Astronomie

Astrophysique des supernovae - L'énergie sur la distance ?

Astrophysique des supernovae - L'énergie sur la distance ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

J'en ai besoin pour la construction du monde, mais c'est une question de physique. Je veux pouvoir calculer l'énergie à distance d'une hypernova d'une étoile variable comme Eta Carinae. Comprendre quels niveaux d'énergie seraient dangereux pour une planète, et dangereux à quel niveau, serait également nécessaire.

Les scientifiques ont des chiffres indiquant qu'une supernova normale endommagerait la Terre dans un rayon de 50 à 100 années-lumière. Je suis plus intéressé par les hypernovae, car Eta Carinae est à 7 500 années-lumière de la Terre, et certains scientifiques disent qu'elle pourrait littéralement enlever notre couche d'ozone à n'importe quelle minute, jour, année ou siècle maintenant. Je dois me demander : si c'est si grave ici, à quel point est-ce à 5000 années-lumière ou à 1000 années-lumière ?https://en.wikipedia.org/wiki/Eta_Carinae#Possible_effects_on_Earth

Je sais que nous avons des modèles pour les prédire, mais après des tentatives répétées de recherche, je ne peux pas les trouver, et peut-être que je ne connais tout simplement pas les termes corrects pour rechercher. J'aime cette réponse à une question similaire : https://worldbuilding.stackexchange.com/a/19002 mais il semble s'agir de planètes en orbite autour de l'étoile mourante ayant une supernova normale.

J'aimerais pouvoir prendre les caractéristiques de l'étoile et créer un spectre de distance qui va de l'évaporation planétaire à un spectacle lumineux d'aurore pour un large éventail de planètes : rocheuses, neptuniennes ou joviennes. Pouvoir estimer celle de n'importe quelle étoile serait un plus, mais je veux surtout être capable de faire des étoiles variables massives.


Bref, il n'y a pas de belles formules standard pour cela. On peut cependant faire des calculs d'ordre de grandeur.

La formule clé dont vous avez besoin est la loi de l'inverse du carré : l'intensité d'une source d'énergie sphérique diminue avec l'inverse du carré de la distance. $$I(r)=frac{I}{r^2}.$$ L'utile est que si vous savez qu'une source avec intensité $I_1$ a certains effets à distance $r_1$ (disons, une supernova étant dangereuse à 50 années-lumière) alors vous obtenez les mêmes effets d'une source d'intensité $I_2$ à une distance $$r_2=sqrt{frac{I_2}{I_1}}r_1.$$ Ainsi, une hypernova 10 fois plus lumineuse qu'une supernova serait dangereuse jusqu'à environ 158 années-lumière (en supposant la plage initiale de 50 années-lumière - c'est là que différents papiers et modèles pourraient ergoter un peu). Notez que vous avez besoin d'une luminosité assez importante pour obtenir une large gamme dans ce cas.

Les hypernovas sont probablement des progéniteurs de sursauts gamma qui libèrent la majeure partie de l'énergie le long de jets assez étroits, de 2 à 20 degrés de diamètre. Cela augmenterait considérablement la gamme. Si le jet couvre une fraction $f$ du ciel, cela signifie que la portée est maintenant $$r_{2 GRB}=sqrt{frac{I_2}{f I_1}}r_1$$ où les intensités sont les vraies libérations d'énergie. Pour un demi-angle d'ouverture $ hêta$, $f=1-cos( heta)$ donc il faut s'attendre $f$ être compris entre 0,00015 et 0,015, augmentant essentiellement la portée d'un facteur 81 à 8,1 si l'on a la malchance d'être dans le faisceau.

L'effet exact sur différentes planètes dépend de nombreux facteurs complexes. L'évaporation planétaire n'est pas un processus simple à moins que l'étoile ne fournisse beaucoup plus d'énergie que l'énergie de liaison gravitationnelle. L'énergie absorbée $pi epsilon R^2 I(r)$$0 est l'efficacité d'absorption doit être beaucoup plus grande que $3GM^2/5R$, ou alors $$ I(r) gg frac{3GM^2}{5piepsilon R^3} $$ Cette échelle est proportionnelle à la masse et à la densité, donc pour évaporer une planète dix fois plus massive, vous avez besoin de dix fois plus de rayonnement, en supposant la même densité.

La simple fonte de la surface ou le soufflage de l'atmosphère dépendrait de nombreux détails géophysiques. $epsilon$ dépend beaucoup des longueurs d'onde, de la formation d'une couche de plasma et de problèmes similaires. Le cours du temps de la courbe de lumière est également important, car certains des processus seront des écoulements hydrodynamiques plutôt que des ondes de choc instantanées ou un chauffage à long terme.

Un modèle brut pourrait être que l'énergie absorbée réchauffe l'atmosphère initialement comme $$Delta T = frac{epsilon I(r)}{ C_P M_a}$$$C_P$ est la chaleur spécifique et $M_a$ la masse d'une colonne d'atmosphère d'un mètre carré. Pour la Terre, $M_a=10300$ kg et $C_P=1,00$ kJ/kg.K. UNE $10^{47}$ L'hypernova J à une distance de 50 ly rayonnant uniformément se déposerait $10^{47}/4pi (50 ext{ly})^2environ 35cdot 10^9$ W/m$^2$, atmosphère chauffante si l'on suppose $epsilon=0.1$ par 345 K - assez pour nous faire griller, mais pas assez pour évaporer les océans (il y a $M$ est de 1000 kg par mètre profondeur, et $C_P=4.2$ kJ/kg.K). S'il s'agissait simplement d'une supernova 100 fois moins intense, l'effet est un doux 3,45 K. D'un autre côté, avec un faisceau GRB focalisé, nous pouvons obtenir 100 à 10 000 fois plus de chauffage (à ce moment-là, la formule ci-dessus cesse d'être valable puisque l'air s'ionise et devient plasma).


