Sterrekunde

Waar kom die waterstof vandaan in 'n tipe II-supernova?

Waar kom die waterstof vandaan in 'n tipe II-supernova?


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.

Tipe II supernovas het waterstof. Waar kom die waterstof vandaan as dit die eerste element is wat in die ster se lewensiklus gebruik is? Ook as ons sonnestelsel uit 'n antieke supernova gesaai is, waar kom die waterstof van die son vandaan?


Waar kom die waterstof vandaan as dit die eerste element is wat in die ster se lewensiklus gebruik is?

Waterstof is inderdaad die eerste element wat in die kern van 'n ster tot helium versmelt word - maar nie noodwendig die hele ster nie. Vir 'n ster om al sy waterstof te verbruik, moet die ster volledig konvektief wees. Slegs die kleinste sterre is volledig konveksie. Selfs ons Son, wat 'n middelklasster is, is nie heeltemal konvektief nie.

Die enigste soort sterre wat aan die einde van hul lewens 'n kernval-supernova kan ondergaan, is baie massiewe sterre. Hierdie baie massiewe sterre het konvektiewe kerne terwyl hulle in die hoofreeks is, maar die konveksie strek nie oor die grootste deel van die ster nie. Hierdie baie massiewe sterre word omring deur 'n nie-konvektiewe buitenste dop wat meestal waterstof is wat nooit by die ster se samesmeltingsprosesse betrokke is nie. Hierdie buitenste dop van oerwaterstof is die bron van die waterstoflyne in tipe II-supernovas.


Goeie vraag - die antwoord is dat sterre oor die algemeen nie goed gemeng is nie - of liewer, die kern wat brand, is nie goed gemeng met die res van die ster nie.

Dit beteken dat 'n ster waterstofverbranding sal voltooi, selfs wanneer ongeveer 80% van die waterstof in die ster nog beskikbaar is, maar buite die kern geleë is en nie in die kern kan meng nie (of ten minste nie baie doeltreffend nie).

Teen die tyd dat 'n tipe II-supernova ontplof, is 'n groot fraksie van sy omhulsel (die gebied buite die kern) nog waterstof.

Die son se waterstof kom van die oerknal. Waterstof word nie in sterre vervaardig nie, dit is 'n grondstof wat 13,7 miljard jaar gelede in die eerste minute van 'n warm oerknal geskep is. Dieselfde geld meestal vir helium, maar die swaarder elemente in die son is die produkte van nukleosintese van 'n miljard of so sterre wat in ons sterrestelsel geleef en gesterf het voordat dit gebore is. Die materiaal wat hulle deur sterwinde en supernovas van alle soorte uitwerp, word deeglik in die interstellêre medium gemeng.


Supernova-waarneming eerste in sy soort met behulp van NASA-satelliet

Toe NASA & rsquos Transiting Exoplanet Survey Satellite in April 2018 in die ruimte begin, het dit met 'n spesifieke doel gedoen: om die heelal te soek vir nuwe planete.

Maar in onlangs gepubliseerde navorsing het 'n span sterrekundiges van die Ohio State University getoon dat die opname, met die bynaam TESS, ook gebruik kan word om 'n spesifieke tipe supernova te monitor, wat wetenskaplikes meer leidrade gee oor wat wit dwergsterre laat ontplof en die elemente oor die elemente ontplof. daardie ontploffings laat agter.

& ldquo Ons weet al jare dat hierdie sterre ontplof, maar ons het verskriklike idees waarom hulle ontplof, & rdquo het Patrick Vallely, hoofskrywer van die studie en 'n gegradueerde student in sterrekunde in Ohio, gesê. Die grootste ding hier is dat ons kan aantoon dat hierdie supernova nie ooreenstem met 'n wit dwerg (neem massa) direk vanaf 'n standaard stergenoot en daarin ontplof nie; die soort standaardidee wat daartoe gelei het dat mense probeer het om waterstofhandtekeninge in die eerste plek. Omdat die TESS-ligkromme geen bewyse toon dat die ontploffing in die oppervlak van 'n metgesel val nie, en omdat die waterstofhandtekeninge in die SALT-spektra nie soos die ander elemente ontwikkel nie, kan ons die standaardmodel uitsluit. & Rdquo

Hul navorsing, uiteengesit in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society, verteenwoordig die eerste gepubliseerde bevindinge oor 'n supernova wat met TESS waargeneem is, en voeg nuwe insigte by die teorieë oor die elemente wat agterbly nadat 'n wit dwergster in 'n supernova ontplof het.

Hierdie elemente het sterrekundiges lankal gepla.

'N Wit dwerg ontplof in 'n spesifieke soort supernova, 'n 1a, nadat hy massa by 'n nabygeleë metgesel versamel het en te groot geword het om stabiel te bly, meen sterrekundiges. Maar as dit waar is, moet die ontploffing, volgens astronome, spoorelemente van waterstof, 'n belangrike bousteen van sterre en die hele heelal, agterlaat. (Wit dwergsterre het van nature reeds deur hul eie waterstof gebrand en sou dus nie 'n bron van waterstof in 'n supernova wees nie.)

