يميزها عن زوجها بوانجا أو بوانجا روا ("Blossom-Cluster") التي تشير إلى نجم ذي أهمية كبيرة لثقافة وتقويم الماوري ، والمعروف باسمه الغربي Rigel. [47]

يظهر Procyon على علم البرازيل ، ويرمز إلى ولاية Amazonas. [48] ​​يطلق شعب كالابالو في ولاية ماتو جروسو في البرازيل على Procyon و Canopus كوفونجو ("البطة") ، مع كاستور وبولوكس يمثلان يديه. يدل ظهور العلامة النجمية على قدوم موسم الأمطار وزيادة مانيوك المواد الغذائية الأساسية المستخدمة في الأعياد لإطعام الضيوف. [49]

معروف ك Sikuliarsiujuittuq to the Inuit, Procyon was quite significant in their astronomy and mythology. Its eponymous name means "the one who never goes onto the newly formed sea-ice", and refers to a man who stole food from his village's hunters because he was too obese to hunt on ice. He was killed by the other hunters who convinced him to go on the sea ice. Procyon received this designation because it typically appears red (though sometimes slightly greenish) as it rises during the Arctic winter this red color was associated with Sikuliarsiujuittuq's bloody end. [50]

Were the Sun to be observed from this star system, it would appear to be a magnitude 2.55 star in the constellation Aquila with the exact opposite coordinates at right ascension 19 h 39 m 18.11950 s , declination −05° 13′ 29.9552″. It would be as bright as β Scorpii is in our sky. Canis Minor would obviously be missing its brightest star.

Procyon's closest neighboring star is Luyten's Star, about 1.12 ly (0.34 pc) away. [51]