Un aperçu

Les anciens astronomes savaient que le ciel n'est pas statique. Ils ont observé les mouvements réguliers des planètes dans le ciel et ils ont noté les apparitions dramatiques et inattendues de comètes dans le ciel. Les événements les plus frappants qu'ils ont vus étaient les étoiles qui apparaissaient soudainement dans le ciel puis disparaissaient après un mois. En Europe, ces étoiles transitoires ont reçu le nom latin "nova", signifiant nouveau. Les anciens astronomes chinois ont catalogué de nombreuses novae dans le cadre de leurs devoirs de tenir l'empereur informé des événements dans le ciel - si un empereur était vraiment l'intermédiaire entre le ciel et la terre, comme il le proclamait, il devait montrer à ses sujets que nous étions au courant de ce que les cieux faisaient.

Aujourd'hui, plusieurs événements différents en astronomie portent le nom de nova. Les novae classiques sont des explosions d'étoiles variables cataclysmiques. Ces étoiles binaires produisent à plusieurs reprises des explosions. Plus frappantes que la nova classique sont les supernovae, qui portent ce nom en raison de l'énorme quantité d'énergie qu'elles produisent. L'énergie générée par une supernova est une fraction importante de l'énergie de masse au repos d'une étoile de masse solaire. Une supernova à son apogée surpasse sa galaxie hôte. Il est si lumineux qu'il peut être vu à travers l'univers par les télescopes les plus puissants. La nova vue par l'astronome danois Tycho Brahe en 1572 était une supernova.

La recherche de supernovae est intense et des dizaines sont trouvées chaque année grâce à des recherches automatisées avec des télescopes au sol. Les supernovae sont des événements très rares. Ils ne devraient avoir lieu dans la Voie lactée qu'à un rythme d'environ une fois tous les 50 ans, et ce malgré le fait qu'ils se trouvent dans une galaxie inhabituellement grande avec de nombreuses étoiles jeunes et massives. Pour observer un grand nombre de supernovae en peu de temps, il faut observer de nombreuses galaxies, ce qui signifie observer jusqu'aux limites de grand décalage vers le rouge de l'univers. Les supernovae trouvées sont étiquetées par leur année et une lettre qui indique leur séquence de découverte, donc la première supernova de 2009 s'appelle SN 2009a.

Au fil des ans, les observateurs ont développé un schéma de classification des supernovae en fonction de leurs spectres. La première grande distinction est entre les supernovas qui ont les raies d'émission de l'hélium — les supernovae de type I, où I est le chiffre romain 1 — et celles qui ont les raies d'émission de l'hydrogène — les supernovae de type II. Ces deux types sont subdivisés en fonction du modèle spécifique de raies spectrales qu'ils possèdent. Comme pour la classification spectrale des étoiles, les sous-types spectraux de supernova sont étiquetés comme des lettres, en commençant par la lettre a. Il existe donc une supernova de type Ia, par exemple (ce type particulier de supernova est largement utilisé dans les études cosmologiques pour établir la distance).

Comme les observateurs, les théoriciens divisent également les supernovae en deux classes : les supernovae à effondrement du cœur et les supernovae à détonation thermonucléaire. Ces deux classes ne sont pas alignées avec les classes de type I et de type II des observateurs. La supernova à détonation thermonucléaire n'est associée qu'à la supernova de type Ia, tandis que la supernova à effondrement de cœur est associée au type II et à plusieurs supernovae de type I.

L'effondrement du noyau de la supernova se produit lorsqu'une étoile massive a consommé tout son combustible thermonucléaire, de sorte que le noyau est composé de fer. Si le noyau de l'étoile dépasse la limite de masse de Chandrasekhar, il s'effondre sous sa propre gravité. Le noyau se rétrécit d'un rayon de dizaines de milliers de kilomètres à un rayon de dizaines de kilomètres, où l'étoile est stabilisée par la dégénérescence exercée par les protons et les neutrons. L'effondrement libère une énergie potentielle gravitationnelle qui souffle les couches recouvrant le noyau de l'étoile dans une énorme explosion l'énergie se déplace du noyau vers les couches externes sous forme de neutrinos.

Selon la théorie la plus populaire de la supernova à détonation thermonucléaire, une explosion se produit lorsqu'une naine blanche est poussée au-dessus de la limite de Chandrasekhar. Cela se produirait dans les systèmes variables cataclysmiques, où une naine blanche tire la masse d'une étoile compagne sur elle-même. Au fur et à mesure que la naine blanche grandit en masse, elle devient gravitationnellement instable, tout comme le noyau d'une étoile massive devient gravitationnellement instable. La différence pour la naine blanche est qu'elle a été formée à partir d'une étoile à fusion de plusieurs masses solaires avant que tout le combustible thermonucléaire ne soit consommé. De nombreuses naines blanches sont composées de carbone et d'oxygène. Lorsqu'une telle naine blanche s'effondre par gravité, la pression et la température à l'intérieur de l'étoile augmentent jusqu'à ce que la fusion thermonucléaire explosive du carbone et de l'oxygène commence. Cette libération d'énergie thermonucléaire est soudaine et la quantité d'énergie libérée dépasse de loin l'énergie potentielle gravitationnelle de l'étoile, de sorte que l'étoile est détruite.

Quelle que soit la source d'énergie, qu'elle soit gravitationnelle ou thermonucléaire, on se retrouve avec des débris stellaires à haute température projetés dans l'espace à grande vitesse. L'éclaircissement que nous voyons en tant que nouvelle étoile est l'expansion de la photosphère de ces débris. Finalement, l'éclaircissement causé par l'expansion est contré par le refroidissement des débris, et la supernova disparaît de la vue.

Le choc de supernova que nous connaissons si bien dans les images d'anciens restes de supernova est causé par les débris stellaires qui pénètrent dans le gaz interstellaire environnant, entraînant une onde de choc dans le gaz.

L'une des caractéristiques les plus intéressantes des supernovae à effondrement du cœur est qu'elles créent des éléments plus lourds que le fer. L'intérieur d'une étoile alimentée par la fusion est froid par rapport à l'énergie nécessaire pour convertir le fer en tout autre élément, donc l'équilibre thermodynamique naturel est que l'hydrogène se combine en éléments plus lourds jusqu'à ce que la matière soit dans son état d'énergie le plus bas, qui est du fer pur . Dans les débris stellaires d'une supernova, cependant, la température dépasse la température au cœur de l'étoile la plus chaude, ce qui conduit le matériau de ces débris à un équilibre thermique composé d'éléments beaucoup plus lourds que le fer.

