Sterrekunde

Tik II supernovas as 'n afstandaanwyser

Tik II supernovas as 'n afstandaanwyser


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.

Kan iemand presies verduidelik hoe tipe II-supernovas as afstandsaanduiders gebruik kan word? soos in die gebruikte formules en hoe dit gebruik word? Ek weet dat daar sekere metodes gebaseer is op uitbreidingsnelheid, ens., Maar die oop supernovakatalogus (https://sne.space/) gee ook die absolute en skynbare mag vir tipe II-supernovas. Waarom sal ons dan metodes moet gebruik wat afhanklik is van die uitbreidingsnelheid? en ander komplikasies wanneer ons eenvoudig afstand kan bereken met behulp van $ 10 ^ {m-M + 5} $?


Die oop supernova-katalogus bereken absolute groottes uit die waargenome skynbare grootte, helderheidsafstand en afname in rooi verskuiwing. Hulle neem kennis dat hulle nie rekening hou met die vorm van die spektrale energieverspreiding nie, en daarom kan die absolute groottes ongeveer wees as die stof absorbeer.

Die katalogus teken dus nie 'n gemete of gemodelleerde absolute grootte op wat onafhanklik van die afstand afgelei word nie (wat nodig is as die SN as standaardkerse gebruik word), maar 'n berekende absolute grootte afgelei van die skynbare grootte en die rooi verskuiwing.


Tipe II-supernovas as afstandsaanduiding - Sterrekunde

Elke 50 jaar waai 'n massiewe ster in ons sterrestelsel uitmekaar in 'n supernova-ontploffing. Supernovas is een van die gewelddadigste gebeure in die heelal, en die krag van die ontploffing genereer 'n verblindende flits van bestraling, sowel as skokgolwe analoog aan soniese bome.

Supernovas is oorspronklik geklassifiseer op grond van hul optiese eienskappe. Tipe II-supernovas toon opvallende bewyse vir waterstof in die uitbreidende puin wat tydens die ontploffing uitgestoot word. Type Ia-ontploffings nie. Onlangse navorsing het gelei tot 'n verfyning van hierdie soorte, en 'n klassifikasie in terme van die soorte sterre wat aanleiding gee tot supernovas. 'N Tipe II, sowel as tipe Ib- en tipe Ic-ontploffing, word veroorsaak deur die katastrofiese ineenstorting van die kern van 'n massiewe ster. 'N Type Ia-supernova word geproduseer deur 'n skielike termonukleêre ontploffing wat 'n wit dwergster verbrokkel.

Tipe II supernovas kom voor in gebiede met baie helder, jong sterre, soos die spiraalarms van sterrestelsels. Dit kom blykbaar nie voor in elliptiese sterrestelsels wat deur ou sterre met lae massa oorheers word nie. Aangesien helder jong sterre gewoonlik sterre is met massas groter as ongeveer tien keer die sonmassa, het hierdie en ander bewyse gelei tot die gevolgtrekking dat tipe II-supernovas deur massiewe sterre geproduseer word.

Sommige tipe I-supernovas toon baie van die kenmerke van tipe II-supernovas. Hierdie supernovas, genaamd Type Ib en Type Ic, verskil blykbaar van Type II omdat hulle hul buitenste waterstofomhulsel voor die ontploffing verloor het. Die waterstofomhulsel kon verlore gegaan het deur 'n kragtige uitvloei van materie voor die ontploffing, of omdat dit deur 'n metgeselle weggetrek is.

Supernova's wat ineenstort

Die algemene prentjie vir tipe II-, tipe Ib- en tipe Ic-supernovas - wat ook kern-ineenstorting-supernovas genoem word - is so iets. Wanneer die kernbron in die middel of kern van 'n ster uitgeput is, stort die kern in. In minder as 'n sekonde word 'n neutronster (of 'n swart gat, as die ster uiters massief is) gevorm. Die vorming van 'n neutronster stel 'n enorme hoeveelheid energie vry in die vorm van neutrino's en hitte, wat die inploffing omkeer. Al behalwe die sentrale neutronster word met 'n snelheid van meer as 50 miljoen kilometer per uur weggewaai terwyl 'n termonukleêre skokgolf deur die nou uitbreidende sterresteel jaag, ligter elemente in swaarder elemente smelt en 'n briljante visuele uitbarsting lewer wat so intens kan wees soos die lig van 'n paar miljard Sonne.

Tipe Ia-supernovas word daarenteen in alle soorte sterrestelsels waargeneem en word geproduseer deur wit dwergsterre, die verkorte oorblyfsel van wat vroeër sonagtige sterre was. 'N Wit dwergster, 'n digte bal wat hoofsaaklik uit koolstof- en suurstofatome bestaan, is die mees stabiele sterre, solank die massa daarvan onder die sogenaamde Chandrasekhar-limiet van 1,4 sonmassas bly.

As die aanwas van 'n metgeselle ster of die samesmelting met 'n ander wit dwerg egter 'n wit dwergster oor die Chandrasekhar-grens van 1,4 sonmassas stoot, sal die temperatuur in die kern van die wit dwerg styg, wat plofbare kernfusiereaksies veroorsaak wat 'n enorme hoeveelheid energie vrystel. Die ster ontplof binne ongeveer tien sekondes en laat geen oorblyfsels oor nie. Die uitbreidende wolk van uitwerpsels gloei baie weke lank terwyl radioaktiewe nikkel wat in die ontploffing geproduseer word, in kobalt en dan yster verval.

Aangesien tipe Ia-supernovas almal in 'n ster met 'n massa van ongeveer 1,4 sonmassas voorkom, produseer hulle ongeveer dieselfde hoeveelheid lig. Hierdie eienskap maak hulle buitengewoon nuttig as afstandsindikator - as een tipe Ia-supernova dowwer is as 'n ander een, moet dit verder weg wees met 'n bedrag wat bereken kan word. In onlangse jare is tipe Ia-supernova op hierdie manier gebruik om die uitbreidingstempo van die heelal te bepaal. Hierdie navorsing het gelei tot die verstommende ontdekking dat die uitbreiding van die heelal versnel, moontlik omdat die heelal gevul is met 'n geheimsinnige stof genaamd donker energie.