Maar tot hierdie TESS-gebaseerde waarneming van 'n supernova, het sterrekundiges nog nooit die waterstofspore in die nasleep van die ontploffing gesien nie: hierdie supernova is die eerste in sy soort waarin sterrekundiges waterstof gemeet het. Die waterstof, wat die eerste keer deur 'n span van die Observatories of the Carnegie Institution for Science gerapporteer is, kan die aard verander van wat sterrekundiges van wit dwerg-supernovas weet.

& ldquo Die interessantste ding aan hierdie spesifieke supernova is die waterstof wat ons in sy spektrums gesien het (die elemente wat die ontploffing agterlaat), & rdquo Vallely. & ldquo Ons het jare lank na waterstof en helium in die spektra van hierdie tipe supernova gesoek en hierdie elemente help ons om te verstaan ​​wat die supernova in die eerste plek veroorsaak het. & rdquo

Die waterstof kan beteken dat die wit dwerg 'n nabygeleë ster verteer het. In daardie scenario sou die tweede ster 'n normale ster in die middel van sy lewensduur wees en nie 'n tweede wit dwerg nie. Maar toe sterrekundiges die ligkromme van hierdie supernova gemeet het, het die kurwe aangedui dat die tweede ster in werklikheid 'n tweede wit dwerg was. Waar kom die waterstof dus vandaan?

Professor in sterrekunde Kris Stanek, Vallely & rsquos-adviseur by die staat Ohio en 'n medeskrywer van hierdie artikel, het gesê dat die waterstof moontlik van 'n standaardster en mdasha-standaard, gewone ster en mdash kom, maar hy dink dit is meer waarskynlik dat die waterstof van 'n derde ster afkomstig is. dit was toevallig naby die ontploffende wit dwerg en is toevallig in die supernova verteer.

& ldquo Ons sou dink dat omdat ons hierdie waterstof sien, dit beteken dat die wit dwerg 'n tweede ster verteer het en ontplof het, maar op grond van die ligkromme wat ons van hierdie supernova gesien het, is dit miskien nie waar nie, & rdquo Stanek.

& ldquo Gebaseer op die ligkromme, dink ons, is die waarskynlikste ding wat gebeur het, dat die waterstof van 'n derde ster in die stelsel afkomstig is, & rdquo Stanek het bygevoeg. & ldquo Dus, die heersende scenario, ten minste tans in die staat Ohio, is dat die manier om 'n tipe Ia (uitgespreek 1-A) supernova te maak, is deur twee wit dwergsterre in wisselwerking te laat plaasvind en selfs mdashcolliding. Maar ook 'n derde ster wat waterstof verskaf. & Rdquo

Vir die Ohio State-navorsing het Vallely, Stanek en 'n span sterrekundiges van regoor die wêreld data van TESS, 'n teleskoop van 10 sentimeter deursnee, gekombineer met data van die All-Sky Automated Survey for Supernovae (kortweg ASAS-SN.) ASAS-SN word gelei deur die staat Ohio en bestaan ​​uit klein teleskope regoor die wêreld wat die lug dophou vir supernovas in verre sterrestelsels.

TESS, ter vergelyking, is ontwerp om planete in ons nabygeleë sterrestelsel en mdashand in die lug te soek om data vinniger te verskaf as vorige satellietteleskope. Dit beteken dat die Ohio State-span data van TESS kon gebruik om te sien wat in die eerste oomblikke rondom die supernova gebeur het nadat dit 'n ongekende geleentheid ontplof het.

Die span het data van TESS en ASAS-SN gekombineer met data van die Suid-Afrikaanse Groot Teleskoop om die elemente wat in die supernova & rsquos-nasleep agtergebly het, te evalueer. Hulle het beide waterstof en helium daar aangetref, twee aanduidings dat die ontploffende ster op die een of ander manier 'n nabygeleë metgesel verteer het.

& ldquo Wat regtig lekker is met hierdie resultate, is dat wanneer ons die data kombineer, ons nuwe dinge kan leer, & rdquo Stanek. & ldquoEn hierdie supernova is die eerste opwindende geval van daardie sinergie. & rdquo

Die supernova wat hierdie span opgemerk het, was 'n tipe Ia, 'n tipe supernova wat kan voorkom as twee sterre om mekaar wentel en wat sterrekundiges 'n binêre stelsel noem. In sommige gevalle van 'n tipe I-supernova is een van die sterre 'n wit dwerg.

'N Wit dwerg het al sy kernbrandstof afgebrand en slegs 'n baie warm kern agtergelaat. (Witdwergtemperature oorskry 100.000 grade Kelvin en ongeveer 200.000 grade Fahrenheit.) Tensy die ster groter word deur stukkies energie en materie van 'n nabygeleë ster te steel, spandeer die wit dwerg die volgende miljard jaar om af te koel voordat hy in 'n klomp swart koolstof verander.

Maar as die wit dwerg en 'n ander ster in 'n binêre stelsel is, neem die wit dwerg stadig massa van die ander ster totdat die wit dwerg uiteindelik in 'n supernova ontplof.

Tipe I-supernovas is belangrik vir ruimtewetenskap en dit help sterrekundiges om die afstand in die ruimte te meet, en help hulle om te bereken hoe vinnig die heelal uitbrei ('n ontdekking wat so belangrik is dat dit in 2011 die Nobelprys vir Fisika gewen het).