  1. ^"Procyon" . Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (Subscription or participating institution membership required.)
  2. ^ أبجدهf
  3. van Leeuwen، F. (تشرين الثاني / نوفمبر 2007) ، "Validation of the new Hipparcos Reduction" ، Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653-664 ، arXiv: 0708.1752 ، بيب كود: 2007A & ampA. 474..653V ، دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20078357 ، S2CID18759600
  4. ^ أبجدهfزحأنايkلm
  5. Kervella, P. et al. (January 2004), "The diameter and evolutionary state of Procyon A. Multi-technique modeling using asteroseismic and interferometric constraints", Astronomy and Astrophysics, 413 (1): 251–256, arXiv: astro-ph/0309148 , Bibcode:2004A&A. 413..251K, doi:10.1051/0004-6361:20031527, S2CID8840932
  6. ^ أبج
  7. Schroeder, Daniel J. Golimowski, David A. Brukardt, Ryan A. Burrows, Christopher J. Caldwell, John J. Fastie, William G. Ford, Holland C. Hesman, Brigette Kletskin, Ilona Krist, John E. Royle, Patricia Zubrowski, Richard. A. (February 2000), "A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2", المجلة الفلكية, 119 (2): 906–922, Bibcode:2000AJ. 119..906S, doi: 10.1086/301227
  8. ^ أبجدهfزحأنا
  9. Provencal, J. L. et al. (2002), "Procyon B: Outside the Iron Box", مجلة الفيزياء الفلكية, 568 (1): 324–334, Bibcode:2002ApJ. 568..324P, doi: 10.1086/338769
  10. ^ أب
  11. Mermilliod, J.-C (1986). "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)". Catalogue of Eggen's UBV Data. Bibcode:1986EgUBV. 0M.
  12. ^
  13. Samus, N. N. Durlevich, O. V. et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat. 102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat. 102025S.
  14. ^
  15. Wilson, Ralph Elmer (1953). "General catalogue of stellar radial velocities". واشنطن. Bibcode:1953GCRV..C. 0W.
  16. ^ أبجده
  17. Liebert, James et al. (May 2013), "The Age and Stellar Parameters of the Procyon Binary System", مجلة الفيزياء الفلكية, 769 (1): 10, arXiv: 1305.0587 , Bibcode:2013ApJ. 769. 7L, doi:10.1088/0004-637X/769/1/7, S2CID118473397, 7
  18. ^
  19. Koncewicz, R. Jordan, C. (January 2007), "OI line emission in cool stars: calculations using partial redistribution", الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية, 374 (1): 220–231, Bibcode:2007MNRAS.374..220K, doi: 10.1111/j.1365-2966.2006.11130.x
  20. ^ أب
  21. Giammichele, N. Bergeron, P. Dufour, P. (April 2012), "Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs", The Astrophysical Journal Supplement, 199 (2): 29, arXiv: 1202.5581 , Bibcode:2012ApJS..199. 29G, doi:10.1088/0067-0049/199/2/29, S2CID118304737 Age is for the white dwarf stage.
  22. ^ أب
  23. Bond, Howard E. et al. (November 2015), "Hubble Space Telescope Astrometry of the Procyon System", مجلة الفيزياء الفلكية, 813 (2): 19, arXiv: 1510.00485 , Bibcode:2015ApJ. 813..106B, doi:10.1088/0004-637X/813/2/106, S2CID55163606, 106
  24. ^
  25. von Littrow, Karl (1866). J. J. von Littrow's Atlas des gestirnten Himmels für Freunde der Astronomie (in German). Stuttgart: Gustav Weise. ص. 9.
  26. ^
  27. "PROCYON AB -- Spectroscopic binary", سيمباد, Centre de Données astronomiques de Strasbourg , retrieved 23 November 2011
  28. ^
  29. Kunitzsch, Paul Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2nd rev. ed.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN978-1-931559-44-7 .
  30. ^
  31. Perryman, Michael (2010), "The Making of History's Greatest Star Map" (PDF) , The Making of History's Greatest Star Map, Astronomers’ Universe, Heidelberg: Springer-Verlag, Bibcode:2010mhgs.book. P, doi:10.1007/978-3-642-11602-5, ISBN978-3-642-11601-8
  32. ^ أبSchaaf 2008, p. 257.
  33. ^ أبSchaaf 2008, p. 166.
  34. ^
  35. Girard, T. M. et al. (May 2000), "A Redetermination of the Mass of Procyon", المجلة الفلكية, 119 (5): 2428–2436, Bibcode:2000AJ. 119.2428G, doi: 10.1086/301353
  36. ^ أب
  37. Kaler, James B., "Procyon", Stars, University of Illinois , retrieved 23 November 2011
  38. ^Schaaf 2008, p. 168.
  39. ^
  40. Gatewood, G. Han, I. (February 2006), "An Astrometric Study of Procyon", المجلة الفلكية, 131 (2): 1015–1021, Bibcode:2006AJ. 131.1015G, doi: 10.1086/498894
  41. ^
  42. Matthews, Jaymie M. et al. (2004), "No stellar p-mode oscillations in space-based photometry of Procyon", طبيعة, 430 (921): 51–3, Bibcode:2004Natur.430. 51M, doi:10.1038/nature02671, PMID15229593, S2CID4420705
  43. ^
  44. Bouchy, François et al. (2004), "Brief Communications Arising: Oscillations on the star Procyon", طبيعة, 432 (7015): 2, arXiv: astro-ph/0510303 , Bibcode:2004Natur.432. 2B, doi:10.1038/nature03165, PMID15568216, S2CID593117
  45. ^
  46. Bedding, T. R. et al. (2005), "The non-detection of oscillations in Procyon by MOST: Is it really a surprise?", Astronomy and Astrophysics, 432 (2): L43, arXiv: astro-ph/0501662 , Bibcode:2005A&A. 432L..43B, doi:10.1051/0004-6361:200500019, S2CID53350078