Supernovas vir paar-onstabiliteit

Vir uiters massiewe sterre is 'n ander, selfs meer gewelddadige tipe supernova moontlik. Volgens die sterre-evolusieteorie styg die temperatuur tot etlike miljarde grade in die sentrale streke van sterre met massas tussen 140 en 260 sonne. By hierdie temperature word die gewone proses om massa in energie (E = mc 2) deur kernreaksies om te skakel, omgekeer en word energie in massa omgeskakel in die vorm van pare elektrone en antielektrone, of positrone.

Die produksie van elektron-positronpare tap energie uit die kern van die ster, wat die ewewig tussen die druk na buite en die inwendige druk van swaartekrag versteur. Hierdie sogenaamde & quotpair instability & quot veroorsaak gewelddadige pulsasies wat 'n groot fraksie van die buitenste lae van die ster uitwerp, en uiteindelik die ster heeltemal ontwrig in 'n termonukleêre ontploffing.

'N Paar onstabiliteit supernova's, indien dit bestaan, is die mees energieke termonukleêre ontploffings in die heelal. In sterre met massas groter as ongeveer 260 sons, sou die pulsasies deur swaartekrag oorweldig word en sou die ster ineenstort om 'n swart gat te vorm sonder 'n ontploffing.

Vir sterre met 'n aanvanklike massa van meer as 200 sonse, sal supernovas met 'n paar onstabiliteit 'n oorvloed radioaktiewe nikkel produseer. Radioaktiewe verval van hierdie groot massa nikkel in kobalt en ander kerne sal energie in die uitbreidende puin vir 'n paar maande voer en 'n ultra-helder supernova skep.

Waarnemings met Chandra en optiese teleskope dui aan dat Supernova 2006gy, die helderste supernova wat nog ooit aangeteken is, 'n lang gesogte (40 jaar) paar-instabiliteit-supernova kan wees.

Die intense bestraling wat deur 'n supernova uitgestraal word, duur van 'n paar maande tot 'n paar jaar voordat dit verdwyn. Intussen stort die vinnig groeiende (miljoene myl per uur) saak van die ontploffing uiteindelik in die omliggende gas. Hierdie botsing skep 'n supernova-oorblyfsel wat bestaan ​​uit warm gas en hoë-energie deeltjies wat duisende jare in die radio deur X-straal golflengtes gloei.

Die vorming van die oorblyfsel lyk ietwat soos 'n ekstreme weergawe van soniese bomme wat deur die supersoniese beweging van 'n vliegtuig geproduseer word. Die uitbreiding van sterreste skep 'n skokgolf wat voor die puin jaag. Hierdie voorwaartse skokgolf veroorsaak skielike, groot veranderinge in druk en temperatuur agter die skokgolf.

Die voorwaartse skokgolf versnel ook elektrone en ander gelaaide deeltjies tot uiters hoë energieë. Elektrone wat rondom die magnetiese veld agter die skokgolf draai, produseer bestraling oor 'n wye verskeidenheid golflengtes. Bestraling van supernovareste is veral opvallend op radiogolflengtes, en radioteleskope was tradisioneel die primêre instrument om hierdie voorwerpe te ontdek.

In onlangse jare is supernova-oorblyfsels ook met fokus-X-straalteleskope ontdek. Die X-strale word geproduseer deur die voorwaartse skokgolf en deur 'n omgekeerde skokgolf wat die puin of uitwerp van die ontplofte ster verhit. Die omgekeerde skok word gevorm as die hoëdrukgas agter die voorwaartse skokgolf uitbrei en op die sterre uitwerping terugdruk.

'N Chandra-waarneming van die supernova-oorblyfsel Cassiopeia A (Cas A) toon duidelik die buitenste skokgolf en die puin wat deur die omgekeerde skokgolf verhit word. Die bestudering van supernovareste met radio-, infrarooi-, optiese- en röntgenteleskope stel sterrekundiges in staat om die vordering van die skokgolwe en verspreiding van elemente wat tydens die ontploffing uitgestoot is, op te spoor. Hierdie data is veral belangrik omdat supernovas die primêre middel is om die sterrestelsel te saai met baie elemente soos koolstof, stikstof, suurstof, silikon en yster wat nodig is vir planete en die lewe.

In supernova's met kern-ineenstorting kan 'n vinnig draaiende neutronster, of pulsar, 'n polsende bron van straling produseer en 'n gemagnetiseerde newel van hoë-energie deeltjies wat die binnekant van die uitbreidende dop verlig. Die krapnevel, 'n oorblyfsel van 'n supernova wat in 1054 n.C. waargeneem is, is die skouspelagtigste voorbeeld.

Chandra se beeld van die krapnevel onthul ringe en strale van hoë-energie deeltjies wat lyk asof dit oor groot afstande van die neutronster na buite geslinger is. Die binneste ring se deursnee is ongeveer 1000 keer die deursnee van ons sonnestelsel.

Chandra kon talle pulsars en hul gepaardgaande pulsar newels opspoor. Hierdie ontdekkings is blykbaar een van die beste maniere om supernova-oorblyfsels te identifiseer wat deur die ineenstorting van 'n massiewe ster geproduseer word, en om dit te onderskei van oorblyfsels wat deur die termonukleêre ontwrigting van 'n wit dwergster (Type Ia-supernova) geproduseer word.

'N Ander metode wat gebruik word om die oorsprong van 'n spesifieke oorblyfsel te bepaal, is om die relatiewe hoeveelhede van verskillende elemente, veral suurstof en yster, te bestudeer. Supernovas met kern-ineenstorting is ryk aan suurstof, terwyl termonukleêre supernovas relatief meer yster produseer. Die oorblyfsels van Tycho's en Kepler se supernovas is vermoedelik vervaardig deur Type Ia-supernovas.