Nous devons notre existence aux supernovae, car de nombreux éléments de base qui composent notre corps ont été créés lors d'une explosion de supernova. Des éléments extrêmement lourds comme l'argent et l'or ne sont créés que dans les supernovae, donc si l'or est la racine de tous les maux, alors les supernovae fournissent le sol pour cette racine. Les supernovae ont créé les éléments radioactifs comme l'uranium, donc lorsque nous créons de l'énergie avec un panneau solaire, nous exploitons la fusion thermonucléaire de l'hydrogène dans le Soleil, mais lorsque nous créons de l'énergie à partir de la fission nucléaire de l'uranium, nous exploitons la puissance d'un ancien supernova. Nous trouvons l'humanité liée à la supernova, avec notre vie, notre bien-être, l'objet de notre cupidité, et les moyens de notre destructivité directement fournis par une ancienne explosion de supernova.


Mesures de distance extragalactique

L'astuce pour déterminer la distance à une galaxie est de trouver dans cette galaxie une bougie standard, un objet qui a une luminosité connue. Si une telle classe d'objets peut être trouvée, et si elle peut être calibrée, de préférence en mesurant la parallaxe d'un tel objet dans notre propre galaxie, nous pouvons calculer la distance à la galaxie en mesurant la luminosité de l'objet et en appliquant l'inverse loi des carrés.

La bougie standard principale en astronomie est la variable Céphéide, une étoile dont la luminosité est définie par sa période de pulsation. Une deuxième bougie standard importante est la supernova de type 1a, qui a une luminosité maximale qui peut être utilisée comme bougie standard. Étant donné que les supernovae de type 1a sont rares dans une galaxie donnée, leur utilisation se limite à tester les théories de la cosmologie et à calibrer une troisième mesure de distance importante : le décalage vers le rouge cosmologique. Des galaxies très lointaines s'éloignent de nous avec une vitesse proportionnelle à la distance. Le décalage vers le rouge de la lumière de ces galaxies est donc une mesure de leur distance. Cette mesure de distance, cependant, ne peut être calibrée que par rapport aux indicateurs de distance à bougie standard.

Variables de céphéides

La meilleure bougie standard pour déterminer la distance aux galaxies proches est l'étoile variable Céphéide. Celles-ci sont brillantes et raisonnablement communes, avec de fortes signatures d'identification, de sorte que leur observation dans d'autres galaxies n'est pas trop difficile. Beaucoup de ceux observés dans notre propre Galaxie ont mesuré des parallaxes, donc cette bougie standard est calibrée en unités physiques 273 variables de type Céphéide ayant été observées par le satellite Hipparcos.

La variable Céphéide a une luminosité qui est fonction de la seule période. Si vous en observez un et déterminez sa période de variabilité, vous pouvez alors lui attribuer la luminosité des Céphéides voisines avec des périodes similaires. En mesurant la luminosité de la Céphéide dans la galaxie lointaine, on peut dériver la distance en utilisant la loi du carré inverse en termes de magnitude absolue M et grandeur apparente m, 1 la distance est donnée par R = 10 1 + 0,2( m - M ) parsecs.

Supernovae de type 1a

La bougie standard de choix dans les études cosmologiques est la supernova de type 1a. Il est aussi brillant que n'importe quel événement dans l'univers, il peut donc être vu dans les galaxies les plus éloignées. Une supernova est plus brillante que sa galaxie hôte et, à de nombreuses reprises, la galaxie hôte d'une supernova de type 1a observée est trop sombre pour être observée.

La caractéristique des supernovae de type 1a qui en font des bougies standard est que les supernovae à faible décalage vers le rouge avec des durées et des spectres similaires ont des luminosités maximales similaires. Celles observées à faible redshift peuvent être calibrées avec des variables Céphéides.

La théorie de base derrière ce type de supernova est que nous assistons aux conséquences de l'explosion d'une bombe thermonucléaire carbone-oxygène. L'ancêtre, une naine dégénérée (naine blanche), est poussé au-dessus de la limite de masse de Chandrasekhar alors que l'étoile commence à s'effondrer, l'oxygène et le carbone de l'étoile subissent une fusion nucléaire, libérant l'énergie de la supernova.

La théorie, cependant, ne peut pas fournir le comportement observé à partir des premiers principes, elle est donc incapable de montrer si le comportement standard de la bougie, qui est observé dans les supernovae voisines, persiste à un grand décalage vers le rouge, où l'univers est plus jeune, et donc quelque peu différent de l'actuel l'univers dans sa structure galactique et sa composition chimique. Si les conditions changeantes au sein de l'univers font que la luminosité d'une supernova de type 1a change avec le décalage vers le rouge, alors la distance qui est dérivée sera systématiquement trop grande ou trop petite. Cela a une incidence directe sur l'application de cette bougie standard à la cosmologie.

Au-delà de la question de savoir si les conditions de l'univers primitif affectent la luminosité d'une supernova de type 1a, un deuxième problème se pose à cette bougie standard qui limite sévèrement son utilisation : les supernovae sont rares dans une galaxie donnée. Ils ne peuvent donc pas être utilisés pour déterminer la distance à une galaxie qui pourrait nous intéresser. Leurs seules utilisations sont de calibrer d'autres mesures de distance, telles que le redshift cosmologique, de tester des théories cosmologiques et d'étudier l'environnement de ces supernovae. Les études actuelles avec ces bougies standard examinent l'expansion de l'univers à des décalages vers le rouge entre z = 0,01 et 1.

Redshift cosmologique

La lumière des galaxies lointaines est déplacée vers des fréquences plus basses. Ce comportement observé est bien établi et motive la théorie de l'expansion de l'univers : le décalage vers le rouge est interprété comme une conséquence de l'éloignement des galaxies. Indépendamment de la théorie, l'amplitude du décalage vers des énergies inférieures, appelée décalage vers le rouge, est une mesure de la distance à une galaxie qui peut être calibrée par comparaison avec les mesures de distance standard des bougies.