& ldquo Dit is die bekendste soort supernova's en dit het daartoe gelei dat donker energie in die negentigerjare ontdek is, & rdquo Vallely. & ldquo Hulle is verantwoordelik vir die bestaan ​​van soveel elemente in die heelal. Maar ons verstaan ​​nie regtig die fisika daaragter nie. En dit & rsquos wat ek regtig hou van die kombinasie van TESS en ASAS-SN hier, dat ons hierdie data kan opbou en gebruik om 'n bietjie meer uit te vind oor hierdie supernovas. & Rdquo

Wetenskaplikes stem in die breë saam dat die metgesel-ster tot 'n wit dwerg-supernova lei, maar die meganisme van die ontploffing en die samestelling van die metgesel-ster is minder duidelik.

Hierdie bevinding, het Stanek gesê, lewer bewyse dat die metgesel in hierdie soort supernova waarskynlik nog 'n wit dwerg is.

& ldquo Ons sien iets nuuts in hierdie data, en dit help ons om die Ia supernova-verskynsel te verstaan, & rdquo het hy gesê. & ldquoEn ons kan dit alles verduidelik aan die hand van die scenario's wat ons alreeds het & mdashwe moet net toelaat dat die derde ster in hierdie geval die bron van die waterstof is. & rdquo

ASAS-SN word ondersteun deur Las Cumbres Observatory en word gedeeltelik deur die Gordon and Betty Moore Foundation, die National Science Foundation, die Mt. Cuba Astronomical Foundation, die Center for Cosmology and AstroParticle Physics by Ohio State, die Chinese Akademie vir Wetenskappe Suid-Amerikaanse Center for Astronomy en die Villum Fonden in Denemarke.


Supernova-waarneming eerste in sy soort met behulp van NASA-satelliet

Toe NASA se Transiting Exoplanet Survey Satellite in April 2018 in die ruimte begin, het dit met 'n spesifieke doel gedoen: om die heelal te soek vir nuwe planete.

Maar in onlangs gepubliseerde navorsing het 'n span sterrekundiges aan die Ohio State University getoon dat die opname, met die bynaam TESS, ook gebruik kan word om 'n spesifieke tipe supernova te monitor, wat wetenskaplikes meer leidrade gee oor wat wit dwergsterre laat ontplof - en oor die elemente wat die ontploffings agterlaat.

"Ons weet al jare dat hierdie sterre ontplof, maar ons het verskriklike idees waarom hulle ontplof," het Patrick Vallely, hoofskrywer van die studie en 'n gegradueerde student in sterrekunde in Ohio State, gesê. 'Die groot ding hier is dat ons kan aantoon dat hierdie supernova nie in ooreenstemming is met 'n wit dwerg (neem massa) direk van 'n standaard stermaat en daarin ontplof nie - die soort standaardidee wat tot mense gelei het in die eerste plek probeer om waterstofhandtekeninge te vind. Dit wil sê omdat die TESS-ligkromme geen bewyse toon dat die ontploffing in die oppervlak van 'n metgesel val nie, en omdat die waterstofhandtekeninge in die SALT-spektra nie soos die ander elemente, kan ons daardie standaardmodel uitsluit. '

Hul navorsing, uiteengesit in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society, verteenwoordig die eerste gepubliseerde bevindinge oor 'n supernova wat met TESS waargeneem is, en voeg nuwe insigte by die teorieë oor die elemente wat agterbly nadat 'n wit dwergster in 'n supernova ontplof het.

Hierdie elemente het sterrekundiges lankal gepla.

'N Wit dwerg ontplof in 'n spesifieke soort supernova, 'n 1a, nadat hy massa by 'n nabygeleë metgesel versamel het en te groot geword het om stabiel te bly, meen sterrekundiges. Maar as dit waar is, moet die ontploffing, volgens astronome, spoorelemente van waterstof, 'n belangrike bousteen van sterre en die hele heelal, agterlaat. (Wit dwergsterre het uiteraard reeds deur hul eie waterstof gebrand en sou dus nie 'n bron van waterstof in 'n supernova wees nie.)

Maar tot hierdie TESS-gebaseerde waarneming van 'n supernova, het sterrekundiges nooit die waterstofspore in die nasleep van die ontploffing gesien nie: hierdie supernova is die eerste in sy soort waarin sterrekundiges waterstof gemeet het. Die waterstof, wat die eerste keer deur 'n span van die Observatories of the Carnegie Institution for Science gerapporteer is, kan die aard verander van wat sterrekundiges van wit dwerg-supernovas weet.

"Die interessantste ding van hierdie supernova is die waterstof wat ons in sy spektra gesien het (die elemente wat die ontploffing agterlaat)," het Vallely gesê. "Ons soek al jare waterstof en helium in die spektra van hierdie tipe supernova - daardie elemente help ons om te verstaan ​​wat die supernova in die eerste plek veroorsaak het."

Die waterstof kan beteken dat die wit dwerg 'n nabygeleë ster verteer het. In daardie scenario sou die tweede ster 'n normale ster in die middel van sy lewensduur wees - nie 'n tweede wit dwerg nie. Maar toe sterrekundiges die ligkromme van hierdie supernova gemeet het, het die kurwe aangedui dat die tweede ster in werklikheid 'n tweede wit dwerg was. Waar kom die waterstof dus vandaan?