Tipe II supernovas as afstandsaanwyser - Sterrekunde

Ek rapporteer fotometrie en spektroskopie vir 16 tipe II supernovas (SNe) waargeneem tydens die Calan / Tololo-, SOIRS- en CTIO SN-programme, 'n waardevolle bron vir astrofisiese studies. Ek voer 'n gedetailleerde assessering uit van die prestasie van die "expanding photosphere method" (EPM) in die bepaling van ekstragalaktiese afstande. EPM is baie sensitief vir die vele stappe wat by die analise betrokke is, wat dit 'n kuns kan maak in plaas van 'n objektiewe meetinstrument. Om vooroordele te verminder, implementeer ek objektiewe prosedures om sintetiese groottes te bereken, meet ware fotosferiese snelhede, interpoleer snelhede, skat die uitsterwing van stof en realistiese foute. Terwyl EPM goed presteer tydens die aanvanklike fases van SN-evolusie, vind ek afstandsreste so groot as 50% namate die fotosfeer die H-rekombinasie temperatuur nader. Ondanks die poging om geloofwaardigheid aan EPM te verleen, is dit nodig om baie sorgvuldig te wees om die resultate nie te bevoordeel nie. Die belangrikste bronne van onsekerhede is waarnemingsfoute (8%), verdunningsfaktore (11%), snelheidsinterpolasies (12%) en stofuitwissing (14%). Die EPM Hubble-diagram dui daarop dat die ware fout in 'n individuele EPM-afstand 20% is. Ek vind waardes van 63 +/- 8 en 67 +/- 7 km s-1 Mpc-1 vir die Hubble-konstante, afhangende van die rooiverskuiwingsmonster wat gekies is vir die analise. Hierdie resultaat is onafhanklik van die ekstragalaktiese afstandskaal wat 65 +/- 5 lewer vanaf Cepheid / SNe la-afstande. Van vier voorwerpe lewer die vergelyking van EPM en Tully-Fisher D (EPM) / D (TF) = 0,82 +/- 0,12. Ek lei bolometriese regstellings vir plato SNe (SNe II-P) wat my toelaat om betroubare bolometriese helderheid te verkry uit BVI-fotometrie. Ten spyte van die groot diversiteit wat SNe II-P vertoon, is die duur van die plato ongeveer dieselfde en is die helderheid en uitbreidingsnelhede wat in die middel van die plato gemeet word, baie gekorreleer. Uit die helderheid van die eksponensiële stert verkry ek 56Co massas wat wissel tussen 0,02 en 0,28 M☉, en 'n paar bewyse dat SNe met helderder plato's meer Ni produseer (en sy dogter Co). Die korrelasie tussen uitbreidingsnelheid en helderheid laat my toe om SNe II-P te gebruik as standaard kerse met 'n verstrooiing tussen 0,39 en 20,20 mag. Met behulp van SN 1987A om die Hubble-diagram te kalibreer, kry ek onderskeidelik H0 = 55 +/- 12 en H 0 = 56 +/- 9.


Supernovae fotosfere as afstandsaanduiders

Titel: Afstandbepaling tot agt sterrestelsels met behulp van die uitbreidende fotosfeermetode
Skrywers: S. Bose en B. Kumar
Eerste outeur en instelling: Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences, Manora Peak, Indië

Supernova-ontploffings is een van die mees energieke en gewelddadige gebeure in die Heelal en verteenwoordig die dramatiese eindstadia van ou sterre. Dit is bekend dat massiewe sterre hul lewens beëindig in 'n tipe II-supernova-ontploffing, wat 'n vinnige kernval inhou en 'n gewelddadige verdrywing van die oorkoepelende gasomhulsel.

Terwyl supernovas op hul eie 'n oorvloed interessante fisika vertoon, is dit ook nuttig om ekstragalaktiese afstande te bepaal. In hierdie referaat gebruik die outeurs die uitbreidende fotosfeermetode (EPM) om die afstande van agt tipe II-supernovas en hul onderskeie sterrestelsels in kaart te bring. Hierdie metode gee 'n skatting van kosmologiese afstande, onafhanklik van ander tegnieke in die ekstragalaktiese afstandsleer. Deur die uitbreidingsnelheid van die supernova en die hoekgrootte daarvan oor tyd te meet, kan 'n afstandsbepaling gemaak word met behulp van die EPM.

Die outeurs voer hierdie analise uit op agt verskillende tipe II-supernovas, wat gekies is op grond van die beskikbaarheid van fotometriese en spektroskopiese data wat uit die literatuur versamel is. Hierdie ontploffings word binne 'n dag se akkuraatheid beperk. Die fotometriese ligkrommes van tipe II-supernovas word gekenmerk deur 'n vinnige styging, 'n plato as gevolg van die afkoeling van skokverhitte uitwerpings, en 'n afname wat aangedryf word deur radioaktiewe verval van swaar elemente (Fig. 1). Die EPM-metode werk die beste vir data vroeg in die ontploffing, tot 50 dae na die aanvanklike uitbreiding. Om die fotosferiese ekspansiesnelhede te verkry, pas die outeurs yster- en heliumspektrumlyne op 'n P Cygni-profiel ('n kenmerkende spektrale kenmerk van 'n uitbreidende gasdop).

Fig. 1: ligkrommes vir die tipe II-supernovas wat ondersoek is, geneem in drie verskillende filters. Die x-as toon tyd in dae en die y-as die absolute grootte

Vanuit die fotometriese data meet die outeurs die hoekgroottes van die supernovas as 'n funksie van tyd oor drie optiese filters. Die uitbreidingsnelhede word verkry met behulp van ooreenstemmende spektroskopiese data. Om die afstand te kry, teken 'n mens net die tyd vs. en neem die helling van die resulterende lyn om afstand te kry (Fig. 2).

Fig. 2: Tyd versus een van die supernovas. Die helling van hierdie pasvorms lewer die afstand wat onderling ooreenstem met elke filter.

Vir elke supernova lei die outeurs die afstand in elk van die verskillende filters en neem die gemiddelde om 'n finale waarde te kry. Die waardes van al die filters is onderling in ooreenstemming met mekaar. Tog is daar verskeie bronne van stelselmatige foute wat tot onsekerheid in die finale afstandsbepaling lei. Een groot bron van foute is die verdunningsfaktor, wat 'n regstellingsfaktor is wat ingestel word by die berekening van die hoekgrootte van die supernova-fotosfeer (wat nie 'n perfekte swartliggaam is nie). Die outeurs bereken afstande met behulp van twee verskillende modelle vir die verdunningsfaktor, maar neem die een aan wat afstande lewer wat ooreenstem met vorige metings wat in die literatuur gevind is. Die interstellêre uitwissing in elke band (uit die literatuur geneem) is ook baie moeilik om vas te stel, en stel 'n ander bron van stelselmatige foute in. Daarbenewens het die uitbreidingsnelheid 'n ewekansige fout van 'n paar persent.

