Sterrekunde

Supernova met 'n kernval en Neutron Star

Supernova met 'n kernval en Neutron Star


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.

Ek lees oor massiewe sterre en hul finale gevolge. wat ek verstaan ​​is massiewe sterre nadat hulle hul buitenste omhulsel met massas uitgegooi het> 1.4 sonmassa verander in neutronsterre. Maar ek weet ook dat massiewe sterre kan ineenstort om 'n tipe II-supernova te vorm. Ek moet verstaan ​​hoe ons bepaal watter sterre deur watter finale lot gaan. En met watter aanvanklike massa hulle albei noodlottige lewens moet begin.

Ek het heeltemal verkeerd met my begrip. U verduidelikings sal baie help.


Om te ontsenu: In u vraag onderskei u tussen 'n ster wat 'n neutronster vorm wanneer sy kern die Chandrasekhar-limiet oorskry en 'n ster wat 'n tipe II-supernova ondergaan. Dit is egter dieselfde gebeure.

Om op te som: Oor die algemeen kan 'n geïsoleerde ster op een van basies vier maniere sterf. Met toenemende waarskynlikheid met toenemende massa is hierdie uitkomste:

1. Vorming van 'n wit dwerg: Dit is die uitkoms vir sterre met 'n aanvanklike massa onder ~ 10 sonmassas en dit sluit ons son in. Dit sluit ongeveer 97% van alle sterre in, aangesien klein sterre die meeste voorkom.
Aan die einde van sy leeftyd, wanneer al die waterstof wat toeganklik is vir sy kern, verbrand het, sal dit geleidelik swaarder elemente in sy sametrekkende kern begin verbrand. Tot watter element dit kan gaan, hang af van die aanvanklike massa van die ster. Tydens hierdie proses begin die buitenste lae van die ster uitsit en dit gaan in die rooi reusfase. Aan die einde daarvan gooi hulle hul buitenste lae af wat dan 'n planetêre newel vorm. Al wat daarna oorbly, is die verkoelingskern van swaarder elemente. Die wit dwerg. Hierdie wit dwerg word deur die ontaarde elektrondruk teen swaartekrag gehou. Dit beteken dat die elektrone so naby aan mekaar is dat hulle, om verder saam te trek, in 'n hoër energietoestand gedruk moet word om nie die Pauli-uitsluitingsbeginsel te oortree nie. 'N Voorbeeld is die pragtige Ringnewel waar u die wit dwerg in die middel maklik kan sien.

2. Supernova en die vorming van 'n neutronster: Die kern van swaarder sterre ($ 9-100 M _ { odot} $) word ook meestal deur ontaarde elektron omhoog gehou. Gedurende die leeftyd van die ster versamel al hoe meer swaar elemente in 'n groeiende kern. Met toenemende kernmassa / digtheid bereik die elektrone egter hoër en hoër energie. Op een of ander stadium word hierdie energieë hoog genoeg sodat elektrone in protone "gedruk" kan word, en dan neutrone word en baie neutrino's vrystel. Dit verminder die ontaarde druk totdat dit nie meer die kern teen die gravitasiedruk van die buitenste lae kan dra nie. Dit gebeur wanneer die kern die genoemde Chandrasekhar-limiet oorskry. Dit is wat die kern-ineenstorting van swaarder sterre inisieer.

Selfs swaarder sterre met warmer kerne neem toe, nie net deur ontaarde druk nie, maar ook met gereelde termiese druk. Vir daardie sterre word die ineenstorting ook bevorder as die fotodisintegrasie van swaar elemente die kern van al hoe meer termiese energie verslind en dit lei tot verdere inkrimping. (Sien die eerste bladsye hier vir 'n meer gedetailleerde beskrywing van hoe die SN geaktiveer word)

Onafhanklik van hoe die ineenstorting begin het, gaan dit voort totdat die ontaarde neutrondruk op een of ander tydstip begin, en veral die afstoting van die sterk kernkrag. Op hierdie stadium stop die kern-ineenstorting skielik en word die proto-neutronster feitlik onverdrukbaar. Dit gebeur alles so vinnig dat die buitenste skulpe basies vry val op die proto-NS en "bons". Saam met die energie wat deur die intense neutrino-vloed voorsien word, dryf dit die buitenste skulpe weg en lei dit tot die ontploffing van die ster. Dit is 'n kern-ineenstorting-supernova. Al wat oorbly, is 'n uitbreidende supernova-oorblyfsel en 'n sentrale neutronster, 'n pulsar. Die samestelling van die oorblywende buitenste lae tydens die ontploffing bepaal die tipe SN.
Bekendste voorbeeld: The Crab nebular.

3. Kern-ineenstorting SN met vorming van swart gate: By hoër massas kan dit gebeur dat nie al die buitenste lae die swaartekragput van die voor-NS kan ontsnap nie. Sommige dele daarvan kan daarop terugval. Tydens hierdie proses kan die NS weer massa kry en uiteindelik die Oppenheimer-Volkoff-limiet oorskry. As dit gebeur, is selfs die druk van die ontaarde neutrongas nie meer voldoende nie. Op hierdie stadium is daar niks wat die ineenstorting van swaartekrag tot 'n swart gat kan keer nie. Die aanwas van die addisionele materiaal stel weer groot hoeveelhede energie vry en kan lei tot die vorming van stralers. Dit is wat vermoedelik 'n Hypernova is en kan gepaard gaan met 'n gammastraal (GRB).
Kyk hieronder vir en animasie van 'n straalrem deur die uitbreidende supernova-dop en die vervaardiging van 'n GRB:

4. Kern-ineenstorting met direkte BH-vorming: 'N Alternatiewe, minder gewelddadige manier om 'n BH te vorm, is 'n direkte ineenstorting. Dit gebeur meestal vir baie swaar sterre. In hierdie scenario is die proto-neutronster nie in staat om die uitwerping van die buitenste lae te inisieer nie en val dit net in 'n BH in. Geen groot ontploffing, geen supernova-oorblyfsel nie. Dit word soms 'n mislukte supernova genoem. En ons het eintlik gesien dat so 'n ster net verdwyn:

5. Supernova met paar onstabiliteit en volledige ontwrigting: Vir sterre met 'n massa tussen ongeveer 140 en 260 $ M _ { odot} $ (sien onderskeie gaping in die onderstaande figuur) kan die temperatuur in die kern warm genoeg word dat termiese straling gammastraal-energieë bereik. Spesifiek kan fotone energieë hoog genoeg bereik om e te produseer$^-$/ e$^+$ pare. Hierdie proses dra termiese energie oor na die massa van die gevormde deeltjies. Dit lei tot 'n inkrimping van die kern. In daardie stadium het die kern nog nie baie swaar elemente gesmelt nie en bestaan ​​dit meestal uit Helium, wat nou vinnig versmelt deurdat die kern saamtrek. Die vrygestelde energie voltooi ontwrig die sterre wat geen kompakte kern en slegs 'n uitbreidende dop agterlaat nie. Sulke swaar sterre het meestal in die vroeë heelal gevorm as die eerste generasie sterre.