Professor in sterrekunde Kris Stanek, Vallely se adviseur by Ohio State en 'n mede-outeur van hierdie artikel, het gesê dat die waterstof moontlik van 'n begeleidende ster afkomstig is - 'n standaard, gewone ster - maar hy dink dit is meer waarskynlik dat waterstof kom van 'n derde ster wat toevallig naby die ontploffende wit dwerg was en toevallig in die supernova verteer is.

"Ons sou dink dat omdat ons hierdie waterstof sien, dit beteken dat die wit dwerg 'n tweede ster verteer en ontplof het, maar op grond van die ligkromme wat ons van hierdie supernova gesien het, is dit miskien nie waar nie," het Stanek gesê.

"Op grond van die ligkromme, dink ons, is die waarskynlikste ding dat die waterstof van 'n derde ster in die stelsel kom," het Stanek bygevoeg. 'Die heersende scenario, ten minste tans in die staat Ohio, is dus dat die manier om 'n tipe Ia (uitgespreek 1-A) supernova te maak, is deur twee wit dwergsterre in wisselwerking te hê - selfs botsend. Maar ook 'n derde ster wat verskaf die waterstof. '

Vir die Ohio State-navorsing het Vallely, Stanek en 'n span sterrekundiges van regoor die wêreld data van TESS, 'n teleskoop van 10 sentimeter deursnee, gekombineer met data van die All-Sky Automated Survey for Supernovae (kortweg ASAS-SN.) ASAS-SN word gelei deur die staat Ohio en bestaan ​​uit klein teleskope regoor die wêreld wat die lug dophou vir supernovas in verre sterrestelsels.

TESS, ter vergelyking, is ontwerp om planete in ons nabygeleë sterrestelsel in die lug te soek - en om baie vinniger data te verskaf as vorige satellietteleskope. Dit beteken dat die Ohio State-span data van TESS kon gebruik om te sien wat in die eerste oomblikke nadat dit ontplof het rondom die supernova gebeur - 'n ongekende geleentheid.

Die span het data van TESS en ASAS-SN gekombineer met data van die Suid-Afrikaanse Groot Teleskoop om die elemente wat in die supernova agtergelaat is, te evalueer. Hulle het beide waterstof en helium daar aangetref, twee aanduidings dat die ontploffende ster op die een of ander manier 'n nabygeleë metgesel verteer het.

"Wat regtig cool is aan hierdie resultate, is dat wanneer ons die data kombineer, ons nuwe dinge kan leer," het Stanek gesê. "En hierdie supernova is die eerste opwindende geval van daardie sinergie."

Die supernova wat hierdie span waargeneem het, was 'n tipe Ia, 'n tipe supernova wat kan voorkom as twee sterre om mekaar wentel - wat sterrekundiges 'n binêre stelsel noem. In sommige gevalle van 'n tipe I-supernova is een van die sterre 'n wit dwerg.

'N Wit dwerg het al sy kernbrandstof afgebrand en slegs 'n baie warm kern agtergelaat. (Witdwergtemperature oorskry 100.000 grade Kelvin - byna 200.000 grade Fahrenheit.) Tensy die ster groter word deur stukkies energie en materie van 'n nabygeleë ster te steel, spandeer die wit dwerg die volgende miljard jaar om af te koel voordat hy in 'n klont swart verander. koolstof.

Maar as die wit dwerg en 'n ander ster in 'n binêre stelsel is, neem die wit dwerg stadig massa van die ander ster totdat die wit dwerg uiteindelik in 'n supernova ontplof.

Tipe I-supernovas is belangrik vir ruimtewetenskap - hulle help sterrekundiges om afstand in die ruimte te meet en help hulle om te bereken hoe vinnig die heelal uitbrei ('n ontdekking wat so belangrik is dat dit in 2011 die Nobelprys vir Fisika verower het.)

"Dit is die bekendste tipe supernova - dit het daartoe gelei dat donker energie in die negentigerjare ontdek is," het Vallely gesê. "Hulle is verantwoordelik vir die bestaan ​​van soveel elemente in die heelal. Maar ons verstaan ​​die fisika daaragter nie regtig so goed nie. En dit is wat ek graag wil hê om TESS en ASAS-SN hier te kombineer, dat ons dit kan opbou data en gebruik dit om 'n bietjie meer uit te vind oor hierdie supernovas. '

Wetenskaplikes stem in die breë saam dat die metgesel-ster tot 'n wit dwerg-supernova lei, maar die meganisme van die ontploffing en die samestelling van die metgesel-ster is minder duidelik.

Hierdie bevinding, het Stanek gesê, lewer bewyse dat die metgesel in hierdie soort supernova waarskynlik nog 'n wit dwerg is.

"Ons sien iets nuuts in hierdie data, en dit help ons om die Ia-supernova-verskynsel te verstaan," het hy gesê. "En ons kan dit alles verduidelik aan die hand van die scenario's wat ons reeds het - ons moet net toelaat dat die derde ster in hierdie geval die bron van die waterstof is."

ASAS-SN word ondersteun deur Las Cumbres Observatory en word gedeeltelik deur die Gordon and Betty Moore Foundation, die National Science Foundation, die Mt. Cuba Astronomical Foundation, die Center for Cosmology and AstroParticle Physics in Ohio State, die Chinese Academy of Sciences South American Centre for Astronomy en die Villum Fonden in Denemarke.