Die resultate stel afstandmetings vir hierdie supernovas stem ooreen met die resultate van ander afstandmetingstegnieke deur gebruik te maak van Cepheids, die verband tussen Tully en Fisher, helderheid van die oppervlak, ens. Hierdie konsekwentheid is 'n gerusstellende ondersoek na die betroubaarheid van ekstragalaktiese afstandmetingstegnieke en hul gevolglike waardes. Daarbenewens is die EPM 'n relatief eenvoudige en fisies gemotiveerde benadering vir die bepaling van afstande, terwyl ander metodes gewoonlik korrelasies tussen eienskappe (bv. 'N sterrestelsel se rotasiesnelheid versus helderheid) gebruik om afstande af te lei. Hierdie korrelasies behels dikwels onderliggende aannames wat nie altyd duidelik geregverdig is nie, maar die EPM bied 'n meer deursigtige benadering.


Astronomy 12 - Spring 1999 (S.T. Myers)

Daar is 'n aantal ekstragalaktiese afstandsaanduiders wat gebruik word wanneer dit met sterrestelsels buite ons plaaslike groep handel. Daar is veral agt hoofmetodes wat gebruik word om die afstand na die Maagd-groep te vind.

Metode Maagdafstand (Mpc)
1. Cepheids 14.9 1.2
2. Novae 21.1 3.9
3. Planetêre helderheidsfunksie van die newel 15.4 1.1
4. Globular Cluster Luminosity Function 18.8 3.8
5. Fluktuasies in die helderheid van die oppervlak 15.9 0.9
6. Tully-Fisher verhouding (spirale) 15.8 1.5
7. Faber-Jackson / D-sigma-verhouding (elliptika) 16.8 2.4
8. Tik Ia Supernovae 19.4 5.0

Hierdie tabel is aangepas uit Jacoby etal 1992, PASP, 104, 599.

'N Opsomming van hierdie metodes:

    Cepheid veranderlike sterre en hul neefs, die RR Lyrae-sterre, is die belangrikste afstandaanwysers in die sterrestelsel en die plaaslike groep. Hulle pols radiaal (basies teen die klanksnelheid in die omhulsel van die ster) met 'n periode omgekeerd eweredig aan die vierkantswortel van die digtheid. Hulle het 'n periode-helderheidsverhouding wat by kalibrasie akkurate afstandmodules gee (0,16 mag of beter). Met M

-20, die helderste Cepheids kan gesien word in die Maagd-sterrestelsels deur HST.


Gemotiveer deur die voordele van waarneming by naby-IR golflengtes, ondersoek ons ​​Tipe II supernovas (SNe II) as afstandsaanduiders op daardie golflengtes deur middel van die Photospheric Magnitude Method (PMM). Vir die analise gebruik ons ​​BVIJH-fotometrie en optiese spektroskopie van 24 SNe II tydens die fotosferiese fase. Om fotometrie vir uitsterwing en rooi verskuiwing reg te stel, bereken ons totale-tot-selektiewe breëband-uitsterwingsverhoudings en K-regstellings tot z = 0,032. Om die oormaat van die gasheerstelselkleur te skat, gebruik ons ​​die kleur-kleur-kromme-metode met die V-I versus B-V as kleurkombinasie. Ons kalibreer die PMM met behulp van vier SNe II in sterrestelsels met 'n punt van die Rooi Reuse-takafstande. Onder ons 24 SNe II is nege op cz & gt 2000 km s -1, wat ons gebruik om Hubble-diagramme (HD's) op te stel. Om die PMM-afstandnauwkeurigheid verder te ondersoek, neem ons die vier SNe wat gebruik is vir kalibrasie en ander twee in sterrestelsels met Cepheid- en SN Ia-afstande in HD's in. Met 'n stel van 15 SNe II verkry ons 'n HD rms van 0.13 mag vir die J-band, wat vergelykbaar is met die rms van 0.15-0.26 mag vir optiese bande. Dit weerspieël die voordele van die meting van PMM-afstande met naby-IR in plaas van optiese fotometrie. Met die bewyse wat ons het, kan ons die PMM-afstandnauwkeurigheid met J-band onder 10 persent stel met 'n vertrouensvlak van 99 persent.

  • APA
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standaard
  • RIS
  • Vancouver

Tik II supernovas as afstandsaanduiders by naby-IR golflengtes. / Rodríguez, O. Pignata, G. Hamuy, M. Clocchiatti, A. Phillips, MM Krisciunas, K. Morrell, NI Folatelli, G. Roth, M. Castellón, S. Jang, IS Apostolovski, Y. López, P. Marchi, S. Ramírez, R. Sánchez, P.

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

T1 - Tipe II-supernovas as afstandsaanduiders by naby-IR golflengtes

N1 - Befondsingsinligting: (AURA) onder samewerkingsooreenkoms met die National Science Foundation. 2SNOOPY is 'n pakket vir SN-fotometrie met behulp van PSF-pasvorm en / of sjabloonaftrekking ontwikkel deur E. Cappellaro. 'N Pakketbeskrywing kan gevind word op http://sngroup.oapd.inaf.it/snoopy.html Befondsingsinligting: Die outeurs bedank die anonieme skeidsregter vir die nuttige kommentaar wat die oorspronklike manuskrip help verbeter het. OR, GP, AC en YA erken steun deur die Ministerie van Ekonomie, Ontwikkeling en Toerisme se Millennium Science Initiative deur middel van toekenning IC120009, toegeken aan The Millennium Institute of Astrophysics, MAS. OF erken steun van CONICYT PAI / INDUSTRIA 79090016. Hierdie navorsing het gebruik gemaak van die NASA / IPAC Extragalactic Database (NED) wat bedryf word deur die Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, onder kontrak met die National Aeronautics and Space Administration. Hierdie werk het gebruik gemaak van die Weizmann Interactive Supernova Data Repository (https://wiserep.weizmann.ac.il).

N2 - Gemotiveer deur die voordele van waarneming by naby-IR golflengtes, ondersoek ons ​​Tipe II supernovas (SNe II) as afstandsaanwysers op die golflengtes deur middel van die Photospheric Magnitude Method (PMM). Vir die analise gebruik ons ​​BVIJH-fotometrie en optiese spektroskopie van 24 SNe II tydens die fotosferiese fase. Om fotometrie vir uitsterwing en rooi verskuiwing reg te stel, bereken ons totale-tot-selektiewe breëband-uitsterwingsverhoudings en K-regstellings tot z = 0,032. Om die oormaat van die gasheerstelselkleur te skat, gebruik ons ​​die kleur-kleurkurwe-metode met die V-I versus B-V as kleurkombinasie. Ons kalibreer die PMM met behulp van vier SNe II in sterrestelsels met 'n punt van die Rooi Reuse-takafstande. Onder ons 24 SNe II is nege op cz & gt 2000 km s -1, wat ons gebruik om Hubble-diagramme (HD's) op te stel. Om die PMM-afstandnauwkeurigheid verder te ondersoek, neem ons die vier SNe wat gebruik is vir kalibrasie en ander twee in sterrestelsels met Cepheid- en SN Ia-afstande in HD's in. Met 'n stel van 15 SNe II verkry ons 'n HD rms van 0.13 mag vir die J-band, wat vergelykbaar is met die rms van 0.15-0.26 mag vir optiese bande. Dit weerspieël die voordele van die meting van PMM-afstande met naby-IR in plaas van optiese fotometrie. Met die bewyse wat ons het, kan ons die PMM-afstandnauwkeurigheid met J-band onder 10 persent stel met 'n vertrouensvlak van 99 persent.