Watter een van die scenario's 2 - 4 met 'n ster met 'n ZAMS-massa van nul-ouderdom (ZAMS) van meer as 15 sonmassas sal gebeur, is moeilik om te bepaal en is 'n aktiewe navorsingsveld. Dit hang alles af van die ZAMS-massa, binêrheid, metallisiteit, hoekmomentum en magnetiese velde, onder andere die eienskappe van die stamvaderster. Huidige berekeningsvermoë is net nie genoeg om betroubare 3D-magneto-hidrodinamiese simulasies met goeie temporale en ruimtelike resolusie en skaal te lewer nie.

Maar van hier af is daar 'n rowwe skatting van wat ons dink die waarskynlikste uitkoms vir verskillende massas en metallisiteite is:

En van hier af is daar 'n stel werklike 1D-simulasies van die supernova 1987A wat allerhande verskillende uitkomste vir verskillende massas en aanvanklike modelle van die ster toon:
(Alhoewel 1D-simulasies moeilik is om ontploffings te inisieer)

Hoe kompleks hierdie simulasies is, kan ook in mooi 3D-video's soos hierdie gesien word.

U sien dus om vas te stel watter sterre deur watter finale lot ons moet gaan om groot superrekenaars te martel, en selfs dan is ons nog steeds moeilik om definitiewe antwoorde te kry.


Supernova

Een van die mees energieke plofbare gebeure wat bekend is, is 'n supernova. Dit vind plaas aan die einde van die leeftyd van 'n ster, wanneer die kernbrandstof daarvan uitgeput is en dit nie meer ondersteun word deur die vrystelling van kernenergie nie. As die ster besonder massief is, sal die kern daarvan in duie stort en sodoende 'n groot hoeveelheid energie vrystel. Dit sal 'n ontploffingsgolf veroorsaak wat die ster se koevert in die interstellêre ruimte uitstoot. Die gevolg van die ineenstorting kan in sommige gevalle 'n vinnig roterende neutronster wees wat baie jare later as 'n radiopulsar waargeneem kan word.

Alhoewel baie supernovas in nabygeleë sterrestelsels gesien is, is dit relatief skaars in ons eie sterrestelsel. Die laaste wat gesien is, was Kepler se ster in 1604. Hierdie oorblyfsel is deur baie X-straal-astronomiesatelliete bestudeer, waaronder ROSAT. Daar is egter baie oorblyfsels van Supernovae-ontploffings in ons sterrestelsel, wat gesien word as X-straal-skulpagtige strukture wat veroorsaak word deur die skokgolf wat in die interstellêre medium voortplant. 'N Ander beroemde oorblyfsel is die Krabnevel wat in 1054 ontplof het. In hierdie geval word 'n pols gesien wat 30 keer per sekonde draai en 'n roterende straal van X-strale (soos 'n vuurtoring) uitstraal. Nog 'n dramatiese supernova-oorblyfsel is die Cygnus-lus.

    Die stel klein GIF-beelde wat gebruik word om die supernova-inline-animasie te skep, is beskikbaar.

Die HEASARC huur! - Aansoeke word nou aanvaar vir 'n wetenskaplike met 'n beduidende ervaring en belangstelling in die tegniese aspekte van astrofisika-navorsing om in die HEASARC by NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD, te werk. Verwys na die AAS Job register vir volledige besonderhede.


Pulsars

Opsommende, presies herhaalde radiopulse vanaf die vlak van ons sterrestelsel is in die laat 1960's ontdek en half ernstig toegeskryf aan 'klein groen mannetjies' en genoem LGM's. Deur middel van 'n proses van eliminasie en modellering word hierdie periodieke bronne, genaamd pulsars, toegeskryf aan roterende neutronsterre wat vonkbalke van vuurtorings uitstraal terwyl hulle draai.

Variasies in die normale periodieke tempo word geïnterpreteer as meganismes vir energieverlies, of in een geval as bewyse van planete rondom die pulsar.


Verwysings

Chandrasekhar, S. 'N Inleiding tot die studie van sterrestruktuur (Dover-publikasies, 1939).

O'Connor, E. et al. Globale vergelyking van kern-ineenstorting van supernova-simulasies in sferiese simmetrie. J. Phys. G 45, 104001 (2018). Een van die min groep-tot-groep en kode-tot-kode vergelykingsvraestelle in supernovateorie.

Radice, D., Burrows, A., Vartanyan, D., Skinner, M. A. & amp Dolence, J. C. Elektronopvang en ysterkern-ineenstorting supernovas met lae massa: nuwe neutrino-straling-hidrodinamika simulasies. Astrofis. J. 850, 43 (2017).

Burrows, A., Vartanyan, D., Dolence, J. C., Skinner, M. A. & amp Radice, D. Belangrike fisieke afhanklikhede van die kern-ineenstorting supernova meganisme. Ruimte wetenskap. Ds. 214, 33 (2018).

Vartanyan, D., Burrows, A., Radice, D., Skinner, M. A. & amp Dolence, J. Revival of the fittest: exploding core-falls supernovae from 12 to 25 M . Ma. Nie. R. Astron. Soc. 477, 3091–3108 (2018).

Vartanyan, D., Burrows, A., Radice, D., Skinner, M. A. & amp Dolence, J. 'n Suksesvolle 3D-kern-ineenstorting-supernova-ontploffingsmodel. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 482, 351–369 (2019).

Burrows, A., Radice, D. & amp Vartanyan, D. Driedimensionele supernova-ontploffingsimulasies van 9-, 10-, 11-, 12- en 13-M sterre. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 485, 3153–3168 (2019).

Nagakura, H., Burrows, A., Radice, D. & amp Vartanyan, D. Op pad na 'n begrip van die resolusie-afhanklikheid van kernval-supernova-simulasies. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 490, 4622–4637 (2019).

Burrows, A. et al. Die oorkoepelende raamwerk van kern-ineenstorting van supernova-ontploffings, soos geopenbaar deur 3D FORNAX-simulasies. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 491, 2715–2735 (2020). Die grootste versameling volledige fisika 3D-simulasies wat tot dusver gepubliseer is, wat die getuienisstelsels met stamvader en aanvanklike kerndigtheidstruktuur beskryf.

Nagakura, H., Burrows, A., Radice, D. & amp Vartanyan, D. 'n Sistematiese studie van proto-neutronsterkonveksie in driedimensionele kern-ineenstorting-supernova-simulasies. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 492, 5764–5779 (2020).