La façon standard d'exprimer le décalage vers le rouge d'une galaxie en astronomie est à travers la variable z, qui est défini par l'équation

&nuobs est la fréquence observée d'une raie d'émission, et &nuémettre est la fréquence émise de la raie d'émission.

Pour z beaucoup moins que l'unité, la distance est proportionnelle à z Cette relation est donnée par la constante de Hubble H0, qui est le rapport de la vitesse implicite à la distance. La distance est alors liée au redshift par d = c z/H0, où c est la vitesse de la lumière. La valeur de la constante de Hubble qui est déterminée en utilisant des supernovae de type 1a comme bougies standard est H0 = 65 km s -1 Mpc -1 (Mpc signifie mégaparsec), une valeur que l'on croit correcte à 10 %. De cela, nous voyons que les objets avec un décalage vers le rouge de 0,1 sont à environ 4,6 gigaparsecs.

Pour les décalages vers le rouge approchant l'unité, la dépendance de la distance au décalage vers le rouge est définie par la nature précise de notre cosmologie. La distance par rapport au décalage vers le rouge en général est un domaine de recherche actif qui a un impact sur nos théories sur l'évolution de l'univers.

1 L'échelle de magnitude est une échelle logarithmique de luminosité. Au fur et à mesure que la magnitude d'une étoile augmente, sa luminosité diminue. La grandeur apparente m est la luminosité d'une étoile mesurée sur Terre, et elle dépend à la fois de la luminosité et de la distance de l'étoile. La grandeur absolue M est la luminosité d'une étoile placée à 10 parsecs de la Terre. Normalement, il faut indiquer la gamme de fréquences sur laquelle la mesure est effectuée. Le Soleil a une magnitude visuelle absolue de 4,83 et l'étoile la plus brillante du ciel, Sirius, a une magnitude visuelle absolue de 1,4 et une magnitude apparente de -4,6.


A quelle distance se trouvent les supernovae ? Les astronomes trouvent un moyen de resserrer les mesures

Une équipe d'astronomes étudiant les étoiles lointaines qui explosent a trouvé un moyen de resserrer la façon dont la distance qui les sépare est mesurée - et, ce faisant, de resserrer les mesures de l'expansion de l'Univers.

Ce type de supernova est appelé type Ia. Celles-ci se produisent lorsqu'une petite naine blanche dense accumule de la matière à sa surface, finissant par rassembler autant de matière l'étoile entière subit une fusion nucléaire. La libération d'énergie est absolument colossale, équivalente à des milliards de fois la production du Soleil.

Plus de mauvaise astronomie

Ceci est important pour deux raisons. Eh bien, beaucoup de raisons, mais deux qui nous préoccupent ici. La première est que la mécanique quantique établit les règles ici, et toutes ces étoiles explosent lorsqu'elles atteignent une certaine masse (environ 1,4 fois la masse du Soleil), ce qui signifie qu'elles explosent avec à peu près la même énergie. Cela signifie à son tour que si nous en voyons un de près ou de loin, nous pouvons mesurer sa distance simplement en déterminant sa luminosité.

L'autre est qu'ils sont si brillants qu'ils peuvent être vus à de grandes distances, à des milliards d'années-lumière. L'Univers est en expansion et des objets plus éloignés s'éloignent plus rapidement. Si nous pouvons mesurer ces supernovae de type Ia avec une grande précision, nous pouvons déterminer comment l'Univers s'étend.

Dessin d'artiste du système RS Ophiuchi, une étoile symbiotique et une nova récurrente, où une naine blanche accumule la matière d'une étoile en orbite. Crédit : David Hardy & PPARC

Et, en fait, cela a été fait. En 1998, deux équipes différentes ont publié des résultats montrant que l'Univers n'est pas seulement en expansion mais accélérer, se développant plus rapidement chaque jour. La cause de cela n'est pas claire, mais nous l'appelons énergie noire, et comprendre de quoi ce truc est vraiment fait est un objectif majeur en astrophysique - après tout, nous parlons ici du destin de l'Univers.

Le problème est que tous les Type I n'explosent pas exactement de la même manière. Mais cela peut être compensé. Par exemple, certains dégagent plus d'énergie que d'autres, et en général ceux-ci mettent plus de temps à atteindre leur luminosité maximale et à s'estomper. Donc, si vous mesurez comment longue il faut pour éclaircir et s'estomper, vous pouvez déterminer sa luminosité maximale, puis l'utiliser pour obtenir la distance.

C'est ce qui a conduit à la percée en 1998. Mais même ainsi, il y a encore une certaine marge de manœuvre dans la façon dont ils explosent, une certaine incertitude dans leur luminosité, ce qui signifie que nous avons encore une certaine incertitude dans nos mesures de la vitesse à laquelle l'Univers s'étend.

C'est ce que le nouveau travail regarde. Ils ont trouvé une nouvelle méthode pour déterminer la distance de ces étoiles en explosion et ont publié deux articles à ce sujet, le premier traitant du développement de la méthode et le second de sa mise en œuvre.

Les débris en expansion de la supernova de Kepler en 1604, une explosion de type Ia d'une naine blanche dans la galaxie de la Voie lactée. Crédit : Rayon X : NASA/CXC/SAO/D.Patnaude, Optique : DSS

Ce qu'ils ont fait est complexe et intelligent. Ils ont examiné plus de 170 supernovae, en prenant des spectres à peu près au moment de la luminosité maximale (en général, il leur faut quelques semaines pour atteindre leur luminosité maximale, puis s'estompent sur plusieurs mois). Un spectre montre la luminosité d'un objet dans différentes longueurs d'onde, que vous pouvez considérer comme des couleurs dans ce cas, plusieurs centaines de couleurs. Différents éléments absorbent et émettent de la lumière à différentes longueurs d'onde, qui à leur tour peuvent être utilisées comme diagnostics pour la supernova concernant sa température, sa vitesse, sa densité, etc.