AB - Gemotiveer deur die voordele van waarneming by naby-IR golflengtes, ondersoek ons ​​Tipe II supernovas (SNe II) as afstandsaanduiders op daardie golflengtes deur middel van die Photospheric Magnitude Method (PMM). Vir die analise gebruik ons ​​BVIJH-fotometrie en optiese spektroskopie van 24 SNe II tydens die fotosferiese fase. Om fotometrie te korrigeer vir uitsterwing en rooi verskuiwing, bereken ons totale-tot-selektiewe breëband-uitsterwingsverhoudings en K-regstellings tot z = 0,032. Om die oormaat van die gasheerstelselkleur te skat, gebruik ons ​​die kleur-kleur-kromme-metode met die V-I versus B-V as kleurkombinasie. Ons kalibreer die PMM met behulp van vier SNe II in sterrestelsels met 'n punt van die Rooi Reuse-takafstande. Onder ons 24 SNe II is nege op cz & gt 2000 km s -1, wat ons gebruik om Hubble-diagramme (HD's) op te stel. Om die PMM-afstandnauwkeurigheid verder te ondersoek, neem ons die vier SNe wat gebruik is vir kalibrasie en ander twee in sterrestelsels met Cepheid- en SN Ia-afstande in HD's in. Met 'n stel van 15 SNe II verkry ons 'n HD rms van 0.13 mag vir die J-band, wat vergelykbaar is met die rms van 0.15-0.26 mag vir optiese bande. Dit weerspieël die voordele van die meting van PMM-afstande met naby-IR in plaas van optiese fotometrie. Met die bewyse wat ons het, kan ons die PMM-afstandnauwkeurigheid met J-band onder 10 persent stel met 'n vertrouensvlak van 99 persent.


Tipe II supernovas as afstandsaanwyser - Sterrekunde

Tipe II (SNII) word in die vroeë veertigerjare as 'n duidelike tipe supernova erken, en word gekenmerk deur waterstofemissie in hul spektra, en ligkrommings wat aansienlik verskil van dié van tipe I-supernovas. SNII word ondergeklassifiseer, afhangende van of hul ligkrommes 'n lineêre afname na maksimum (SNII -L) of 'n plato-fase (SNII -P) toon, waar die helderheid gedurende 'n lang tydperk konstant bly. Die piek helderheid van alle SNII is verswakter as dié van 'n Type Ia supernova (SNI a), maar hoewel SNII -P 'n groot verspreiding vertoon in hul maksimum helderheid, is die piek helderhede van SNII -L byna eenvormig met 'n ligter van 2,5 sterkte. as 'n SNI a.

Soos die tipe Ib en die tipe Ic-supernovas, word SNII slegs in streke met stervorming aangetref, wat daarop dui dat dit die gevolg is van die kern-ineenstorting van massiewe sterre. Die belangrikste verskil tussen die drie soorte kernval-supernovas is of hulle hul buitenste omhulsels van waterstof en heliumgas behou het voor die ontploffing. Die voorvaders van SNII het beide hul waterstof- en heliumlae behou, die stamvaders van Type Ib supernovae (SNI b) het die waterstofomhulsel verloor, maar hulle het 'n heliumomhulsel behou, en stamvaders van Type Ic-supernovas (SNI c) het beide die waterstof en helium-koeverte voor die kern-ineenstorting. Verdere bewyse van 'n algemene oorsprong vir SNII en SNI b is die resultaat van waarnemings wat toon dat 'n baie klein fraksie van SNII op laat tye in SNI b verander.

In teenstelling met SNI a waar niks oorbly na die ontploffing nie, is SNII geneig om supernova-oorblyfsels te vorm van uitgestote sterelmateriaal wat óf 'n neutronster óf 'n pulsar omring (as die kernmassa minder as ongeveer 3 sonmassas is), of 'n swart gat. Die uitgestote materiaal is ryk aan swaar elemente wat tydens die ontploffing gesintetiseer is, wat SNII een van die belangrikste bronne vir swaar elemente in die heelal maak.

Bestudeer sterrekunde aanlyn aan die Swinburne Universiteit
Alle materiaal is © Swinburne Universiteit van Tegnologie, behalwe waar aangedui.