Skinner, M. A., Dolence, J. C., Burrows, A., Radice, D. & amp Vartanyan, D. FORNAX: 'n buigsame kode vir multifisika-astrofisiese simulasies. Astrofis. J. Aanvulling Ser. 241, 7 (2019).

Lentz, E. J. et al. Driedimensionele kern-ineenstorting-supernova wat met 'n 15 gesimuleer word M stamvader. Astrofis. J. Lett. 807, L31 (2015). 'N Omvattende studie van die hidrodinamika van 'n 3D-kern-ineenstortingsimulasie.

Melson, T. et al. Neutrino-gedrewe ontploffing van 'n ster van 20 sonmassa in drie dimensies, moontlik gemaak deur vreemde kwark bydraes tot die verspreiding van neutrino-nukleone. Astrofis. J. Lett. 808, L42 (2015).

Melson, T., Janka, H.-T. & amp Marek, A. Neutrino-aangedrewe supernova van 'n ysterkern-stamvader met 'n lae massa, aangevuur deur driedimensionele onstuimige konveksie. Astrofis. J. 801, L24 (2015).

Janka, H.-T., Melson, T. & amp Summa, A. Fisika van kern-ineenstorting van supernovas in drie dimensies: 'n voorsmakie van die sneak. Annu. Ds Nucl. Deel. Sci. 66, 341–375 (2016). 'N Handige oorsig van kern-ineenstorting-sistematiek, met 'n bietjie insig in die moontlike gevolge van vinnige rotasie.

Takiwaki, T., Kotake, K. & amp Suwa, Y. Driedimensionele simulasies van vinnig draaiende kern-ineenstortingsupernovas: die vind van 'n neutrino-aangedrewe ontploffing wat aangehelp word deur nie-asimmetriese vloei. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 461, L112 – L116 (2016).

Müller, B., Melson, T., Heger, A. & amp Janka, H.-T. Supernova-simulasies van 'n 3D-stamvadermodel - impak van versteurings en evolusie van ontploffingseienskappe. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 472, 491–513 (2017). 'N Belangrike referaat oor die potensiële gevolge van aanvanklike versteurings op supernova-ontploffings.

O'Connor, E. P. & amp Couch, S. M. Verken fundamenteel driedimensionele verskynsels in hoëgetrouheidsimulasies van kern-ineenstorting-supernovas. Astrofis. J. 865, 81 (2018).

Kuroda, T., Kotake, K., Takiwaki, T. & amp Thielemann, F.-K. 'N Volledige algemene relativistiese neutrino-bestraling-hidrodinamika simulasie van 'n ineenstortende baie massiewe ster en die vorming van 'n swart gat. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 477, L80 – L84 (2018). 'N Belangrike studie wat gebruik maak van 'n volledig-relativistiese hidrodinamiese en vervoerbenadering.

Glas, R., Just, O., Janka, H. T. & amp Obergaulinger, M. Driedimensionele kern-ineenstorting supernova-simulasies met multidimensionele neutrino-vervoer in vergelyking met die straal-vir-straal-plus benadering. Astrofis. J. 873, 45 (2019).

Kuroda, T., Arcones, A., Takiwaki, T. & amp Kotake, K. Magnetorotasionele ontploffing van 'n massiewe ster ondersteun deur neutrino-verwarming in die algemeen relativistiese driedimensionele simulasies. Astrofis. J. 896, 102 (2020).

Jones, S. et al. Maak elektron-vangsupernovas neutronsterre? Eerste multidimensionele hidrodinamiese simulasies van die suurstofontbranding. Astron. Astrofis. 593, A72 (2016).

Kirsebom, O. S. et al. Ontdekking van 'n buitengewone sterk β-verval oorgang van 20 F en implikasies vir die lot van sterre tussen die massa. Fis. Ds Lett. 123, 262701 (2019).

Jones, S. et al. Reste en uitwerping van termonukleêre elektron-vang supernovas. Beperk suurstof-neon-ontbrandings in witdwerge met hoë digtheid. Astron. Astrofis. 622, A74 (2019).

Zha, S., Leung, S.-C., Suzuki, T. & amp Nomoto, K. Evolusie van die ONeMg-kern in super-AGB-sterre in die rigting van elektron-vangsupernovas: effekte van die opgedateerde elektron-vangsnelheid. Astrofis. J. 886, 22 (2019).

Burrows, A., Dessart, L., Livne, E., Ott, C. D. & amp Murphy, J. Simulasies van magnetiese aangedrewe supernova- en hypernova-ontploffings in die konteks van vinnige rotasie. Astrofis. J. 664, 416–434 (2007). 'N Magneto-bestraling-hidrodinamiese studie van magnetiese stralingsgedrewe ontploffings vir vinnig draaiende kern.

Mösta, P. et al. 'N Grootskaalse dinamo en magnetoturbulensie in vinnig draaiende kernval-supernovas. Aard 528, 376–379 (2015).

Bethe, H. A. Supernova-meganismes. Ds Mod. Fis. 62, 801–866 (1990). 'N Vroeë kwalitatiewe bespreking van die opvallende aspekte van die vertraagde neutrino-gedrewe ontploffingsmeganisme.

Woosley, S. & amp Janka, T. Die fisika van kernval-supernovas. Nat. Fis. 1, 147–154 (2005).

Janka, H.-T. Ontploffingsmeganismes van kern-ineenstorting supernovas. Annu. Ds Nucl. Deel. Sci. 62, 407–451 (2012). 'N Belangrike oorsig van algemene kern-ineenstorting van supernova-fisika.

Burrows, A. Perspektiewe op kernval-supernovateorie. Ds Mod. Fis. 85, 245–261 (2013).

Nomoto, K. Evolusie van 8-10 sterre in die sonmassa in die rigting van supernovas wat elektron vasvang. I - Vorming van elektron-gedegenereerde O + Ne + Mg-kerne. Astrofis. J. 277, 791–805 (1984).

Kitaura, F. S., Janka, H.-T. & amp Hillebrandt, W. Ontploffings van O-Ne-Mg-kerne, die krap-supernova en sublumine tipe II-P-supernovae. Astron. Astrofis. 450, 345–350 (2006).

Burrows, A., Hayes, J. & amp Fryxell, B. A. Oor die aard van kern-ineenstorting van supernova-ontploffings. Astrofis. J. 450, 830 (1995). Een van die vroeëre referate waarin die rol van konveksie en onstuimigheid in die supernova-ontploffingsmeganisme uiteengesit word.

Foglizzo, T., Scheck, L. & amp Janka, H. T. Neutrino-gedrewe konveksie versus aanleiding in kernval-supernovas. Astrofis. J. 652, 1436–1450 (2006).