  47. ^
  48. Arentoft, Torben et al. (2008). "A Multisite Campaign to Measure Solar‐like Oscillations in Procyon. I. Observations, Data Reduction, and Slow Variations". مجلة الفيزياء الفلكية. 687 (2): 1180–1190. arXiv: 0807.3794 . بيب كود: 2008 ApJ. 687.1180A. doi:10.1086/592040. hdl: 2152/34819 . S2CID15693672.
  49. ^
  50. Bedding, Timothy R. et al. (2010). "A Multi-Site Campaign to Measure Solar-Like Oscillations in Procyon. Ii. Mode Frequencies". مجلة الفيزياء الفلكية. 713 (2): 935–949. arXiv: 1003.0052 . Bibcode:2010ApJ. 713..935B. doi:10.1088/0004-637X/713/2/935. hdl: 2152/34818 . S2CID118470468.
  51. ^
  52. Bruntt, H. et al. (2005), "Evidence for Granulation and Oscillations in Procyon from Photometry with the WIRE Satellite", مجلة الفيزياء الفلكية, 633 (1): 440–446, arXiv: astro-ph/0504469 , Bibcode:2005ApJ. 633..440B, doi:10.1086/462401, S2CID1812152
  53. ^
  54. Huber, Daniel et al. (2011). "Solar-like Oscillations and Activity in Procyon: A Comparison of the 2007 MOST and Ground-based Radial Velocity Campaigns". مجلة الفيزياء الفلكية. 731 (2): 94. arXiv: 1102.2894 . Bibcode:2011ApJ. 731. 94H. doi:10.1088/0004-637X/731/2/94. S2CID56123076.
  55. ^
  56. Auwers, Arthur (1868), "Untersuchungen uber veranderliche eigenbewegungen", Leipzig (in German), Leipzig: W. Engelmann, Bibcode:1868uuve.book. A
  57. ^
  58. Burnham Jr., Robert (1978), Burnham's Celestial Handbook, 1, New York: Dover Publications Inc., p. 450, ISBN0-486-23567-X
  59. ^
  60. Holberg, J. B. et al. (2 April 1998), "Sirius B: A New, More Accurate View", مجلة الفيزياء الفلكية, 497 (2): 935–942, Bibcode:1998ApJ. 497..935H, doi: 10.1086/305489
  61. ^
  62. Mewe, R. et al. (1 December 1975), "Detection of X-ray emission from stellar coronae with ANS", رسائل مجلة الفيزياء الفلكية, 202: L67–L71, Bibcode:1975ApJ. 202L..67M, doi:10.1086/181983
  63. ^ أب
  64. Schmitt, J. H. M. M. et al. (15 January 1985), "The X-ray corona of Procyon", Astrophysical Journal, Part 1, 288: 751–755, Bibcode:1985ApJ. 288..751S, doi:10.1086/162843
  65. ^
  66. Giacconi, R. et al. (1979), "The Einstein /HEAO 2/ X-ray Observatory", مجلة الفيزياء الفلكية, 230: 540–550, Bibcode:1979ApJ. 230..540G, doi:10.1086/157110
  67. ^
  68. Wendy Doniger, ed. (1999), "Erigone", Merriam-Webster's encyclopedia of world religions, Merriam-Webster, p. 333, ISBN0-87779-044-2
  69. ^
  70. "مجموعة عمل IAU المعنية بأسماء النجوم (WGSN)". تم الاسترجاع 22 مايو 2016.
  71. ^
  72. "نشرة مجموعة عمل IAU حول أسماء النجوم ، رقم 1" (PDF). تم الاسترجاع 28 يوليو 2016.
  73. ^
  74. Kelley, David H. Milone, Eugene F. Aveni, A. F. (2011). Exploring Ancient Skies: A Survey of Ancient and Cultural Astronomy. New York City: Springer. ص. 217. ISBN978-1441976239 .
  75. ^
  76. Cenev, Gjore (2008). "Macedonian Folk Constellations". Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade. 85: 97–109. Bibcode:2008POBeo..85. 97C.
  77. ^
  78. جينجيرش ، أو. (1987). "الإسطرلاب الزومورفي وإدخال أسماء النجوم العربية في أوروبا". حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم. 500 (1): 89-104. بيب كود: 1987 NYASA.500. 89 جرام. دوى: 10.1111 / j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID84102853.
  79. ^ (in Chinese) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, 978-986-7332-25-7.
  80. ^ (in Chinese) 香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表Archived 30 January 2011 (Date mismatch) at the Wayback Machine, Hong Kong Space Museum. Accessed on line 23 November 2010.
  81. ^
  82. "Hawaiian Star Lines". archive.hokulea.com . Retrieved 21 October 2020 .
  83. ^
  84. Brosch, Noah (2008). Sirius Matters. سبرينغر. ص. 46. ISBN978-1-4020-8318-1 .
  85. ^
  86. هنري ، تويرا (1907). "علم الفلك التاهيتي: ولادة الأجرام السماوية". مجلة الجمعية البولينيزية. 16 (2): 101–04. JSTOR20700813.
  87. ^
  88. Best, Elsdon (1922). Astronomical Knowledge of the Maori: Genuine and Empirical. Wellington, New Zealand: Dominion Museum. ص. 33.
  89. ^
  90. MacDonald, Ian (9 August 2009), Astronomy of the Brazilian Flag, FOTW Flags of the World website, archived from the original on 28 June 2009 , retrieved 23 November 2011
  91. ^
  92. Basso, Ellen B. (1987). In Favor of Deceit: A Study of Tricksters in an Amazonian Society . Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 360. ISBN978-0-8165-1022-1 .
  93. ^
  94. MacDonald, John (1998). The Arctic sky: Inuit astronomy, star lore, and legend . Toronto, Ontario/Iqaluit, NWT: Royal Ontario Museum/Nunavut Research Institute. pp. 72, 231–33. ISBN9780888544278 .
  95. ^
  96. "Annotations on LHS 33 object", سيمباد, Centre de Données astronomiques de Strasbourg , retrieved 21 April 2010
  • شاف ، فريد (2008). The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. هوبوكين ، نيو جيرسي: جون وايلي وأولاده. ISBN978-0-471-70410-2 .