Au lieu de simplement regarder une caractéristique, comme le temps qu'il faut pour s'éclaircir et s'estomper, ils ont pu en examiner plusieurs et ont constaté que dans l'ensemble, les 173 supernovae qu'ils ont observées étaient remarquablement similaires près de la luminosité maximale. Ils ont découvert que certaines raies individuelles (l'astronomie parle de longueurs d'onde où les éléments absorbent ou émettent de la lumière) passent de supernova à supernova, mais s'ils regardaient la lumière provenant de entre lignes principales (ils appelaient cela littéralement la méthode de lecture entre les lignes), toutes les supernovae semblaient incroyablement similaires.

La naine blanche la plus proche de nous, Sirius B, a la masse du Soleil mais la taille de la Terre. A titre de comparaison, le Soleil est plus de 100 fois plus large que la Terre. Crédit : ESA et NASA

Cela leur a permis de créer un modèle informatique qui compensait les différences entre les supernovas individuelles dues à des variations externes (comme si l'une d'elles était noyée dans un nuage de poussière), ce qui signifiait que toute différence d'une supernova à une autre devait être due à quelque chose d'intrinsèque, comme sa composition chimique ou d'autres facteurs physiques.

Ils ont utilisé l'apprentissage automatique pour trouver des "jumeaux de supernovae", où deux spectres de supernovae différents avaient des spectres très similaires. En utilisant ceux-ci comme base de référence, ils ont ensuite pu explorer en quoi les spectres différaient et découvrir qu'en fin de compte, seuls trois facteurs affectaient la façon dont la luminosité changeait de supernova en supernova - la lumière du calcium et du silicium, et la vitesse à laquelle les débris de supernova se dilataient.

En modélisant ces trois facteurs, ils pourraient ensuite les compenser, leur permettant de prédire avec plus de précision la luminosité d'une supernova. Ce qu'ils ont découvert, c'est que leur méthode est une amélioration significative par rapport à l'ancienne (en utilisant le temps qu'il faut à la supernova pour s'éclaircir et s'estomper), et ils sont capables de réduire l'incertitude de distance à seulement environ 3%.

C'est important! Plus notre mesure de distance est bonne, mieux nous pouvons mesurer les effets de l'énergie noire sur l'expansion cosmique. À mesure que de plus grands télescopes seront mis en service dans les prochaines années, de plus en plus de supernovae seront observées plus loin. En appliquant cette méthode, espérons-le, ces explosions lointaines pourront être utilisées avec encore plus de précision qu'auparavant pour comprendre ce que fait l'Univers.

C'est une chose étonnante que les astronomes essaient de comprendre comment l'Univers lui-même se comporte, et même de comprendre son destin. Mais nous le sommes et nous nous améliorons tout le temps.


Professeur assistant tenure track en astronomie/astrophysique

Le Département de physique et d'astronomie du Collège des sciences de l'Université Texas A&M lance un appel à candidatures pour un professeur adjoint en astronomie/astrophysique. Il s'agit d'un poste de professeur à temps plein menant à la permanence avec un engagement académique de neuf mois. La date de début prévue est le 1er août 2021.

Le candidat retenu établira un programme de recherche vigoureux et indépendant qui attirera un financement externe, assumera toutes les responsabilités d'enseignement aux niveaux des cycles supérieurs et du premier cycle en astronomie et en physique et contribuera aux missions de service du département. Les chercheurs dans les domaines théoriques et d'observation de l'astronomie, de l'astrophysique et de la cosmologie qui élargissent et renforcent les domaines de recherche existants à la Texas A&M University sont encouragés à postuler. Le candidat retenu deviendra également membre de l'Institut George P. et Cynthia Woods Mitchell de physique fondamentale et d'astronomie et devrait contribuer à l'environnement de recherche florissant.

La Texas A&M University s'engage à enrichir l'environnement d'apprentissage et de travail de tous les étudiants, chercheurs, professeurs, personnel et visiteurs en promouvant une culture qui embrasse l'inclusion, la diversité, l'équité et la responsabilité. Nous sommes attachés à la diversité sous toutes ses formes, et nous encourageons les candidatures de futurs professeurs qui peuvent améliorer la diversité des origines et des idées de notre groupe.

Au cours de la dernière décennie, la Texas A&M University a constitué un groupe d'astronomie énergétique avec des activités de recherche couvrant un large éventail de domaines, notamment l'astronomie extragalactique, les trous noirs supermassifs, la cosmologie en champ proche, les supernovae, l'astronomie dans le domaine temporel, l'échelle de distance cosmologique, l'instrumentation , et l'astrostatistique. Texas A&M est un membre institutionnel du Dark Energy Survey, du Giant Magellan Telescope, du Hobby Eberly Telescope Dark Energy eXperiment (HETDEX), de la LSST Corporation, du Maunakea Spectroscopic Explorer et du projet AST-3 au Dôme A en Antarctique. Les ressources informatiques de recherche hautes performances comprennent trois clusters au Texas A&M et l'accès au cluster Lonestar5 au Texas Advanced Computing Center.

La Texas A&M University est située à College Station, au Texas, à côté de Bryan, au Texas, à environ 90 minutes des régions métropolitaines de Houston et d'Austin. Bryan/College Station est une communauté vibrante et dynamique qui offre une diversité culturelle, des arts et des divertissements, des opportunités d'emploi et une qualité de vie abordable.

Des informations sur le Département de physique et d'astronomie sont disponibles sur http://physics.tamu.edu, et des informations sur le Mitchell Institute sont disponibles sur https://mitchell.tamu.edu.

Les postes incluent des avantages concurrentiels via Texas A&M voir https://employees.tamu.edu/benefits pour les détails.

Le candidat retenu doit être titulaire d'un doctorat ou d'un diplôme d'études supérieures équivalent en physique, en astronomie ou dans un domaine connexe et avoir un dossier solide et démontré de recherches originales en astronomie/astrophysique.


Propriétés des supernovae

Les élèves découvriront la nature des supernovae, comment les détecter dans des galaxies lointaines et ce que ces observations peuvent nous dire.

Observations suggérées : paires d'observations d'un grand ensemble de galaxies, espacées de plusieurs jours

Défier:

Mesurez la distance à une galaxie lointaine en utilisant un type spécial de supernova. Chassez les supernovae dans les galaxies lointaines et soyez peut-être le premier à faire une nouvelle découverte !