Tipe II supernovas as afstandsaanwyser - Sterrekunde

Die ontwikkelinge in die ekstragalaktiese afstandskaal gedurende die periode 1983 1987 word hersien. Daar was baie belangrike verbeterings in ons kennis van die afstandskaal gedurende hierdie periode, maar tog is die algehele verskuiwing in die afstandskaal van die wat in Cosmological Distance Ladder (Rowan-Robinson, 1985, CDL) aangeneem is, klein. Die galaktiese kalibrasie van Cepheids is geweldig verbeter deur gedetailleerde werk aan die oop trosse en verenigings wat Cepheids bevat. Die gevolglike verskuiwing vanaf die kalibrasie van Sandage en Tammann (1969) is klein, alhoewel Strömgren-Hβ-fotometrie in sommige gevalle ongelyk lae afstande gee. Die aantal sterrestelsels buite die plaaslike groep met afstande bepaal vanaf Cepheids het toegeneem van 2 tot 5 (N2403, M81, M101, N300, N3109). Die nova-metode is, in 'n skouspelagtige ontwikkeling, na die Virgo-cluster geskuif en gee 'n afstandsmodus in ooreenstemming met die wat in CDL aanvaar is. RR Lyrae-sterre is in M31 bestudeer, wat weer 'n meer as tienvoudige toename in die omvang van die metode verteenwoordig. Die afgelope vyf jaar was 'n dramatiese periode vir die supernova-afstandmetode. Die herontdekking van die Type Ipec-subklas van Bertola, nou bekend as Type Ib, het 'n uitbarsting van aktiwiteit op die teoretiese front gestimuleer. Modelle vir tipe Ia-supernovas wat die ontbranding van 0,4 1,0 M 0 van 'n 1,4 M 0 C-O wit dwerg behels, het 'n aansienlike mate van verfyning bereik. Tipe Ib's word deur die meeste teoretici beskou as die eindpunt van die evolusie van 'n 20 M 0 ster wat voorheen sy omhulsel verloor het deur massaverlies. SN 1987a in die LMC was die astronomiese gebeurtenis van die eeu en het reeds gelei tot 'n onafhanklike skatting van die afstand van die LMC in ooreenstemming met ander metodes. Die Tully-Fisher-metode is die afgelope vyf jaar intens bestudeer, maar daar is geen duidelike verklaring waarom dit laer afstande gee as ander metodes nie. Malmquist-vooroordeel is deur verskeie outeurs aangeroep. 'N Nuwe metode vir die beraming van die afstand tot elliptiese stowwe, wat 'n wysiging is van die ouer Faber-Jackson-metode, die D n -σ-metode, is op honderde elliptiese stowwe toegepas, wat afstande gee wat goed ooreenstem met die wat in CDL aangeneem is. Geweegde gemiddelde afstande tot groepe is bereken soos in CDL en die resulterende Hubble-diagram is reggestel vir ons beweging deur die ruimte. Die beste skatting van die Hubble-konstante is 66 ± 10 km s -1 Mpc -1, feitlik onveranderd van CDL. 'N Voorskrif word voorgestel om die tipe Ia en infrarooi Tully-Fisher metodes in ooreenstemming te bring met ander metodes.


DIE OORSPRONG VAN KOSMIESE STRALE

V.L. GINZBURG, S.I. SYROVATSKII, in The Origin of Cosmic Rays, 1964

Supernovas — die basiese bronne van kosmiese strale in die Melkweg

Afdelings 5 ​​en 6 het reeds gegewens gegee wat met volle sekerheid die aanwesigheid van kosmiese strale in die skulpe van supernovas aandui. Op hierdie manier word onafhanklik van enige aannames vasgestel dat kosmiese strale gegenereer word as gevolg van ontploffings van supernovas. Maar dit is net een kant van die saak. Dit is nie minder belangrik dat die opwekking van kosmiese strale in supernova-ontploffings 'n uiters kragtige proses is nie.

Die berekeninge wat in afdeling 6 gegee word, toon byvoorbeeld aan dat daar in skulpe van tipe 1-supernovas kosmiese strale met 'n energie is Wsn bereik 10 49 erg (volgens tabel 7 in die krapnevel Wsn ∼ 5 × 10 48 erg). In die skulpe van tipe 2-supernovas bereik die kosmiese straal-energie 10 50 erg (byvoorbeeld vir Cassiopeia A Wsn ∼ 7 × 10 49 erg sien Tabel 7). Dit is waar dat die berekening van die kosmiese stralenergie in die skulpe verband hou met sekere aannames, die belangrikste daarvan is die gebruik van die koëffisiënt 100 in die oorgang van die min of meer direk gemete energie van relativistiese elektrone na die energie van almal. die kosmiese strale. Sowel hierdie aanname as die aanname van die benaderde gelykheid van die kosmiese stralenergie en die energie van die magnetiese veld in die dop is goed genoeg gegrond vir tipe 2-supernovas, solank dit net 'n kwessie van ramings van orde van grootte is. Ons moet ook daarop wys dat om die moontlike rol van supernovas as bronne van kosmiese strale in die Melkweg te verklaar, dit belangrik is om die kosmiese stralenergie in die skulpe op 'n stadium van hul evolusie te ken, om die totale energie van die kosmiese te ken. strale gevorm as gevolg van 'n ontploffing en al die daaropvolgende prosesse van versnelling en rem. Aangesien die afskakeling van deeltjies uit die skulpe waarskynlik redelik belangrik is, kan hierdie totale energie die energie van die kosmiese strale wat in die dop gehou word, ver oorskry. Vanuit hierdie oogpunt moet in ag geneem word dat die totale hoeveelheid energie wat deur 'n aantal supernovas gegenereer is 1050 erg oorskry en selfs 269 10 52 erg bereik het. Met inagneming van die algemene neiging tot gelyke verspreiding van energie tussen die kosmiese strale, magnetiese veld en kinetiese energie, en ook die idees van die magnetiese bremsstrahlung aard van die optiese emissie in die werklike ontploffings van sekere supernovas 348 (duidelik grootliks tipe 1 supernovas) seker gevolgtrekkings kan gemaak word. As die boonste grens vir die energie wat in kosmiese strale verander in 'n ontploffing, kom ons tot die bogenoemde waarde van 10 52 erg. Hierdie energie stem ooreen met 'n massa M = W/c 2 ∼ 10 31 g ∼ 0 · 01M as ons in gedagte hou dat die massa van tipe 2-supernovas tien keer die massa van die son kan wees (M = 2 × 10 33 g) the energy generated corresponding to a mass 10 31 g is still possible (in thermonuclear reactions the energy generated is of the order of 10 −3 of the rest mass of the nuclei the energy released during the neutron collapse of a star with a mass ∼ M also reaches 10 52 erg). †

The conclusion which we can draw from what has been said is as follows. For the energy converted into cosmic rays in supernova explosions it is reasonable to take the average value

This estimate may be slightly too high for type 1 supernovae but there are less explosions of these supernovae in the Galaxy than of type 2 supernovae (see below). Therefore from the point of view of making up the energy balance the value of (11.8) is not too large. The maximum value of the mean energy generated on a type 2 supernovae is probably even close to 10 51 erg.

In order to judge the efficiency of supernova explosions as cosmic ray sources we must know still one more value—the average frequency of supernova explosions in the Galaxy vsn = 1/Tsn (Tsn is the average time between supernovae explosions). The time Tsn is different for different types of Galaxy and averaged over many galaxies is 300 to 400 years. 352 This figure relates more particularly to the brighter type 1 supernovae. The main thing is that the deviations of the time Tsn from the average value are so great that we should interest ourselves here in the value of Tsn determined for our Galaxy. According to Shklovskii 161 this time is 30 to 60 years, whilst in other papers 248, 269 it is assumed that for type 2 supernovae in the Galaxy Tsn = 50 years.