160 ms 12.9% Scribunto_LuaSandboxCallback::gsub 140 ms 11.3% Scribunto_LuaSandboxCallback::callParserFunction 120 ms 9.7% type 100 ms 8.1% Scribunto_LuaSandboxCallback::getAllExpandedArguments 80 ms 6.5% dataWrapper 60 ms 4.8% Scribunto_LuaSandboxCallback::find 60 ms 4.8% css 40 ms 3.2% Scribunto_LuaSandboxCallback::getExpandedArgument 40 ms 3.2% [others] 200 ms 16.1% Number of Wikibase entities loaded: 0/400 -->


Supernova survivor stars are telling us how they got out the inferno alive

Stars in binary systems are in it for life. Meaning, if one goes supernova, the other is going to have to take the heat.

If there is anything you don’t want to be when a ginormous ball of burning hydrogen explodes, it’s a star in the wrong place at the wrong time. The surviving star will end up getting inflamed in the most literal sense (since it already is a ball of flames). Finding these cosmic final girls has been more difficult than you would think for something that just climbed out of an inferno, and there are some unusual things about them that scientists want to investigate.

More Astronomy

What is even weirder is that these stars can not only survive the trauma, but eventually go back to what they were as if nothing ever happened. This is what OzGrav researcher Ryosuke Hirai of Monash University and his team of scientists have now found out.

“We think it’s important to not only find companion stars after supernovae, but to monitor them for a few years to decades to see if [they shrink] back,” Hirai, who recently published a study in Monthly Notices of the Astronomical Society, said in a press release.

Most stars were once thought to go it alone. We might be used to the idea since the objects in our solar system orbit one star, but studies have found that at least half of the stars out there develop and live out their lives in binary systems and orbit each other until one burns the last of its hydrogen and either turns into a white dwarf or—if it it large enough and hot enough—begins its supernova death throes. The reason scientists are so interested in companion stars is not just to study their fate, but also because these survivors tend to influence the evolution of their binary system.

A binary star system in which neither star is exploding. yet. الائتمان: ناسا

Sometimes, star stuff is transferred from one binary star to another. This is also known as a mass transfer, and such a system is known as a mass transfer binary. What ends up becoming the dominant star can develop blasting winds. The larger of the two may also eventually puff up into a supergiant, depending on the stars involved and the amount of mass exchanged between them. Stars that live that fast at that size are going to crash and burn.

Even white dwarves, the cores of dead stars that were not huge enough to either go supernova or collapse in on themselves and form a black hole, can be blown up again. Supernovas that occur in binary systems with one white dwarf are also known as type Ia supernovas, though mass transfer can happen in any type. Transfer from another star can mean that the outer layer of hydrogen they had burned up is rebuilt to the point of rupture. In a way, it’s as if they are zombified only to die again. Their companions will inflate like blisters when the inevitable happens.

When a star is on its last breaths, some of the hydrogen it has left may go back to its companion before it finally erupts. Hirai and his team ran hundreds of computer simulations to look further into exactly how these swollen companions react. Though they appear highly luminous and (surprisingly) cool, never mind that they have just been slammed with supernova debris. They saw that the mass of a companion determines how bright it gets and actually has nothing to do with how powerful an explosion it faces.

“We applied our results to a supernova called SN2006jc, which has a companion star with a low-temperature,” Hirai said in the same press release. “If this is in fact an inflated star as we believe, we expect it should rapidly shrink in the next few years.”