Inhoud

Berekeninge wat vanaf die huidige waargenome uitbreiding terugwerk na 'n ontploffing wat rondom 1667 op die aarde sigbaar sou wees. Sterrekundige William Ashworth en ander het voorgestel dat die sterrekundige Royal John Flamsteed die supernova op 16 Augustus 1680 per ongeluk kon waarneem, toe hy 'n ster naby sy posisie. Nog 'n voorstel uit onlangse interdissiplinêre navorsing is dat die supernova die 'middagdagster' was, wat in 1630 waargeneem is, wat vermoedelik die geboorte van Charles II, die toekomstige monarg van Groot-Brittanje, aangekondig het. [8] In elk geval was daar sedertdien geen supernova wat binne die Melkweg voorkom, met die blote oog sigbaar nie.

Die uitbreidingsdop het 'n temperatuur van ongeveer 30 miljoen K en brei uit teen 4000-6000 km / s. [2]

Waarnemings van die ontplofte ster deur die Hubble-teleskoop het getoon dat, ondanks die oorspronklike oortuiging dat die oorblyfsels op 'n eenvormige manier uitgebrei het, daar buitensporige uitwerpknope met 'n dwarsnelheid van 5.500−14.500 km / s met die hoogste snelhede plaasvind met die hoogste snelhede wat die hoogste snelhede voorkom in twee byna teenoorgestelde stralers. [2] Wanneer die siening van die uitbreidende ster kleure gebruik om materiale van verskillende chemiese samestellings te onderskei, blyk dit dat soortgelyke materiale dikwels bymekaar bly in die oorblyfsels van die ontploffing. [3]

Cas A het in 1980 'n vloeistofdigtheid van 2720 ± 50 Jy by 1 GHz gehad. [9] Omdat die supernova-oorblyfsel afkoel, neem die vloeistofdigtheid af. Teen 1 GHz neem die vloeistofdigtheid af met 0,97 ± 0,04 persent per jaar. [9] Hierdie afname beteken dat Cas A teen frekwensies onder 1 GHz nou minder intens is as Cygnus A. Cas A is steeds die helderste buite-sonradiobron in die lug teen frekwensies bo 1 GHz.

In 1999 het die Chandra X-Ray Observatory CXOU J232327.8 + 584842 gevind, [10] 'n "warmpuntagtige bron" naby die middel van die newel, die neutronsterrest wat deur die ontploffing agtergelaat is. [11]

Alhoewel Cas X-1 (of Cas XR-1), die skynbare eerste X-straalbron in die sterrebeeld Cassiopeia, nie tydens die Aerobee-klankvlug op 16 Junie 1964 opgespoor is nie, is dit as 'n moontlike bron beskou. [12] Cas A is tydens 'n ander Aerobee-vuurpylvlug van 1 Oktober 1964 geskandeer, maar geen noemenswaardige X-straalstroom bo die agtergrond is met die posisie geassosieer nie. [13] Cas XR-1 is ontdek deur 'n Aerobee-vuurpylvlug op 25 April 1965, [14] teen RA 23 uur 21 m Desember + 58 ° 30 ′. [15] Cas X-1 is Cas A, 'n tipe II SNR by RA 23 uur 18 m Desember + 58 ° 30 ′. [16] Die benamings Cassiopeia X-1, Cas XR-1, Cas X-1 word nie meer gebruik nie, maar die X-straalbron is Cas A (SNR G111.7-02.1) by 2U 2321 + 58.

In 2005 is 'n infrarooi eggo van die Cassiopeia A-ontploffing op gaswolke in die omgewing waargeneem met behulp van die Spitzer-ruimteteleskoop. [17] Die IR-eggo is ook deur IRAS gesien en bestudeer met die Infrarood Spectrograph. Voorheen was die vermoede dat 'n fakkel in 1950 vanaf 'n sentrale pulsar verantwoordelik kon wees vir die infrarooi eggo. Met die nuwe gegewens is tot die gevolgtrekking gekom dat dit onwaarskynlik die geval is en dat die infrarooi eggo veroorsaak is deur termiese emissie deur stof, wat verhit word deur die uitstraling van die supernova tydens die skokbreuk. [18] Die infrarooi eggo gaan gepaard met 'n verspreide ligte eggo. Die aangetekende spektrum van die optiese lig-eggo het bewys dat die supernova van Type IIb was, wat beteken dat dit die gevolg was van die ineenstorting en die hewige ontploffing van 'n massiewe ster, waarskynlik 'n rooi superreus met 'n heliumkern wat byna al sy waterstofomhulsel verloor het. Dit was die eerste waarneming van die ligte eggo van 'n supernova waarvan die ontploffing nie direk waargeneem is nie, wat die moontlikheid bied om die astronomiese gebeure te bestudeer en te rekonstrueer. [1] [7] In 2011 het 'n studie spektra uit verskillende liggingsposisies gebruik om te bevestig dat die Cassiopeia A-supernova asimmetries was. [19]

In 2013 het sterrekundiges fosfor in Cassiopeia A opgespoor, wat bevestig dat hierdie element deur supernova-nukleosintese in supernovas geproduseer word. Die fosfor-tot-yster-verhouding in materiaal uit die supernova-oorblyfsel kan tot 100 keer hoër wees as in die Melkweg in die algemeen. [20]


Supernova-waarneming eerste in sy soort met behulp van NASA-satelliet

Krediet: CC0 Publieke domein

Toe NASA se Transiting Exoplanet Survey Satellite in April 2018 in die ruimte begin, het dit met 'n spesifieke doel gedoen: om die heelal te soek vir nuwe planete.