Therefore for the more powerful and more frequently exploding type 2 supernovae in the Galaxy we can say

Combining the values of (11.8) and (11.9) for the mean power of supernovae as the sources of cosmic rays in the Galaxy we obtain

The closeness of this value to the necessary one from energy considerations of the source power Usource ∼ 3 × 10 40 erg/sec. (see (11.6) ) literally leaps to the eyes. Of course, the estimates given cannot pretend to an accuracy of more than one or two orders of magnitude. For example, it would scarcely be possible to reject the estimate of Usn ∼ 10 39 erg/sec but this value is more likely a minimum one that is still compatible with the available data. It cannot therefore be stated that supernovae really supply just enough cosmic rays as are necessary to observe the balance. But, on the other hand, one can come with definite certainty to the conclusion that by identifying the basic sources of cosmic rays in the Galaxy with supernovae we can satisfy the very difficult requirements of an energetic nature. †

It has already been mentioned in section 5 that the possible efficiency of supernova explosions from the standpoint of cosmic ray generation was indicated 245, 261 even before the discovery of the powerful radio emission of supernova shells. The only argument for this was the enormous amount of energy generated in explosions. But, of course, the evolution of energy in the form of light or even in the form of kinetic energy still by no means guarantees its conversion into cosmic ray energy. Therefore the hypothesis of the generation of cosmic rays in supernova explosions has attracted serious attention only in the light of radio astronomy data. 4, 154, 161, 354

The assumption of the dominating rôle of supernovae as cosmic ray sources in the Galaxy becomes even more probable and attractive if one compares it with the alternative “hierarchical” hypothesis. 9, 355, 356

We should mention that according to the “hierarchical” theory of the origin of cosmic rays particles with an energy of E ≲ 10 12 eV are generated on non-exploding stars in the 10 12 ≲ E ≲ 10 15 eV region the basic sources are supernovae and cosmic rays with E > 10 15 eV come from the Metagalaxy.

Since the cosmic ray spectrum drops, and rather quickly at that, the basic contribution to the total cosmic ray energy is made by particles with a relatively low energy. Hence it is clear that in the “hierarchical” theory practically all the energy must be supplied by non-exploding stars. But in the light of what has already been said this means that this theory is connected with the completely arbitrary assumption of the very high efficiency of many non-exploding stars (as has been pointed out, these stars should generate cosmic rays with a total energy several orders greater than follows from the available data and estimates). The other possibility, just as unfounded, is connected with the assumption of the absence of cosmic ray mixing between the spiral arms and the halo.

There are also other considerations against the “hierarchical” theory.

The chemical composition, and also the cosmic ray injection and acceleration conditions in supernova shells and for non-exploding stars, in all probability differ strongly. For this reason in the hierarchical theory we should expect a considerable change of the cosmic ray energy spectrum and chemical composition for a certain energy E ∼ 10 12 eV. As far as is known there are no such changes (see Chapter I ). It is true that the data relating to the chemical composition are still insufficient and the smoothness of the energy spectrum still does not prove that the sources are largely of one kind. But to reject the ideas of the dominating rôle of supernovae in favour of the hierarchical theory we must clearly have some weighty arguments and not only the possibility of the suggested theory in principle. For example if the energy or charge spectrum at E ∼ 10 12 eV changed noticeably then this at least would be more natural in the case of two kinds of source. Since not one fact has been adduced that clearly indicates a plurality of sources we can see no convincing proof in favour of this assumption. In other words, there is still no reason to consider it even probable that non-exploding stars make a noticeable contribution to the cosmic ray flux in the Galaxy as a whole or even to the cosmic ray flux on Earth. Moreover this assumption is connected with definite difficulties largely of an energetic nature. There are no similar objections to the assumption of the dominant rôle of supernovae.

Despite what has been said definite care, of course, must be taken in conclusions and further analysis of the question of cosmic ray sources. A number of remarks will be made in this respect below.

We would now stress that no stars apart from supernovae are evidently capable of accelerating cosmic rays to energies greater than 10 12 to 10 13 eV. The point is that a particle can be accelerated to high energy only if it is held long enough close to a star and the accelerating mechanism is efficient enough. On the Sun, as is well known, cosmic rays are generated with an energy of up to 10 10 eV, whilst a typical value for the magnetic field strength in the solar atmosphere is H ∼ 1 oersted (considerably stronger fields are found in sunspots but we must allow for the rapid decrease in the sunspot field as we move away from the photosphere). In a field H ∼ 1 oersted a proton with an energy E ∼ 10 10 eV revolves on an orbit with a radius rHE/300H ∼ 3 × 10 7 cm, whilst the radius of the photosphere is R = 7 × 10 10 cm. Thus for the Sun the characteristic parameter ξ = rH/R does not exceed 10 −3 . It may be assumed that for other stars as well ξ ≲ 10 −3 so the maximum cosmic ray energy is Emaksimum ∼ 300HrH ∼ 0·3HRpht, waar H is the characteristic value of the field and Rpht is the radius of the star's photosphere. Even for magnetic stars the value of HRpht, and that also means Emaksimum, scarcely exceeds (with rare exceptions) the corresponding values for the Sun by more than three orders. Hence we come to the estimate Emaksimum ∼ 10 13 eV. Of course, this estimate contains an element of arbitrariness but we know of no convincing counterarguments that will allow us to make any great increase in the value Emaksimum ∼ 10 13 eV for non-exploding stars. Clearly, because of this, particles with an energy E ≳ 12 eV cannot be considered as being generated on non-exploding stars in the “hierarchical” theory either.

Let us now examine from this point of view the possibility of particle acceleration in the shells of supernovae. This question is still to a large degree open but certain conclusions can be drawn by comparing the radii of the shells with the radius of curvature of the particles. † According to Table 7 the radii of the shells R0 of the sources Taurus A (Crab Nebula) and Cassiopeia A are now about 1 to 2 pc ∼ 3 to 6 × 10 18 cm and the field strength in the shells is H0 ∼ 10 −3 oersted. Hence we have

waar eZ is the charge of the nucleus and E = AE is its total energy (E is the energy per nucleon).

If we assume that the maximum energy Emaksimum is reached at a value ξ ∼ 10 −1 we come to the estimate

It is true that in the case of stars we have used the value ξ ∼ 10 −3 but the configurations of the fields in the stellar atmospheres and in the shells differ considerably. Since the field in the shells is quasi-closed the assumption that ξ ∼ 10 −1 is still possible in principle. On the other hand, if during the process of the shell's expansion H0R 2 0 = const, then according to (11.11) at the earlier stages ξ < 10 −18 ɛ. Both for this reason and because of the extremely hypothetical possibility of taking the value ξ ∼ 10 −1 estimate (11.12) is clearly the upper limit.