More companion stars are coming out of the darkness as scientists search for them. While it is rare that anyone finds a new one to observe, they can tell us more about the evolution of enormous stars and what happens in a binary system right before a supernova, as well as in the aftermath.


Most metal-poor star hints at universe's first supernovae

SMSS J0313-6708 was revealed to be an iron-poor star by the SkyMapper telescope and the follow-up spectroscopic observations. (Image: by Anglo-Australian Observatory (AAO) in 1989. CAI/Paris – provided by CDS image server, Aladin: Bonnarel F., et al. Astron. Astrophys., Suppl. Ser., 143, 33-40 (2000))

A team of researchers, led by Miho N. Ishigaki, at the Kavli IPMU, The University of Tokyo, pointed out that the elemental abundance of the most iron-poor star can be explained by elements ejected from supernova explosions of the universe's first stars. Their theoretical study revealed that massive stars, which are several tens of times more immense than the Sun, were present among the first stars. The presence of these massive stars has great implications on the theory of star formation in the absence of heavy elements.

Iron-poor stars provide insight about the very early universe where the first generation of stars and galaxies formed. The recent discovery of the most iron-poor star SMSS J031300.36-670839.3 (SMSS J0313-6708) was big news in early 2014, especially for astronomers working on the so-called "Galactic archaeology".

When the universe first began, only light elements such as hydrogen and helium existed. As these first stars ended their short but wild lives, the universe became enriched with heavy elements, which are essential to form the materials found on Earth, including humans. Hence, iron-poor stars are much older than the Sun, and were born when the universe only contained trace amounts of heavy elements.

SMSS J0313-6708 is the most iron-poor star ever found. Its spectrum lacks iron absorption lines. The estimated upper limit for its iron abundance is about a ten-millionth of that of the Sun, and its iron content is about hundred times lower than the previous record for the most iron-poor star.

"We received the news of the most iron-poor star with a great excitement," Ken'ichi Nomoto at the Kavli IPMU says, "since this star may be the oldest fossil record and may elucidate the unknown nature of the first stars." The first stars, which formed in the early universe, likely had a large impact on their environments. For example, the strong ultra-violet light emitted by the first stars helped ionize the early universe. In addition, their supernova explosions ejected heavy elements that have helped form subsequent generations of stars and galaxies.

"The impact of these stars on the surrounding environment depends critically on their masses when they were born," Ishigaki says. "However, direct observational constraints of the first stars' masses are not available since most of them likely died out a long, long time ago."

The team compared the observed abundances and theoretical calculations of the elements ejected by the supernova of first stars with masses 25 and 40 times that of the Sun. These theoretical calculations reproduce the observed abundance pattern well (see C, Mg and Fe).

Due to its unusual chemical composition, some astrophysicists have speculated that SMSS J0313-6708 was born from the gas enriched by a first star, which has a mass 60 times that of the Sun, and synthesized a small amount of calcium through a special nucleosynthesis.

On the other hand, Ishigaki's team focused on its very large carbon enhancement relative to iron and calcium. Previous studies by Nozomu Tominaga at Konan University/Kavli IPMU suggested that such a feature is consistent with a supernova in which the synthesized elements fall back. However, the question was whether this scenario can also explain the most extreme abundance pattern in SMSS J0313-6708, the most iron-poor star.

The team compared the observed abundances and theoretical calculations of the elements ejected by the supernova of first stars with masses 25 and 40 times that of the Sun. They concluded that the observed abundance pattern can be reproduced if stars with those masses undergo a special type of supernova in which most of the ejected matter falls back to the central remnant. A highly asymmetric explosion involving a jet-like feature should produce this type of supernova. As a consequence of the jet, iron and calcium, which are located deep inside massive stars, are ejected along with the jet, but a large fraction of the ejected material falls back along the equatorial plane. Because carbon is largely contained in the outer region, it is almost entirely ejected without falling back. This model successfully explains the low abundance of calcium, the non-detection of iron, and the high abundance of carbon observed in SMSS J0313-6708.