Chatzopoulos, E., Graziani, C. & amp Couch, S. M. Kenmerkend van die konvektiewe snelheidsvelde in massiewe sterre. Astrofis. J. 795, 92 (2014).

Couch, S. M. en amp Ott, C. D. Die rol van onstuimigheid in die neutrino-gedrewe kern-ineenstorting van supernova-ontploffings. Astrofis. J. 799, 5 (2015).

Müller, B. & amp Janka, H.-T. Nie-radiale onstabiliteite en stamvaders in die kern-ineenstorting van supernovas. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 448, 2141–2174 (2015).

Murphy, J. W. & amp Burrows, A. Kriteria vir kern-ineenstorting van supernova-ontploffings deur die neutrino-meganisme. Astrofis. J. 688, 1159–1175 (2008).

Müller, B. & amp Varma, V. 'n 3D-simulasie van 'n neutrino-aangedrewe supernova-ontploffing, aangehelp deur konveksie en magnetiese velde. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 498, L109 – L113 (2020).

Burrows, A. & amp Sawyer, R. F. Effekte van korrelasies op neutrino-onaktighede in kernstowwe. Fis. Ds C 58, 554–571 (1998).

Burrows, A. & amp. Sawyer, R. F. Baie liggaamsregstellings op die laai-stroom neutrino-absorpsiesnelheid in kernstowwe. Fis. Ds C 59, 510–514 (1999).

Reddy, S., Prakash, M., Lattimer, J. M. & amp Pons, J. A. Effekte van sterk en elektromagnetiese korrelasies op neutrino-interaksies in digte materiaal. Fis. Ds C 59, 2888–2918 (1999).

Burrows, A., Reddy, S. & amp Thompson, T. A. Neutrino onacities in nucleaire materie. Kern. Fis. A 777, 356–394 (2006).

Roberts, L. F., Reddy, S. & amp Shen, G. Medium verandering van die laadstroom neutrino-dekking en die implikasies daarvan. Fis. Ds C 86, 065803 (2012).

Fischer, T. et al. Neutrino sein van evolusie van proto-neutron sterre: effekte van ondeursigtigheid deur gelaaide stroom – neutrino interaksies en omgekeerde neutronverval. Fis. Ds C 101, 025804 (2020).

Roberts, L. F. & amp Reddy, S. Laai neutrino-interaksies in warm en digte materiaal. Fis. Ds C 95, 045807 (2017).

Horowitz, C. J., Caballero, O. L., Lin, Z., O'Connor, E. & amp Schwenk, A. Neutrino – nucleon verstrooiing in supernovamaterie van die viriale uitbreiding. Fis. Ds C 95, 025801 (2017).

Langanke, K. et al. Elektronopvangsnelhede op kerne en implikasies vir ineenstorting van sterrekern. Fis. Ds Lett. 90, 241102 (2003).

Juodagalvis, A., Langanke, K., Hix, W. R., Martínez-Pinedo, G. & amp Sampaio, J. M. Verbeterde skatting van elektronopvangsnelhede op kerne tydens sterkern-ineenstorting. Kern. Fis. A 848, 454–478 (2010).

Lentz, E. J., Mezzacappa, A., Messer, O. E. B., Hix, W. R. & amp Bruenn, S. W. Interplay of neutrino opacities in core-fall supernova simulations. Astrofis. J. 760, 94 (2012).

Mezzacappa, A. & amp Bruenn, S. W. Sterre kern-ineenstorting: 'n Boltzmann-behandeling van neutrino-elektron-verstrooiing. Astrofis. J. 410, 740 (1993).

Bruenn, S. W. et al. CHIMERA: 'n massiewe parallelle kode vir kern-ineenstorting van supernova-simulasies. Astrofis. J. Aanvulling Ser. 248, 11 (2020).

Dolence, J. C., Burrows, A., Murphy, J. W. & amp Nordhaus, J. Dimensionele afhanklikheid van die hidrodinamika van kern-ineenstorting supernovas. Astrofis. J. 765, 110 (2013).

Vartanyan, D., Burrows, A. & amp Radice, D. Tydelike en hoekige variasies van 3D-kern-ineenstorting van supernova-uitstoot en hul fisiese korrelasies. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 489, 2227–2246 (2019).

Couch, S. M., Chatzopoulos, E., Arnett, W. D. & amp Timmes, F. X. Die driedimensionele evolusie tot die ineenstorting van 'n massiewe ster. Astrofis. J. 808, L21 (2015). 'N Normstudie van 3D-sterre-evolusie net voor die ineenstorting van die kern.

Chatzopoulos, E., Couch, S. M., Arnett, W. D. & amp Timmes, F. X. Konvektiewe eienskappe van roterende tweedimensionele kern-ineenstorting supernova stamvaders. Astrofis. J. 822, 61 (2016).

Müller, B. et al. Driedimensionele simulasies van neutrino-gedrewe kern-ineenstorting-supernovas van enkel- en binêre stervaders met lae massa. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 484, 3307–3324 (2019).

Keil, W., Janka, H.-T. & amp Mueller, E. Ledoux-konveksie in protoneutronsterre - 'n leidraad vir supernova-nukleosintese? Astrofis. J. 473, L111 (1996).

Dessart, L., Burrows, A., Livne, E. & amp Ott, C. D. Multidimensionele straling / hidrodinamiese simulasies van proto-neutronster konveksie. Astrofis. J. 645, 534–550 (2006).

Sukhbold, T., Woosley, S. E. & amp Heger, A. 'n Studie met 'n hoë resolusie van presupernova-kernstruktuur. Astrofis. J. 860, 93 (2018). 'N Belangrike bron van 1D-massiewe stervadermodelle wat 'n moderne evolusiekode gebruik.

O’Connor, E. & amp Ott, C. D. Swartgatvorming in falende kernval-supernovas. Astrofis. J. 730, 70 (2011).

Ebinger, K. et al. DRUK van kern-ineenstorting van supernovas tot ontploffings in sferiese simmetrie. IV. Ontplofbaarheid, oorblywende eienskappe en nukleosintese-opbrengste van lae-metaal-sterre. Astrofis. J. 888, 91 (2020).

Müller, B. Die dinamika van neutrino-aangedrewe supernova-ontploffings na skokherlewing in 2D en 3D. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 453, 287–310 (2015).

Hanke, F., Marek, A., Müller, B. & amp Janka, H.-T. Is sterk SASI-aktiwiteit die sleutel tot suksesvolle neutrino-gedrewe supernova-ontploffings? Astrofis. J. 755, 138 (2012).

Hanke, F., Müller, B., Wongwathanarat, A., Marek, A. & amp Janka, H.-T. SASI-aktiwiteit in driedimensionele neutrino-hidrodinamika simulasies van supernovakerne. Astrofis. J. 770, 66 (2013).