Maar in onlangs gepubliseerde navorsing het 'n span sterrekundiges aan die Ohio State University getoon dat die opname, met die bynaam TESS, ook gebruik kan word om 'n spesifieke soort supernova te monitor, wat wetenskaplikes meer leidrade gee oor wat wit dwergsterre laat ontplof - en oor die elemente wat die ontploffings agterlaat.

"Ons weet al jare dat hierdie sterre ontplof, maar ons het verskriklike idees waarom hulle ontplof," het Patrick Vallely, hoofskrywer van die studie en 'n gegradueerde student in sterrekunde in Ohio State, gesê. 'Die groot ding hier is dat ons kan aantoon dat hierdie supernova nie in ooreenstemming is met die feit dat 'n wit dwerg (neem massa) direk van 'n standaard stergenoot en daarin ontplof nie - die soort standaard idee wat daartoe gelei het dat mense probeer om waterstofhandtekeninge in die eerste plek te vind. Dit wil sê omdat die TESS-ligkromme geen bewyse toon dat die ontploffing in die oppervlak van 'n metgesel val nie, en omdat die waterstofhandtekeninge in die SALT-spektra nie soos die ander ontwikkel nie. elemente kan ons daardie standaardmodel uitsluit. '

Hul navorsing, uiteengesit in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society, verteenwoordig die eerste gepubliseerde bevindings oor 'n supernova wat met TESS waargeneem is, en voeg nuwe insigte toe aan lang teorieë oor die elemente wat agterbly nadat 'n wit dwergster in 'n supernova ontplof het.

Daardie elemente het sterrekundiges lankal gepla.

'N Wit dwerg ontplof in 'n spesifieke soort supernova, 'n 1a, nadat hy massa by 'n nabygeleë metgesel versamel het en te groot geword het om stabiel te bly, meen sterrekundiges. Maar as dit waar is, moet die ontploffing, volgens astronome, spoorelemente van waterstof, 'n belangrike bousteen van sterre en die hele heelal, agterlaat. (Wit dwergsterre het van nature reeds deur hul eie waterstof gebrand en sou dus nie 'n bron van waterstof in 'n supernova wees nie.)

Maar tot hierdie TESS-gebaseerde waarneming van 'n supernova, het sterrekundiges nog nooit daardie waterstofspore in die nasleep van die ontploffing gesien nie: hierdie supernova is die eerste in sy soort waarin sterrekundiges waterstof gemeet het. Die waterstof, wat die eerste keer deur 'n span van die Observatories of the Carnegie Institution for Science gerapporteer is, kan die aard verander van wat sterrekundiges van wit dwerg-supernovas weet.

"Die interessantste ding van hierdie supernova is die waterstof wat ons in sy spektra gesien het (die elemente wat die ontploffing agterlaat)," het Vallely gesê. "Ons soek al jare waterstof en helium in die spektra van hierdie tipe supernova - daardie elemente help ons om te verstaan ​​wat die supernova in die eerste plek veroorsaak het."

Die waterstof kan beteken dat die wit dwerg 'n nabygeleë ster verteer het. In daardie scenario sou die tweede ster 'n normale ster in die middel van sy lewensduur wees - nie 'n tweede wit dwerg nie. Maar toe sterrekundiges die ligkromme van hierdie supernova gemeet het, het die kurwe aangedui dat die tweede ster in werklikheid 'n tweede wit dwerg was. Waar kom die waterstof dus vandaan?

Professor in sterrekunde Kris Stanek, Vallely se adviseur by Ohio State en medeskrywer van hierdie artikel, het gesê dat die waterstof moontlik van 'n begeleidende ster afkomstig is - 'n standaard, gewone ster - maar hy dink dit is meer waarskynlik dat die waterstof gekom het van 'n derde ster wat toevallig naby die ontploffende wit dwerg was en toevallig in die supernova verteer is.

"Ons sou dink dat omdat ons hierdie waterstof sien, dit beteken dat die wit dwerg 'n tweede ster verteer en ontplof het, maar op grond van die ligkromme wat ons van hierdie supernova gesien het, is dit miskien nie waar nie," het Stanek gesê.

"Op grond van die ligkromme, dink ons, is die waarskynlikste ding dat die waterstof van 'n derde ster in die stelsel kom," het Stanek bygevoeg. "Die heersende scenario, ten minste tans in die staat Ohio, is dus dat die manier om 'n tipe Ia (uitgespreek 1-A) supernova te maak, is deur twee wit dwergsterre in wisselwerking te hê - selfs botsend. Maar ook met 'n derde ster wat bied die waterstof. '

Vir die Ohio State-navorsing het Vallely, Stanek en 'n span sterrekundiges van regoor die wêreld data van TESS, 'n teleskoop van 10 sentimeter deursnee, gekombineer met data van die All-Sky Automated Survey for Supernovae (kortweg ASAS-SN.) ASAS-SN word gelei deur die staat Ohio en bestaan ​​uit klein teleskope regoor die wêreld wat die lug dophou vir supernovas in verre sterrestelsels.