Artist's conception of a supernova of a first star with jets. Credit:Kavli IPMU

"If such supernovae are actually possible," Nomoto says, "the result supports the theoretical prediction that the first stars could be typical massive stars rather than monster-like objects with masses more than several hundred times that of the Sun." Since heavy elements play a role in star formation through the gravitational pull of interstellar gas, the first stars, which formed without heavy elements, should display quite different characteristics compared to what is typically observed in the present Milky Way Galaxy. In particular, without heavy elements, some researchers have suggested that stars could be as massive as a few hundred times that of the Sun. The presence of stars much less massive than such monster-like objects among the first stars may affect the theory of star formation in the absence of heavy elements. In future studies, researchers should employ simulations for the formation of the first stars in the early universe that reproduce the present result.

"The next issue is to determine if these less massive stars are typical first stars," Ishigaki says. "In the near future, more data from a number of iron-poor stars will be available. Applying the method we used in this study to these data will shed light on the unknown nature of the first stars."


ASAS-SN Confirmation of a Bright, Fast-Rising Supernova in NGC 613

During the ongoing All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASAS-SN or "Assassin"), using data from the quadruple 14-cm "Cassius" telescope in Cerro Tololo, Chile, we confirmed a bright supernova candidate in NGC 613.

The transient is present in ASAS-SN "Cassius" data on UT 2016-09-21.29 (V

15.0). We do not detect (V>17.3) the transient in images taken on UT 2016-09-20.16 and before. The transient was also confirmed by B. Nicholls in images taken on 2016-09-21. This figure shows the archival DSS image of the host (left) and the B. Nicholls confirmation image (right). The red circle has a radius of 5" and shows the location of the transient in the B. Nicholls image.

The position of the transient is approximately 78.4" South and 49.1" West from the center of the galaxy NGC 613 (z=0.004940, d=17.1 Mpc, via NED), giving an absolute V-band magnitude of approximately -16.2 (m-M=31.16, A_V=0.053). Properties of the new source and photometry are summarized in the tables below:

Follow-up observations are encouraged.

We thank LCOGT and its staff for their continued support of ASAS-SN. ASAS-SN is supported by NSF grant AST-1515927, the Center for Cosmology and AstroParticle Physics (CCAPP) at OSU, and the Mt. Cuba Astronomical Foundation. For more information about the ASAS-SN project, see the ASAS-SN Homepage and the list of all ASAS-SN transients.


محتويات

SN 1987A was discovered independently by Ian Shelton and Oscar Duhalde at the Las Campanas Observatory in Chile on February 24, 1987, and within the same 24 hours by Albert Jones in New Zealand. [2]

Later investigations found photographs showing the supernova brightening rapidly early on February 23. [4] [2] On March 4–12, 1987, it was observed from space by Astron, the largest ultraviolet space telescope of that time. [5]

Four days after the event was recorded, the progenitor star was tentatively identified as Sanduleak −69 202 (Sk -69 202), a blue supergiant. [7] After the supernova faded, that identification was definitively confirmed by Sk −69 202 having disappeared. This was an unexpected identification, because models of high mass stellar evolution at the time did not predict that blue supergiants are susceptible to a supernova event. [ بحاجة لمصدر ]

Some models of the progenitor attributed the color to its chemical composition rather than its evolutionary state, particularly the low levels of heavy elements, among other factors. [8] There was some speculation that the star might have merged with a companion star before the supernova. [9] However, it is now widely understood that blue supergiants are natural progenitors of some supernovae, although there is still speculation that the evolution of such stars could require mass loss involving a binary companion. [10]

Approximately two to three hours before the visible light from SN 1987A reached Earth, a burst of neutrinos was observed at three neutrino observatories. This was likely due to neutrino emission, which occurs simultaneously with core collapse, but before visible light is emitted. Visible light is transmitted only after the shock wave reaches the stellar surface. [11] At 07:35 UT, Kamiokande II detected 12 antineutrinos IMB, 8 antineutrinos and Baksan, 5 antineutrinos in a burst lasting less than 13 seconds. Approximately three hours earlier, the Mont Blanc liquid scintillator detected a five-neutrino burst, but this is generally not believed to be associated with SN 1987A. [8]

The Kamiokande II detection, which at 12 neutrinos had the largest sample population, showed the neutrinos arriving in two distinct pulses. The first pulse started at 07:35:35 and comprised 9 neutrinos, all of which arrived over a period of 1.915 seconds. A second pulse of three neutrinos arrived between 9.219 and 12.439 seconds after the first neutrino was detected, for a pulse duration of 3.220 seconds. [ بحاجة لمصدر ]