Arrière-plan:

Les explosions de supernova sont les événements les plus puissants de l'univers. En moins d'une seconde, autant d'énergie est libérée (environ 10 44 Joules) que le Soleil en a libéré durant toute sa vie ! L'explosion résulte de la mort d'une étoile massive qui a consommé son approvisionnement en carburant. La magnitude apparente d'une supernova s'éclaircit d'environ 10 magnitudes en quelques heures, de sorte que pendant quelques mois la luminosité de l'étoile est comparable à la luminosité de sa galaxie mère.

Les supernovae sont des événements rares, se produisant seulement une ou deux fois par siècle dans une galaxie typique. Il n'y a eu que six supernovae observées dans la galaxie de la Voie lactée dans l'histoire enregistrée, la plus récente ayant eu lieu en 1604, juste avant le début de l'ère des télescopes. Le lecteur perspicace remarquera que ce taux est bien inférieur au taux d'un ou deux par siècle rapporté ci-dessus (ce qui donne

20-40 en 2000 ans). En effet, aux longueurs d'onde visibles, nous ne pouvons pas voir très loin dans le disque de notre galaxie en raison de l'extinction de la lumière par la poussière. En d'autres termes, les six supernovae documentées des 2000 dernières années ont toutes été relativement proches (entre 2 et 4 kiloparsecs). Le taux de 1 à 2 par siècle est basé sur des taux de détection moyens dans des galaxies autres que la nôtre dans lesquelles nous pouvons voir le disque galactique « face à face » avec peu d'extinction.

Les supernovae sont classées en deux grandes catégories, en fonction de leurs courbes de lumière (amplitude en fonction du temps). Les types I présentent un maximum net et déclinent progressivement, tandis que les types II ont des maxima moins nets et déclinent plus progressivement. Les spectres des types diffèrent également. Les spectres de type II montrent principalement des raies d'hydrogène, tandis que les spectres de type I ont des raies de nombreuses substances. On pense que l'étoile progénitrice d'une supernova de type I est une naine blanche dans un système binaire avec un compagnon géant rouge. La masse de la géante rouge s'accumule sur la naine blanche jusqu'à ce que la masse de la naine dépasse la limite de Chandrasekhar de 1,4 masse solaire. Le nain s'effondre alors violemment et devient une supernova de type I. On pense que l'étoile progénitrice d'une supernova de type II est une supergéante rouge (ou bleue) massive. Une fois que l'étoile a cessé la fusion thermonucléaire, la gravité prend le relais et comprime l'étoile à un très petit diamètre. Cette implosion provoque un choc qui rebondit sur le noyau, entraînant l'explosion que nous considérons comme une supernova de type II. Le choc emporte également une grande partie de l'atmosphère stellaire à des vitesses de 15 000 à 30 000 km/s.


Supernovae 1987A

Les astronomes voient de nombreuses supernovae chaque année, mais celles-ci se trouvent généralement dans des galaxies très éloignées. Les supernovae sont rares, se produisant dans n'importe quelle galaxie une fois tous les cinquante ans environ. Cela signifie que pour voir un grand nombre de supernovae, il faut rechercher de nombreuses galaxies chaque jour, ce qui signifie regarder loin dans l'espace. À l'occasion, cependant, une supernova se produit dans une galaxie voisine, offrant aux astronomes une vue rapprochée d'une étoile en train d'exploser.

La plus importante des supernovas voisines est une supernova observée en février 1987, nommée SN 1987A. [1] Cela s'est produit dans le Grand Nuage de Magellan, qui est à 50 km de la Terre, donc cela s'est produit il y a seulement (!) 163 000 ans. Aucune autre supernova observée depuis le début de l'ère spatiale ne s'est produite plus près de la Terre. SN 1987A a été observé avec des instruments au sol et dans l'espace, ainsi qu'avec des détecteurs de neutrinos enfouis profondément sous la Terre. Il s'est produit dans une région très visible du ciel de l'hémisphère sud, non obscurcie par la poussière. Sa source était une étoile qui avait été étudiée avant que la supernova ne se produise, l'observation finale de l'étoile ayant eu lieu quelques heures avant l'explosion. Cette supernova a prouvé la théorie selon laquelle l'effondrement du noyau d'une étoile massive produit une supernova, mais elle a également montré que, contrairement aux attentes, toutes les étoiles qui explosent dans une supernova ne sont pas des supergéantes rouges - parfois des supergéantes bleues explosent également.

The blue supergiant star Sk -69° 202 (for star #202 in the -69° declination band of the Sanduleak catalog), [2] which is a type B3 I star, created SN 1987A. Like all blue supergiants, it was extremely luminous, with an absolute visual magnitude of -6.3, but it was too faint to see with the unaided eye, having at 50 kpc distance an apparent visual magnitude of 12.2, which is at the limit of the largest portable telescopes. Because of its high luminosity, it was regularly observed, with the last observation occurring about 5 hours before a neutrino burst released by the supernova arrived at Earth. Three more observations were made in the following 6 hours. Subsequent observations, made less than 24 hours after the neutrino burst, finally alerted the astronomical community that a supernova had occurred. The blue supergiant brightening from 12th magnitude to 6th magnitude, a factor of 250 increase in power radiated as visible light, in the first-three hours after the neutrino burst. This brightening accounts for most of the brightening of the supernova. Once the supernova faded, and the supernova shell expanded sufficiently to become transparent, astronomers found that Sk -69° 202 no longer exists.

SN 1987A is classified as an unusual type II supernova. It is type II because it has hydrogen lines in its spectrum. It is unusual because the doppler shift of those lines suggests an expansion of around one-tenth the speed of light (twice the expansion speed of a typical type II supernova) and because it is much less luminous than a typical type II supernova, although the total amount of energy released in the explosion is similar to that released in a typical type II supernova. SN 1987A is also unusual in brightening in only 3 hours, rather than over the several days that is more typical of type II supernovae. These unusual features are directly tied to the small radius of the exploding star. The rapid brightening of the star directly reflects this small radius more time is required for the energy released by the collapse of a star's core to travel to the photosphere of a red supergiant than to that of a blue supergiant, because the red supergiant is physically much larger than the blue supergiant. The remaining-two characteristics—the high velocity and the low luminosity—are set by the star's radius through the thermodynamics of a supernova.