TESS, ter vergelyking, is ontwerp om die hemelruim na planete in ons nabygeleë sterrestelsel te deursoek - en om data vinniger te verskaf as vorige satellietteleskope. Dit beteken dat die Ohio State-span data van TESS kon gebruik om te sien wat in die eerste oomblikke nadat dit ontplof het rondom die supernova gebeur het - 'n ongekende geleentheid.

Die span het data van TESS en ASAS-SN gekombineer met data van die Suid-Afrikaanse Groot Teleskoop om die elemente wat in die supernova agtergelaat is, te evalueer. Hulle het beide waterstof en helium daar aangetref, twee aanduidings dat die ontploffende ster op die een of ander manier 'n nabygeleë metgesel verteer het.

"Wat regtig cool is aan hierdie resultate, is dat wanneer ons die data kombineer, ons nuwe dinge kan leer," het Stanek gesê. "En hierdie supernova is die eerste opwindende geval van daardie sinergie."

Die supernova wat hierdie span waargeneem het, was 'n tipe Ia, 'n tipe supernova wat kan voorkom as twee sterre om mekaar wentel - wat sterrekundiges 'n binêre stelsel noem. In sommige gevalle van 'n tipe I-supernova is een van die sterre 'n wit dwerg.

'N Wit dwerg het al sy kernbrandstof afgebrand en slegs 'n baie warm kern agtergelaat. (Witdwergtemperature oorskry 100.000 grade Kelvin — byna 200.000 grade Fahrenheit.) Tensy die ster groter word deur stukkies energie en materie van 'n nabygeleë ster te steel, spandeer die wit dwerg die volgende miljard jaar om af te koel voordat hy in 'n klomp swart koolstof verander. .

Maar as die wit dwerg en 'n ander ster in 'n binêre stelsel is, neem die wit dwerg stadig massa van die ander ster totdat die wit dwerg uiteindelik in 'n supernova ontplof.

Tipe I-supernovas is belangrik vir ruimtewetenskap - hulle help sterrekundiges om afstand in die ruimte te meet en help hulle om te bereken hoe vinnig die heelal uitbrei ('n ontdekking wat so belangrik is dat dit in 2011 die Nobelprys vir Fisika verower het.)

"Dit is die bekendste tipe supernova - dit het daartoe gelei dat donker energie in die negentigerjare ontdek is," het Vallely gesê. "Hulle is verantwoordelik vir die bestaan ​​van soveel elemente in die heelal. Maar ons verstaan ​​die fisika daaragter nie regtig so goed nie. En dit is wat ek graag wil hê om TESS en ASAS-SN hier te kombineer, dat ons dit kan opbou data en gebruik dit om 'n bietjie meer uit te vind oor hierdie supernovas. '

Wetenskaplikes stem in die breë saam dat die metgesel-ster tot 'n wit dwerg-supernova lei, maar die meganisme van die ontploffing en die samestelling van die metgesel-ster is minder duidelik.

Hierdie bevinding, het Stanek gesê, lewer bewyse dat die metgesel in hierdie soort supernova waarskynlik nog 'n wit dwerg is.

"Ons sien iets nuuts in hierdie data, en dit help ons om die Ia-supernova-verskynsel te verstaan," het hy gesê. "En ons kan dit alles verduidelik aan die hand van die scenario's wat ons reeds het - ons moet net toelaat dat die derde ster in hierdie geval die bron van die waterstof is."


'Oddball-supernova' lyk vreemd koel voordat dit ontplof

'N Merkwaardige geel ster het veroorsaak dat astrofisici herevalueer wat moontlik is in ons heelal.

Onder leiding van die Noordwes-Universiteit het die internasionale span die Hubble-ruimteteleskoop van NASA gebruik om die massiewe ster twee en 'n half jaar te ondersoek voordat dit in 'n supernova ontplof het. Aan die einde van hul lewe is koel, geel sterre gewoonlik in waterstof gehul, wat die ster se warm, blou binnekant verberg. Maar hierdie geel ster, wat 35 miljoen ligjare van die aarde af in die Maagd-sterrestelselklus geleë is, het hierdie belangrike waterstoflaag op die oomblik van ontploffing op die geheim gebrek.

"Ons het hierdie scenario nog nie gesien nie," het Charles Kilpatrick, Noordwes, gesê. "As 'n ster sonder waterstof ontplof, moet dit uiters blou wees - regtig baie warm. Dit is byna onmoontlik vir 'n ster om so koel te wees sonder om waterstof in sy buitenste laag te hê. Ons het gekyk na elke ster-model wat 'n ster kan verklaar. soos hierdie, en elke model vereis dat die ster waterstof gehad het, wat ons van sy supernova weet dat dit nie was nie. Dit rek wat fisies moontlik is. "

Die span beskryf die eienaardige ster en sy gevolglike supernova in 'n nuwe studie wat vandag (5 Mei) in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. In the paper, the researchers hypothesize that, in the years preceding its death, the star might have shed its hydrogen layer or lost it to a nearby companion star.

Kilpatrick is a postdoctoral fellow at Northwestern's Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) and member of the Young Supernova Experiment, which uses the Pan-STARSS telescope at Haleakal?, Hawaii, to catch supernovae right after they explode.

Catching a star before it explodes

After the Young Supernova Experiment spotted supernova 2019yvr in the relatively nearby spiral galaxy NGC 4666, the team used deep space images captured by NASA's Hubble Space Telescope, which fortunately already observed this section of the sky.