Although only 25 neutrinos were detected during the event, it was a significant increase from the previously observed background level. This was the first time neutrinos known to be emitted from a supernova had been observed directly, which marked the beginning of neutrino astronomy. The observations were consistent with theoretical supernova models in which 99% of the energy of the collapse is radiated away in the form of neutrinos. [12] The observations are also consistent with the models' estimates of a total neutrino count of 10 58 with a total energy of 10 46 joules, i.e. a mean value of some dozens of MeV per neutrino. [13]

The neutrino measurements allowed upper bounds on neutrino mass and charge, as well as the number of flavors of neutrinos and other properties. [8] For example, the data show that within 5% confidence, the rest mass of the electron neutrino is at most 16 eV/c 2 , 1/30,000 the mass of an electron. The data suggest that the total number of neutrino flavors is at most 8 but other observations and experiments give tighter estimates. Many of these results have since been confirmed or tightened by other neutrino experiments such as more careful analysis of solar neutrinos and atmospheric neutrinos as well as experiments with artificial neutrino sources. [14] [15] [16]

SN 1987A appears to be a core-collapse supernova, which should result in a neutron star given the size of the original star. [8] The neutrino data indicate that a compact object did form at the star's core. Since the supernova first became visible, astronomers have been searching for the collapsed core. The Hubble Space Telescope has taken images of the supernova regularly since August 1990 without a clear detection of a neutron star.

A number of possibilities for the "missing" neutron star are being considered. [18] The first is that the neutron star is enshrouded in dense dust clouds so that it cannot be seen. [19] Another is that a pulsar was formed, but with either an unusually large or small magnetic field. It is also possible that large amounts of material fell back on the neutron star, so that it further collapsed into a black hole. Neutron stars and black holes often give off light as material falls onto them. If there is a compact object in the supernova remnant, but no material to fall onto it, it would be very dim and could therefore avoid detection. Other scenarios have also been considered, such as whether the collapsed core became a quark star. [20] [21] In 2019, evidence was presented that a neutron star was inside one of the brightest dust clumps close to the expected position of the supernova remnant. [22] [23] In 2021, evidence was presented that the hard X-ray emission from SN 1987A originates in the pulsar wind nebula. [24] [25] The latter result is supported by a three-dimensional magnetohydrodynamic model, which describes the evolution of SN 1987A from the SN event to the current age, and reconstructs the ambient environment around the neutron star at various epochs, thus allowing to derive the absorbing power of the dense stellar material around the pulsar. [26]

Much of the light curve, or graph of luminosity as a function of time, after the explosion of a type II supernova such as SN 1987A is produced by the energy from radioactive decay. Although the luminous emission consists of optical photons, it is the radioactive power absorbed that keeps the remnant hot enough to radiate light. Without the radioactive heat, it would quickly dim. The radioactive decay of 56 Ni through its daughters 56 Co to 56 Fe produces gamma-ray photons that are absorbed and dominate the heating and thus the luminosity of the ejecta at intermediate times (several weeks) to late times (several months). [27] Energy for the peak of the light curve of SN1987A was provided by the decay of 56 Ni to 56 Co (half life of 6 days) while energy for the later light curve in particular fit very closely with the 77.3-day half-life of 56 Co decaying to 56 Fe. Later measurements by space gamma-ray telescopes of the small fraction of the 56 Co and 57 Co gamma rays that escaped the SN1987A remnant without absorption [28] [29] confirmed earlier predictions that those two radioactive nuclei were the power source. [30]

Because the 56 Co in SN1987A has now completely decayed, it no longer supports the luminosity of the SN 1987A ejecta. That is currently powered by the radioactive decay of 44 Ti with a half life of about 60 years. With this change, X-rays produced by the ring interactions of the ejecta began to contribute significantly to the total light curve. This was noticed by the Hubble Space Telescope as a steady increase in luminosity 10,000 days after the event in the blue and red spectral bands. [31] X-ray lines 44 Ti observed by the INTEGRAL space X-ray telescope showed that the total mass of radioactive 44 Ti synthesized during the explosion was 3.1 ± 0.8 × 10 −4 M . [32]

Observations of the radioactive power from their decays in the 1987A light curve have measured accurate total masses of the 56 Ni, 57 Ni, and 44 Ti created in the explosion, which agree with the masses measured by gamma-ray line space telescopes and provides nucleosynthesis constraints on the computed supernova model. [33]