Couch, S. M. Oor die impak van drie dimensies in simulasies van neutrino-gedrewe kern-ineenstorting supernova-ontploffings. Astrofis. J. 775, 35 (2013).

Summa, A. et al. Voorvader-afhanklike ontploffingsdinamika in self-konsekwente, asimmetriese simulasies van neutrino-gedrewe kern-ineenstortingsupernovas. Astrofis. J. 825, 6 (2016).

Summa, A., Janka, H.-T., Melson, T. & amp Marek, A. Rotasie-ondersteunde neutrino-gedrewe supernova-ontploffings in drie dimensies en die kritieke helderheidstoestand. Astrofis. J. 852, 28 (2018).

Sukhbold, T., Ertl, T., Woosley, S. E., Brown, J. M. & amp Janka, H.-T. Kern-ineenstorting van supernovas van 9 tot 120 sonmassas gebaseer op neutrino-aangedrewe ontploffings. Astrofis. J. 821, 38 (2016).

Ertl, T., Woosley, S. E., Sukhbold, T. & amp Janka, H. T. Die ontploffing van heliumsterre het ontwikkel met massaverlies. Astrofis. J. 890, 51 (2020).

Özel, F., Psaltis, D., Narayan, R. & amp Santos Villarreal, A. Oor die massaverspreiding en geboortemassas van neutronsterre. Astrofis. J. 757, 55 (2012).

Pruet, J., Hoffman, R. D., Woosley, S. E., Janka, H. T. & amp Buras, R. Nucleosynthesis in early supernova winds. II. Die rol van neutrino's. Astrofis. J. 644, 1028–1039 (2006).

Fröhlich, C. et al. Neutrino-geïnduseerde nukleosintese van A & gt 64 kerne: die νp proses. Fis. Ds Lett. 96, 142502 (2006).

Fischer, T., Whitehouse, S. C., Mezzacappa, A., Thielemann, F.-K. & amp Liebendörfer, M. Protoneutron ster evolusie en die neutrino-gedrewe wind in die algemeen relativistiese neutrino straling hidrodinamika simulasies. Astron. Astrofis. 517, A80 (2010).

Thielemann, F.-K., Hashimoto, M.-A. & amp Nomoto, K. Plofbare nukleosintese in SN 1987A. II. Samestelling, radioaktiwiteite en die neutronstermassa. Astrofis. J. 349, 222 (1990).

Tamborra, I. et al. Selfstandige asimmetrie van emissie van leptongetalle: 'n nuwe verskynsel tydens die supernova-skokaanwasfase in drie dimensies. Astrofis. J. 792, 96 (2014).

Glas, R., Janka, H. T., Melson, T., Stockinger, G. & amp Just, O. Effekte van LESA in driedimensionele supernova-simulasies met multidimensionele en straal-vir-straal-plus neutrino-vervoer. Astrofis. J. 881, 36 (2019).

Arzoumanian, Z., Chernoff, D. F. & amp Cordes, J. M. Die snelheidsverspreiding van geïsoleerde radiopulsars. Astrofis. J. 568, 289–301 (2002).

Faucher-Giguère, C.-A. & amp Kaspi, V. M. Geboorte en evolusie van geïsoleerde radiopulsars. Astrofis. J. 643, 332–355 (2006).

Cordes, J. M., Romani, R. W. & amp Lundgren, S. C. Die kitaarnevel: 'n boogskok van 'n stadige draai, hoë snelheid neutronster. Aard 362, 133–135 (1993).

Burrows, A. & amp Hayes, J. Pulsar-terugslag en swaartekragstraling as gevolg van asimmetriese sterre-ineenstorting en ontploffing. Fis. Ds Lett. 76, 352–355 (1996).

Scheck, L., Plewa, T., Janka, H. T., Kifonidis, K. & amp Müller, E. Pulsar-terugslag deur grootskaalse anisotropieë in supernova-ontploffings. Fis. Ds Lett. 92, 011103 (2004). 'N Opsomming van algemene teorie en resultate rakende die terugslagmeganisme van pulsar-skopsnelhede.

Scheck, L., Kifonidis, K., Janka, H. T. & amp Müller, E. Multidimensionele supernova-simulasies met benaderende neutrino-vervoer. I. Neutronsterskoppe en die anisotropie van neutrino-gedrewe ontploffings in twee ruimtelike dimensies. Astron. Astrofis. 457, 963–986 (2006).

Wongwathanarat, A., Janka, H.-T. & amp Müller, E. Hydrodinamiese neutronster skop in drie dimensies. Astrofis. J. 725, L106 – L110 (2010).

Nordhaus, J., Brandt, T. D., Burrows, A. & amp Almgren, A. Die hidrodinamiese oorsprong van neutronsterskoppe. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 423, 1805–1812 (2012).

Wongwathanarat, A., Janka, H. T. & amp Müller, E. Driedimensionele neutrino-gedrewe supernovas: neutronsterskoppe, -draaie en asimmetriese uitwerping van nukleosintese-produkte. Astron. Astrofis. 552, A126 (2013).

Nakamura, K., Takiwaki, T. & amp Kotake, K. Langtermyn simulasies van multi-dimensionele kern-ineenstorting supernovas: implikasies vir neutron ster skoppe. Publ. Astron. Soc. Jpn. 71, 98 (2019).

Burrows, A., Livne, E., Dessart, L., Ott, C. D. & amp Murphy, J. Kenmerke van die akoestiese meganisme van kern-ineenstorting van supernova-ontploffings. Astrofis. J. 655, 416–433 (2007).

Burrows, A. Die geboorte van neutronsterre en swart gate. Fis. Vandag 40, 28–37 (1987).

Timmes, F. X., Woosley, S. E. & amp Weaver, T. A. Die neutronster en die swart gat se aanvanklike massafunksie. Astrofis. J. 457, 834 (1996).

Chan, C., Müller, B., Heger, A., Pakmor, R. & amp Springel, V. Swartgatvorming en terugval tydens die supernova-ontploffing van 'n 40 M ster. Astrofis. J. Lett. 852, 19 (2018).

Woosley, S., Sukhbold, T. & amp Janka, H. T. Die geboortefunksie vir swart gate en neutronsterre in noue binaries. Astrofis. J. 896, 56 (2020).

Farr, W. M. et al. Die massaverdeling van swartmassa-sterre. Astrofis. J. 741, 103 (2011).

Seadrow, S., Burrows, A., Vartanyan, D., Radice, D. & amp Skinner, M. A. Neutrino seine van kern-ineenstorting supernovas in ondergrondse detektore. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 480, 4710–4731 (2018).

Cerdá-Durán, P., DeBrye, N., Aloy, M. A., Font, J. A. & amp Obergaulinger, M. Gravitasiegolfhandtekeninge in swart gate wat kerninval vorm. Astrofis. J. 779, L18 (2013).