Like an internal combustion engine, a supernova explosion is a heat engine that converts heat into kinetic energy. Just as the motion of an engine's pistons convert the heat released when fuel is burned into the kinetic energy that propels a car, the expansion of a star during a supernova explosion converts the heat released by the collapse of the star's core into kinetic motion of the outer regions of the star, and as with an internal combustion engine, the efficiency of this conversion depends on the compression ratio of the system. The higher the compression ratio in an internal combustion engine, meaning the higher the ratio of the final volume in a piston cylinder to the initial volume in the cylinder, the more efficient the conversion of heat into kinetic energy. For an exploding star, a high compression ratio is achieved by making the radius of the star that explodes as small as possible, because the point at which the supernova shell becomes transparent and releases its remaining heat is independent of the initial radius of the star. This means that the supernova of a blue supergiant converts much more of the supernova energy into kinetic energy than does the supernova of a red supergiant of equivalent mass the former is a more efficient heat engine than the latter, because a blue supergiant has a much smaller radius than does a red supergiant. The consequence of this efficiency is that the velocity of the supernova shell is higher, and the temperature of the shell is lower, in a blue supergiant supernova than in a red supergiant supernova.

SN 1987A is not the only supernova with a previously-observed star. Generally, a supernova must be closer than about 30 megaparsecs from Earth to have its progenitor identified. A handful of other known stars in nearby galaxies have exploded, and most of these stars are red supergiants, as expected from theory. [3] They behave as typical type II supernovae. The supernova of a blue supergiant is simply a rare event, which is reflected in the rarity of its type: under-luminous type II supernovae account for less than 3% of all core-collapse supernovae.

Hubble image of SN 1987A nebula, taken February 1994. The three red rings are locate in space as though they lie on a tilted hourglass, with the smallest ring at the narrowest point of the hourglass, and the two larger rings at either end of the hourglass. The small ring has a semi-major axis of 0.8 arc seconds (0.2 parsecs), while the larger rings have semi-major axes of 1.8 arc seconds (0.4 parsecs). [5] These rings are dense regions in the stellar wind that were ionized by ultraviolet radiation from the supernova. The supernova is the bright dot at the center of the smallest ring. All other dots are stars. Courtesy NASA and P. Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).

Two other atypical features of SN 1987A are clues that motivate the many theories as to why the star Sk -69° 202 exploded while it was in a blue supergiant state. The first is the unusual chemical composition of the supernova shell, and the second is the odd triple-ring remnant left by the supernova.

The chemical composition of the star Sk -69° 202 is evident in the spectrum of the supernova. At the start of a supernova, the spectrum shows the composition of the star's outer layers. The spectrum of SN 1987A showed an overabundance of nitrogen relative to oxygen and carbon as compared to the Sun, which is a signature of the CNO hydrogen fusion cycle. The appearance of this overabundance at the surface of Sk -69° 202 suggests either that the star over its lifetime had lost most of its outer hydrogen layer, revealing the layers that had experienced thermonuclear fusion, or that convection transported the products of thermonuclear fusion to the star's outer layers. [4] A companion star can cause either of these outcomes, while a rapid spin could have caused convection in Sk -69° 202.

The unusual remnant of SN 1987A consists of three rings aligned along an axis of symmetry the typical supernova remnant is a simple shell centered on the point of the explosion. The interpretation of SN 1987A's remnant is that the axis of symmetry is aligned with either the rotation axis of the exploding star or the orbital axis of that star around a dimmer companion star. The rings themselves are regions of high gas density in the star's stellar wind that were flash-ionized by ultraviolet radiation from the supernova. The center ring is interpreted as a high-density ring in the plane of the exploding star. The remaining two rings, one below and one above the plane defined by the center ring, have a variety of interpretations. The most important aspect of the axisymmetric remnant, however, is that it supports the belief that the star Sk -69° 202 was either spinning rapidly or was orbiting a companion star.

Together, the chemical composition of Sk -69° 202 and the axisymmetry of its remnant suggest that either its rapid spin or its orbit around a companion star altered the evolution of Sk -69° 202 , causing it to be in a blue supergiant stage rather than a red supergiant stage when its core collapsed.

[1] Arnett, W. David, Bahcall, John N., Kirshner, Robert P., and Woosley, Stanford E. “Supernova 1987A.” Revue annuelle d'astronomie et d'astrophysique 27 (1989): 629–700.

[2] Sanduleak, N. “Deep Objective-Prism Survey for LMC Members." Contr. Cerro-Tololo Obs. 89 (1970): 1. Available through the VizieR service.

[3] Smart, Stephen J. “Progenitors of Core Collapse Supernovae.” Revue annuelle d'astronomie et d'astrophysique 47 (2009): 63–106.

[4] Fransson, C., Cassatella, A., Gilmozzi, R., Kirshner, R.P., Panagia, N., Sonneborn, G., and Wamsteker, W. “Narrow Ultraviolet Emission Lines from SN 1987A: Evidence for CNO Processing in the Progenitor. ” The Astrophysical Journal 336 (1 January 1989): 429–441.

[5] Burrows, Christopher, Krist, John, Hester, J. Jeff, et al. “Hubble Space Telescope Observations of the SN 1987A Triple Ring Nebula.” The Astrophysical Journal 452 (20 October 1995): 680–684.


Imaginer l'univers

Learning Goals: Students will learn about the nature of supernovae, how to detect them in distant galaxies, and what these observations can tell us.

Suggested Observations: pairs of observations of a large set of galaxies, spaced several days apart

Measure the distance to a faraway galaxy using a special type of supernova. Hunt for supernovae in distant galaxies and perhaps be the first to make a new discovery!

Pre-Lab Quiz: Supernova Survey

Part 1: Exploding Stars

Part 2: Searching for Supernovae

Part 3: Cosmic Distance Beacons

Supernova explosions are the most powerful events in the universe. In less than a second, as much energy is released (about 10 44 Joules) as the Sun has released in its entire lifetime! The explosion results from the death of a massive star which has consumed its fuel supply. The apparent magnitude of a supernova brightens by about 10 magnitudes within a few hours, so that for a few months the star’s luminosity is comparable to the luminosity of its parent galaxy.