It follows from (11.12) that supernova explosions may result in the generation of cosmic rays with E ≲ 10 17 eV and if it is a question of heavy nuclei then with E ≲ 10 19 eV. Since the highest energy recorded in cosmic radiation is Emaksimum ∼ 10 19 to 10 20 eV (only a few particles with energies greater than 10 19 eV have been recorded) it can be assumed with a certain stretch of the imagination that supernovae supply cosmic rays over the whole energy range. This possibility would be refuted if it were established that in the E ∼ 10 18 to 10 19 eV energy range the cosmic rays consist not only of heavy nuclei but also contain protons. Here, however, we are dealing with ordinary supernovae characterised by parameters (11.8) and (11.9) . The rarely met large supernovae and super-supernovae which may explode in the galactic core (see below) are quite capable of accelerating particles to an energy of 10 19 to 10 20 eV/nucleon. On the other hand protons with an energy of ∼ 10 19 to 10 20 eV very rapidly leave the Galaxy as well (for H ∼ 3 × 10 −6 oe, Z = 1 and E = 10 19 eV the radius of curvature rH = E/300H ∼ 10 22 cm which is only a few times less than the radius of the halo ∼ 3 to 5 × 10 22 cm in addition, the field in the Galaxy is not homogeneous and the radius rH is greater than the scale of the inhomogeneity allowing for this circumstance considerably reduces the time that a particle stays in the Galaxy). We shall return to this question later (see section 16 ).


Type II supernovae as a distance indicator - Astronomy

Motivated by the advantages of observing at near-IR wavelengths, we investigate Type II supernovae (SNe II) as distance indicators at those wavelengths through the Photospheric Magnitude Method (PMM). For the analysis, we use BVIJH photometry and optical spectroscopy of 24 SNe II during the photospheric phase. To correct photometry for extinction and redshift effects, we compute total-to-selective broad-band extinction ratios and K-corrections up to z = 0.032. To estimate host galaxy colour excesses, we use the colour-colour curve method with the V-I versus B-V as colour combination. We calibrate the PMM using four SNe II in galaxies having Tip of the Red Giant Branch distances. Among our 24 SNe II, nine are at cz > 2000 km s -1 , which we use to construct Hubble diagrams (HDs). To further explore the PMM distance precision, we include into HDs the four SNe used for calibration and other two in galaxies with Cepheid and SN Ia distances. With a set of 15 SNe II we obtain an HD rms of 0.13 mag for the J-band, which compares to the rms of 0.15-0.26 mag for optical bands. This reflects the benefits of measuring PMM distances with near-IR instead of optical photometry. With the evidence we have, we can set the PMM distance precision with J-band below 10 per cent with a confidence level of 99 per cent.


A massive burst of neutrinos is the first evidence that a core-collapse supernova has occured. This is followed a few hours later by the shock wave breaking out of the star and releasing electromagnetic radiation initially as a UV flash. The supernova becomes visible at optical wavelengths as it expands, with the initial rise in the light curve the result of the increasing surface area of the star combined with a relatively slow temperature decrease.

The peak in the light curve occurs as the temperature of the outer layers starts to decrease. At this point, Type II supernovae ( SNII ) are sub-divided into two classes based on the shape of their light curves. Type II-Linear ( SNII -L) supernovae have a fairly rapid, linear decay after maximum light, while Type II-Plateau ( SNII -P) supernovae remain bright (on a plateau) for an extended period of time after maximum. The peak brightness of SNII -L are nearly uniform at

2.5 magnitudes fainter than a Type Ia supernova, however, the peak brightness of SNII -P show a large dispersion, which is almost certainly due to differences in the radii of the progenitors.

The onset of the plateau phase corresponds to a change in opacity in the outer layer of the exploded star. As the shock wave produced by the core-collapse propagates out through the star, it heats the outer envelope of the star to over 100,000 Kelvin ionising all the hydrogen. Ionised hydrogen has a high opacity, so radiation from the inner parts of the star cannot escape, and we can only observe photons from the outermost parts of the star.

After a few weeks, however, the outer parts of the star have cooled sufficiently that the ionised hydrogen is able to recombine to form neutral hydrogen. In core-collapse supernovae, the critical temperature for hydrogen recombination lies between about 4,000 and 6,000 Kelvin. While ionised hydrogen is opaque, neutral hydrogen is transparent at most wavelengths, and this recombination front where the opacity changes is known as the photosphere of the star. Once the hydrogen starts to recombine, photons from the hotter, inner regions of the hydrogen envelope are able to escape and we are able to see deeper into the star.

All the while, the star continues to expand, forcing the photosphere deeper and deeper into the star as successive regions cool to the temperature of recombination. Since this temperature remains essentially constant as the photosphere receeds through the hydrogen envelope, a plateau is created in the light curve.

Obviously the length of the plateau depends on the depth of the hydrogen envelope, but other characteristics of the star are also correlated with the plateau phase. In particular, the luminosity of the plateau is brighter for SNII which produce a lot of nickel, and both of these characteristics are linked with higher explosion energies and ejecta velocities. Although the range of nickel masses created by SNII -P varies by a factor of 10, and there is a 5 magnitude spread in the luminosities of the plateau phase, these correlations allow astronomers to standardise SNII luminosities to

0.3 magnitudes through the spectroscopic measurement of the ejecta velocities. This Standardised Candle Method for SNII provides a distance measure to these objects independent from the Expanding Photosphere Method usually employed with SNII -P.

After the recombination front has passed through the entire hydrogen envelope, the plateau phase (if there is one) ends, and the light curves of SNII drop down onto a radioactive tail. This is powered by the conversion of 56 Co into 56 Fe and has the same shape for all core-collapse supernovae.

While the above discussion divides SNII into SNII -L and SNII -P based on light curve shape after maximum, it is important to keep in mind that well observed SNII -L are much rarer than their SNII -P counterparts and there remains some controversy as to whether they consititute a distinct class of object. Astronomers think that perhaps the lack of a plateau phase in SNII -L arises simply because SNII -L have a much smaller hydrogen envelope.

Study Astronomy Online at Swinburne University
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Kyk die video: Mario Hamuy. Cosmology from Type II Supernovae (November 2022).