Burrows, A. Bespiegelings oor die deurmekaar ineenstorting van 'n massiewe ster. Astrofis. J. 300, 488 (1986).

Nadyozhin, D. K. Enkele sekondêre aanduidings van gravitasie-ineenstorting. Astrofis. Ruimte wetenskap. 69, 115–125 (1980).

Lovegrove, E. & amp Woosley, S. E. Supernovae met baie lae energie as gevolg van verlies aan neutrino-massa. Astrofis. J. 769, 109 (2013).

Blondin, J. M. & amp Mezzacappa, A. Pulsar draai uit 'n onstabiliteit in die aanwas-skok van supernovas. Aard 445, 58–60 (2007).

Rantsiou, E., Burrows, A., Nordhaus, J. & amp Almgren, A. Geïnduseerde rotasie in driedimensionele simulasies van kern-ineenstorting-supernovas: implikasies vir pulsspin. Astrofis. J. 732, 57 (2011).

Stockinger, G. et al. Driedimensionele modelle van kern-ineenstorting van supernovas van voorgeslagte met lae massa, met implikasies vir krap. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 496, 2039–2084 (2020).

Morozova, V., Piro, A. L. & amp Valenti, S. Die meting van die stamvadermassa en digte sirkelvormige materiaal van tipe II-supernovas. Astrofis. J. 858, 15 (2018).

Martinez, L. & amp Bersten, M. C. Ontleding van massa-afwykings vir 'n geselekteerde monster van tipe II-plato-supernovas. Astron. Astrofis. 629, A124 (2019).

Pumo, M. L. & amp Zampieri, L. Stralings-hidrodinamiese modellering van kern-ineenstortingsupernovas: ligkrommes en die evolusie van fotosferiese snelheid en temperatuur. Astrofis. J. 741, 41 (2011).

Pumo, M. L. et al. Stralings-hidrodinamiese modellering van onderlumine tipe II-plato-supernovas. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 464, 3013–3020 (2017).

Utrobin, V. P. Nie-termiese ionisasie en opwekking in Type IIb supernova 1993J. Astron. Astrofis. 306, 219 (1996).

Utrobin, V. P. & amp Chugai, N. N. Tipe IIP-supernova 2008in: die ontploffing van 'n normale rooi superreus. Astron. Astrofis. 555, A145 (2013).

Utrobin, V. P. & amp Chugai, N. N. Luminous Type IIP SN 2013ej with high-speed 56 Ni ejecta. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 472, 5004–5010 (2017).

Utrobin, V. P. & amp Chugai, N. N. Die oplossing van die legkaart van die tipe IIP SN 2016X. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 490, 2042–2049 (2019).


Core-Collapse Supernova - 'n termonukleêre ontploffing met 'n neutronster of 'n swartgat-oorblyfsel

Daar is sterk bewyse dat kern-ineenstortingsupernovas ontploffings van massiewe sterre is, wat die swaartekrag van die sterre se ysterkerne en die uitwerp van die buitenste lae insluit. Daar word algemeen gedink dat die ontploffing verkry word as gevolg van die neerslag in die omhulsel van 'n klein fraksie (≈1%) van die gravitasie-energie (≈10 53 erg) wat vrygestel word in neutrino's van die kern, wat lei tot die waargeneem ≈10 51 erg. kinetiese energie van die uitgestote materiaal. Tot dusver is hierdie scenario nie uit die eerste beginsels gedemonstreer nie. Burbidge, Burbidge, Fowler en Hoyle (1957) het 'n ander meganisme vir die ontploffing tydens die ineenstorting van die kern voorgestel wat nie die vrygestelde neutrino's betrek nie. Hulle het voorgestel dat verhoogde brandspoed as gevolg van die adiabatiese verhitting van die buitenste skulpe as dit ineenstort tot 'n termonukleêre ontploffing lei. Dit het die voordeel dat dit natuurlik 1010 erg produseer deur die termo-kernverbranding van sonmassa van ligte elemente. Hierdie idee van termonukleêre ontploffings (CITE) wat in duie gestort het, is egter dekades gelede laat vaar.

Ons het getoon dat CITE in sommige (gestemde) 1D-aanvanklike profiele moontlik is, en dat dit 'n robuuste proses is om massiewe sterre te draai. Die ontploffings wat hieruit voortspruit, het kinetiese energieë en het 56 Ni-massas uitgestoot wat die waargenome reekse van kern-ineenstortingsupernovas dek. Die oorblyfsel wat agter die ontploffing gelaat is, is óf 'n neutronster (vir swak ontploffings) óf 'n swart gat (vir sterk ontploffings). In die besonder het ek simulasies aangebied vir massiewe stamvaders wat ooreenstem met die waargenome eienskappe van gestroopte koevert-supernovas ('n spesiale soort kern-kollpase-supernovas) en wat massiewe swart gate lewer, wat 'n natuurlike verklaring bied vir die massiewe swartgate wat deur Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO).

Dit is moeilik om waarnemend te toets of die aanvanklike toestande wat nodig is vir CITE in die natuur bestaan. Nietemin maak CITE 'n paar voorspellings wat verskil van die voorspellings van die neutrino-meganisme, en wat met waarnemings vergelyk kan word. CITE voorspel byvoorbeeld dat sterker ontploffings verkry word van stamvaders met 'n hoër massa voor die ineenstorting. Ons het getoon dat die waargenome korrelasie tussen die uitgeworpen 56 Ni-massa en die helderheid van die stamvaders vir tipe II SNe ooreenstem met die voorspelling van CITE en in moontlike teenstrydigheid met die neutrino-meganisme. 'N Ander voorspelling van CITE dui daarop dat 'n swart gat in die beroemde nabygeleë upernova SN1987A gevorm is gedurende die eerste paar sekondes na die ineenstorting van die kern. Daarenteen voorspel simulasies gebaseer op kunsmatig geaktiveerde ontploffings binne die neutrino-meganisme dat die kompakte voorwerp in SN1987A 'n neutronster is. Tot dusver is 'n neutronster nog nie opgespoor in die aanhaling van SN1987A nie. Verder het ons die neutrino sein in CITE ontleed en dit vergelyk met die neutrino burst van SN 1987A. Die eerste 1-2 sekondes van die neutrino burst is ewe verenigbaar met CITE en met die neutrino meganisme. Die data wys egter op 'n daling van die helderheid op t = 2-3 sek, wat in 'n mate spanning is met die neutrino-meganisme, maar natuurlik toegeskryf kan word aan 'n swart gatvorming in CITE.

Meer realistiese tweedimensionele en driedimensionele simulasies, wat moontlik is met huidige berekeningsvermoëns, is nodig om hierdie meganisme te bestudeer as 'n moontlike primêre kanaal vir kernval-supernovas.