Supernovae are rare events, occurring only once or twice a century in a typical galaxy. There have been just six supernovae seen in the Milky Way galaxy in recorded history, with the most recent occurring in 1604, just before the age of telescopes began. The perceptive reader will note that this rate is much less than the rate of one or two a century reported above (which gives

20-40 in 2,000 years). This is because at visible wavelengths, we cannot see very far into the disk of our galaxy due to light extinction by dust. In other words, the six documented supernovae of the last 2000 years have all been relatively close (within 2-4 kiloparsecs). The 1-2 per century rate is based on average detection rates in galaxies other than our own in which we can see the galactic disk ‘face-on’ with little extinction.

Supernovae are classified into two broad categories, based on their light curves (magnitude versus time). Type I’s exhibit a sharp maximum and decay gradually, whereas Type II’s have less sharp maxima and decay more gradually. The spectra of the types also differ. Type II spectra show mostly hydrogen lines, whereas Type I spectra have lines of many substances. The progenitor star of a Type I supernova is thought to be a white dwarf in a binary system with a red giant companion. Mass from the red giant accretes onto the white dwarf until the dwarf’s mass passes the Chandrasekhar limit of 1.4 solar masses. The dwarf then collapses violently and becomes a Type I supernova. The progenitor star for a Type II supernova is thought be a massive red (or blue) supergiant. After the star ceasesthermonuclear fusion, gravity takes over and compresses the star to a very small diameter. This implosion causes a shock which bounces off the core, resulting in the explosion which we see as a Type II supernova. The shock also carries off a large fraction of the stellar atmosphere at speeds of 15,000-30,000 km/sec.


Principal Observed Characteristics

A type Ia supernova reaches its peak brightness about 20 days after the explosion, with an absolute visual magnitude of about ?19.3, or almost 10 billion time the luminosity of the Sun. After peaking, the supernova declines in brightness by 3 magnitudes over a month and then by 1 magnitude every subsequent month until it fades from sight.

The features that mark a supernova as type Ia are the absence of hydrogen lines and the presence of silicon lines in the spectrum. The spectrum also shows the lines of intermediate mass elements such as oxygen, calcium, magnesium, and sulfur. Two weeks after the supernova reaches its peak magnitude, its spectrum shows the lines of iron and other elements of similar mass such as cobalt. The debris emitting this light moves at a very high velocity away from the explosion site. The highest velocities are about 10% of the speed of light.

The type Ia supernovae behave as though a single variable determines all of their characteristics the shape of the spectrum, the change in luminosity with time, and the velocity of the debris are all set by the total amount of energy released in the explosion. Most supernovae differ from the average peak visual absolute magnitude by less than 0.3 magnitudes. Low-luminosity supernovae are redder and shorter-lived, with debris moving at a lower velocity, than high-luminosity supernovae. A consequence of this behavior is that if one knows the spectrum of a type Ia supernova at the peak apparent magnitude, one can infer the peak absolute magnitude. This property permits astronomers to use the type Ia supernovae as a standard candle for deriving the distances to the farthest galaxies and for studying the expansion of the universe.

Strictly speaking, not all type Ia supernovae behave in the same way. About 85% of these supernovae behave according to the single-variable pattern just described. The remaining nonconforming type Ia supernovae can differ in a variety of ways, including being several magnitudes less luminous than the conforming 85%. They are believed to have a different origin than the conforming 85%. They may be produced by the thermonuclear explosion of white dwarfs under different conditions than the conforming supernovae, or they may be from massive stars undergoing core collapse.


Multi-Messenger Astronomy

Some of the strongest sources of gravitational waves will also produce enough light to be visible from ground and space-based telescopes across the electromagnetic spectrum. As described above, BNSs release a great deal of gravitational-wave energy as the neutron stars spiral together. During the merger phase the stars produce highly radioactive material as well as an accompanying burst of gamma-rays, thought to come from narrow jets of high-energy radiation that blast from the merging stars for about one-tenth of a second. Gamma-ray bursts are some of the most energetic events in the Universe, typically releasing as much energy as our Sun will emit throughout its entire life but in just a few seconds.

If we can see the gravitational signature of a binary merger then we can determine both the characteristic mass and its distance from us. This is a very unusual property of these inspiral signals. If we can also measure the speed at which that binary is travelling away from us as the Universe expands, by analysing the redshift of its optical spectrum, then we can measure the expansion rate of the universe, known as Hubble&aposs constant (H0). In Glasgow we carry out research into this unique method of determining H0 using our combined local expertise in cosmology, data analysis and gravitational wave astrophysics.

There are also other possible signatures. Radioactive material ejected during the neutron star merger glows as it decays, emitting optical and infrared light for a few days after the merger. This phenomenon is called a kilonova or macronova and is 100 billion times dimmer than a gamma-ray burst. In addition to the light and gravitational waves, the process which produces the radioactive neutron-rich material could also be the source of gold and other heavy elements found on Earth. Most of the lighter elements in our bodies (like carbon and oxygen) were likely created in supernovae, but the source of heavier elements is still a mystery - one that could be solved by observing light and gravitational waves together. While it's true we are all made of star stuff, your gold ring may be made of neutron-star stuff!

The rich phenomenology associated with binary neutron star mergers mean their observation and study impacts a broad range of physics. They are excellent particle physics laboratories, providing far more extreme conditions to probe the properties nuclear matter than what can be achieved in a terrestrial laboratory. They are also one of nature&aposs richest sources of multi-messenger emission, covering the full EM spectrum, producing gravitational waves at both low and high frequencies, and are likely sources of high-energy neutrino emission, opening up possibilities for astro-particle astrophysics.

These new cosmic messengers have heralded the dawn of a new era of multi-messenger astronomy, where we can listen to a symphony of cosmic gravitational waves while observing the full splendour across the electromagnetic spectrum, from radio waves to high-energy gamma-rays, all emitted by the most extreme and exotic phenomena in the Universe.