Supernova met 'n kernval en Neutron Star - Sterrekunde

Onlangse IR / optiese / UV-waarnemings en gammastraal-barsnelheidsbepalings by hoë rooiverskuiwing het gelei tot beduidende vordering met die vasstelling van die kosmiese evolusie van die sterformasietempo-digtheid (SFRD). Die SFRD word dan gebruik om die ioniseringsgeskiedenis van die Heelal te voorspel, en die evolusie van kosmiese chemiese oorvloed, supernovasnelhede, ens., As 'n funksie van die rooiverskuiwing z. Hierdie voorspellings word gedoen binne die raamwerk van die hiërargiese model vir struktuurvorming. In hierdie konteks fokus ons hier op die oorsprong en evolusie van 'n tipiese r-proseselement: Europium, op twee moontlike terreine: kernval-supernovas (SNII) of Neutron Star Mergers (NSM). In die eerste scenario is daar net een parameter, die opbrengs van Eu wat in hierdie SNII geproduseer word. In die tweede een is daar drie fisiese parameters, Eu-opbrengs, binêre sterfraksie en tydvertraging voor die samesmelting. Die vergelyking van ons resultate met beskikbare waarnemings van Eu in sterre op verskillende metaaltjies, bevoordeel die NSM-terrein vir die r-proses. Daarbenewens stel dit die beperking van die tydsvertraging vir samesmeltings, wat gewoonlik 0,1-0,2 Gyr is, in en kan 'n onafhanklike voorspelling gemaak word vir die verwagte tempo van samesmeltings in die horison van die adv Virgo / Ligo-detektors, wat ons vind gewoonlik in die orde van 3 tot 10 gebeurtenisse per jaar vir onderskeidelik NS / NS- en NS / BH-samesmeltings.


Sterre evolusie, die lewens van sterre

Molekulêre wolke is newelagtige kolle wat hoofsaaklik in die spiraalarms van sterrestelsels geleë is. Digte streke binne hierdie wolke stort inmekaar en vorm 'protostars'. Daarom is die geboorteplek van sterre molekulêre wolke waar sterre hul lewens begin as groot en relatief koel massas gas. Die inkrimping van hierdie gas en die daaropvolgende styging van die temperatuur duur voort totdat die binnetemperatuur van die ster 'n waarde van ongeveer 1.000.000 & degC (ongeveer 1.800.000 & degF) bereik.

At this point, a nuclear reaction takes place in which the nuclei of hydrogen atoms combine with heavy hydrogen deuterons (nuclei of so-called heavy hydrogen atoms) to form the nucleus of the inert gas helium. The latter reaction liberates large amounts of nuclear energy, and the further contraction of the star is halted. Once the star has started nuclear fusion, it becomes a 'main sequence' star.

Main Sequence Stars

Main sequence stars are stars, like our Sun, that burn hydrogen to helium in their cores. For a given chemical composition and stellar age, a star's luminosity (the total energy radiated by the star per unit time) depends only on its mass. Stars that are ten times more massive than the Sun are over a thousand times more luminous than the Sun. However, we should not be too embarrassed by the Sun's low luminosity: It is ten times brighter than a star half its mass. The more massive a main sequence star, the brighter and bluer it is.

For example, Sirius - the dog star, located to the lower left of the constellation Orion, is more massive than the Sun and is noticeably bluer. On the other hand, Alpha Centauri, our nearest neighbour, is less massive than the Sun and is thus redder and less luminous.

Since stars have a limited supply of hydrogen in their cores, they have a limited lifetime as main sequence stars. This lifetime is proportional to f M / L, where f is the fraction of the total mass of the star, M, available for nuclear fusion in the core and L is the average luminosity of the star during its main sequence lifetime. Because of the strong dependence of luminosity on mass, stellar lifetimes depend sensitively on mass. Thus, it is fortunate that our Sun is not more massive than it is, since high mass stars rapidly exhaust their core hydrogen supply.

Once a star exhausts its core hydrogen supply, the star becomes redder, larger, and more luminous: It becomes a red giant star. This relationship between mass and lifetime enables astronomers to put a lower limit on the age of the universe.

Death of an "Ordinary" Star

After a low mass star like the Sun exhausts the supply of hydrogen in its core, there is no longer any source of heat to support the core against gravity. The core of the star collapses under gravity's pull until it reaches a high enough density to start converting helium to carbon. Meanwhile, the star's outer envelope expands and the star evolves into a red giant. When the Sun becomes a red giant, its atmosphere will envelop the Earth and our planet will be consumed in a fiery death. The Sun will eventually evolve into a red supergiant as it exhausts the helium in its core. At this stage, it will have an outer envelope extending out towards Jupiter. During this brief phase of its existence, which last only a few tens of thousands of years, the Sun will lose mass in a powerful wind.

Eventually, the Sun will lose all of the mass in its envelope and leave behind a hot core of carbon embedded in a nebula of expelled gas. Radiation from this hot core will ionise the nebula, producing a striking 'planetary nebula', much like the nebulas seen around the remnants of other stars. The carbon core will eventually cool and become a white dwarf, the dense dim remnant of a once-bright star. The final fate of low-mass dwarfs is unknown, except that they cease to radiate appreciably. Most likely they become burned-out cinders, or black dwarfs.

Death of a Massive Star

Massive stars burn brighter and perish more dramatically than most. When a star ten times more massive than the Sun exhausts the helium in its core, the nuclear fusion cycle continues. The carbon core contracts further and reaches high enough temperature to burn carbon to oxygen, neon, silicon, sulphur and finally to iron.

Iron is the most stable form of nuclear matter, and there is no energy to be gained by converting it to any heavier element. Without any source of heat to balance the gravity, the iron core collapses until it reaches nuclear densities. This high-density core resists further collapse, causing the in-falling matter to 'bounce' off the core.

This sudden core bounce (which includes the release of energetic neutrinos from the core) produces a supernova explosion. For one brilliant month, a single star burns brighter than a whole galaxy of a billion stars. Supernova explosions inject carbon, oxygen, silicon and other heavy elements up to iron into interstellar space. They are also the site where most of the elements heavier than iron are produced.

Future generations of stars formed from this heavy element-enriched gas will therefore start life with a richer supply of heavier elements than the earlier generations of stars. Without supernovas, the fiery death of massive stars, there would be no carbon, oxygen or other elements that make life possible.

The fate of the hot neutron core depends upon the mass of the progenitor star. If the progenitor mass is around ten times the mass of the Sun, the neutron star core will cool to form a neutron star. Neutron stars are potentially detectable as 'pulsars', powerful beacons of radio emission. A limit exists for the size of neutron stars, however, beyond which such stars are gravitationally bound to keep contracting until they become a black hole, from which light radiation cannot escape.

If the progenitor mass is larger, then the resultant core is so heavy that not even nuclear forces can resist the pull of gravity and the core collapses to form a black hole.


Different Supernovae Different Neutron Stars

Astronomers have recognized various ways that stars can collapse to undergo a supernova. In one situation, an iron core collapses. The second involves a lower mass star with oxygen, neon, and magnesium in the core which suddenly captures electrons when the conditions are just right, removing them as a support mechanism and causing the star to collapse. While these two mechanisms make good physical sense, there has never been any observational support showing that both types occur. Until now that is. Astronomers led yb Christian Knigge and Malcolm Coe at the University of Southampton in the UK announced that they have detected two distinct sub populations in the neutron stars that result from these supernova.

To make the discovery, the team studied a large number of a specific sub-class of neutron stars known as Be X-ray binaries (BeXs). These objects are a pair of stars formed by a hot B spectral class stars with hydrogen emission in their spectrum in a binary orbit with a neutron star. The neutron star orbits the more massive B star in an elliptical orbit, siphoning off material as it makes close approaches. As the accreted material strikes the neutron star’s surface it glows brightly in the X-rays, becoming, for a time, an X-ray pulsar allowing astronomers to measure the spin period of the neutron star.

Such systems are common in the Small Magellanic Cloud which appears to have a burst of star forming activity about 60 million years ago, allowing for the massive B stars to be in the prime of their stellar lives. It is estimated that the Small Magellanic Cloud alone has as many BeXs as the entire Milky Way galaxy, despite being 100 times smaller. By studying these systems as well the Large Magellanic Cloud and Milky Way, the team found that there are two overlapping but distinct populations of BeX neutron stars. The first had a short period, averaging around 10 seconds. A second group had an average of around 5 minutes. The team surmises that the two populations are a result of the different supernova formation mechanisms.

The two different formation mechanisms should also lead to another difference. The explosion is expected to give the star a “kick” that can change the orbital characteristics. The electron-captured supernovae are expected to give a kick velocity of less than 50 km/sec whereas the iron core collapse supernovae should be over 200 km/sec. This would mean the iron core collapse stars should have preferentially longer and more eccentric orbits. The team attempted to discern whether this too was supported by their evidence, but only a small fraction of the stars they examined had determined eccentricities. Although there was a small difference, it is too early to determine whether or not it was due to chance.

According to Knigge, “These findings take us back to the most fundamental processes of stellar evolution and lead us to question how supernovae actually work. This opens up numerous new research areas, both on the observational and theoretical fronts.


Where Neutrinos Come From and Why They Are So Cool

A star implodes in a cataclysmic bust of energy, a scientist measures the small energy discrepancies of radioactive decay, the sun constantly baths us with warmth and showers us with particles, all around us the universe is saturated with the remnants of the Big Bang, and in all of these things there is one thing in common: neutrinos. Although they are hard to detect, these little particles can tell us about everything from the birth of the universe to the nuclear reactions that power our cities.

Supernova

On February 23 1987 detectors deep underground that where designed to detect proton decay suddenly detected a huge number of neutrinos (8 in 5 seconds). Scientist where perplexed by this influx in neutrinos at first until on February 24 a grad student named Ian Shelton announced his observation of a supernova in the Large Magellanic Cloud. This was a core collapse supernova. When the core of a massive star collapses, it crushes the protons and electrons together and neutrinos form.

The neutrinos pass straight through the collapsing star before the explosion takes place. This is why the neutrinos where detected before the supernova was visibly observed. When the neutrinos leave, they also take energy away from the star and the star continues to collapse and rebounds out in an explosion that can outshine the brightness of the entire galaxy. Neutrinos are very important to the study of supernovas because they provide an early warning signal and allow scientists to be looking in the right direction before the supernova even takes place.

The Sun

Neutrinos are also created in the nuclear reactions that power the core of stars like our sun. Neutrinos are formed in the proton- proton chain.

p + p → deuteron + positron + neutrino,

where the deuteron is the nucleus of deuterium. In the sun, 4 hydrogens are being fused into Helium by means of the proton-proton chain. Neutrinos are important because they allow scientists to peek into the interior of the sun and learn about the processes there. All other information about the sun is from electromagnetic radiation that has to pass through the many layers of the sun interacting and changing along the way before traveling through space to us. This whole process can take up 10 5 to 10 6 years. However, the neutrinos pass cleanly through the sun in a few seconds without interacting and take a mere 8 minutes to travel from the core where they are created to us.

Die oerknal

The greatest source of neutrinos happened some 15 billion years ago. The neutrino was first created 10 -4 seconds after the big bang. Then at only 1 second after the big bang the universe became transparent to the neutrino allowing them to travel freely through space. At this time the universe had a temperature of about 3*10 10 . Since the time of the big bang the universe expanded and cooled and continues to expand to this day. There are about 330 million of these neutrinos per m 3 however, these neutrinos have very low energy. They form a cosmic background radiation that is only 2.73 degrees Kelvin today. By studying these neutrinos scientists are able to learn about the universe when it was forming.

Chaisson, McMillan. Astronomy Today. Upper Saddle River, New Jersey: Pearson Education, Inc., 2005.


Neutrino heating re-starts the stalled engine

The detection of two transition metals in the remnant of a supernova lends support to a mechanism for the explosion of a massive star called the neutrino-driven convective supernova engine, where a plume of hot material re-invigorates a stalled shockwave.

Stars greater than about eight solar masses end their lives in core-collapse supernova explosions that release as much energy as the Sun will produce in its entire lifetime. Supernovae and their progenitor stars also synthesize many of the chemical elements that make planets and life possible. Understanding the mechanism of the supernova explosion and its accompanying nucleosynthesis are of paramount importance in understanding the evolution of baryonic matter over cosmic time. The engine that drives the supernova does its work on timescales of a second, deep in the stellar interior, where we cannot make direct measurements. Observations of the spatial distribution, motion and relative abundance of nucleosynthetic products post-explosion, however, can provide a near-direct probe of the processes that cause the explosion. Writing in Aard, Toshiki Sato and collaborators 1 report the detection of stable titanium and chromium in iron-rich regions of the Cassiopeia A supernova remnant. Cas A is the best observed nearby, young supernova remnant, with available archival data from radio to gamma rays, observations over multiple epochs, and strong constraints on the nature of the progenitor star and supernova type. Using nucleosynthetic modelling, the authors argue that the observed ratios of Cr and Ti to Fe provide evidence of a high-entropy plume created by the neutrino-driven convective supernova engine. This model was developed in the 1990s to address key shortcomings in existing theories of supernova explosions at the time.


Kyk die video: Shine Mep Part (November 2022).