"What massive stars do right before they explode is a big unsolved mystery," Kilpatrick said. "It's rare to see this kind of star right before it explodes into a supernova."

The Hubble images showed the source of the supernova, a massive star imaged just a couple years before the explosion. Although the supernova itself appeared completely normal, its source -- or progenitor star -- was anything but.

"When it exploded, it seemed like a very normal hydrogen-free supernova," Kilpatrick said. "There was nothing outstanding about this. But the progenitor star didn't match what we know about this type of supernova."

Direct evidence of violent death

Several months after the explosion, however, Kilpatrick and his team discovered a clue. As ejecta from the star's final explosion traveled through its environment, it collided with a large mass of hydrogen. This led the team to hypothesize that the progenitor star might have expelled the hydrogen within a few years before its death.

"Astronomers have suspected that stars undergo violent eruptions or death throes in the years before we see supernovae," Kilpatrick said. "This star's discovery provides some of the most direct evidence ever found that stars experience catastrophic eruptions, which cause them to lose mass before an explosion. If the star was having these eruptions, then it likely expelled its hydrogen several decades before it exploded."

In the new study, Kilpatrick's team also presents another possibility: A less massive companion star might have stripped away hydrogen from the supernova's progenitor star. The team, however, will not be able to search for the companion star until after the supernova's brightness fades, which could take up to 10 years.

"Unlike it's normal behavior right after it exploded, the hydrogen interaction revealed it's kind of this oddball supernova," Kilpatrick said. "But it's exceptional that we were able to find its progenitor star in Hubble data. In four or five years, I think we will be able to learn more about what happened."


Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) logo

Never-before-seen scenario ‘stretches what’s physically possible’

Banner image: An artistic impression of a blue companion star stripping hydrogen from a yellow supergiant. Credit: Kavli IPMU/Aya Tsuboi

Postdoctoral Fellow Charlie Kilpatrick

A curiously yellow star has caused astrophysicists to reevaluate what’s possible within our universe.

Led by Northwestern University, the international team used NASA’s Hubble Space Telescope to examine the massive star two-and-a-half years before it exploded into a supernova. At the end of their lives, cool, yellow stars are typically shrouded in hydrogen, which conceals the star’s hot, blue interior. But this yellow star, located 35 million lightyears from Earth in the Virgo galaxy cluster, was mysteriously lacking this crucial hydrogen layer at the time of its explosion.

“We haven’t seen this scenario before,” said Northwestern’s Charles Kilpatrick, who led the study. “If a star explodes without hydrogen, it should be extremely blue — really, really hot. It’s almost impossible for a star to be this cool without having hydrogen in its outer layer. We looked at every single stellar model that could explain a star like this, and every single model requires that the star had hydrogen, which, from its supernova, we know it did not. It stretches what’s physically possible.”


A Famous Supernova's Mysteries Are Still Unraveling Hundreds of Years Later

Look up and you might see the bright constellation Cassiopeia trace a zig-zag across the sky as it seemingly always has. But almost 450 years ago, it was the source of surprise: A bright flash, Tycho’s supernova, or “SN 1572" as scientists call it. This was one of the few supernovae humans have been able to see with their naked eye s throughout history. What caused the explosion is still unknown.

You’d be correct in thinking that supernovae originate from stars exploding. Most of us, though, are probably more familiar with type II supernovae that herald the end of a star’s life via an blast following a collapse upon itself.

Meanwhile, scientists have generally accepte d that SN 1572 was a type Ia supernova, the kind that occurs in systems with two stars. Still, its remnants, discovered decades ago with higher-powered telescopes, have defied understanding—scientists are still stumped as to what kind of sources could have created what they see today. Now, an international team of researchers think they’ve got an idea based on some new analysis.

The researchers report that their observations are consistent with a catastrophic cosmic collision between two white dwarfs, although, “other more exotic scenarios may be possible,” they write in the paper published yesterday in Nature Astronomy.

SN 1572's type Ia supernova appearance implies that it could have come from a smaller white dwarf sucking gas from a large, nearby older star until it blew up. But researchers haven’t been able to conclusively pin down the leftovers of either a dead star or a companion. If the new team was dealing with this scenario, surely the white dwarf would let out a lot of high-energy radiation like ultraviolet light and x-rays. This would knock electrons off of the gas clouds surrounding the stars for the 100,000 years (or more) prior to the explosive finale.

But when the researchers took another look at the light particles coming off of the hydrogen atoms in the remnant’s gas, they realized the gas wasn’t nearly as electrically charged as it should have been. This would rule out the traditional way that type Ia supernovae form. Instead, they thought the remnants could have been the result of two white dwarf stars colliding.

“This work adds to the mounting absence of evidence for accreting white dwarfs as the progenitors of type Ia supernovae,” the little-star-eats-big-star scenario, astronomy professor Dan Maoz from Tel-Aviv University, who is not involved in the research, told Gizmodo in an email. “The competing scenario, of merging white dwarfs, has some serious problems of its own, but seems to me to be the favored one.”

Another researcher not involved in the new work, Robert Petre, Chief of the X-ray Astrophysics Laboratory at NASA, found the results interesting because scientists have been aware of some of the constraint-setting observations, the specific spectral lines of the hydrogen atoms, for decades. “But no one until now has recognized how their presence tells us something important about the progenitor,” the exploding white dwarfs, he said in an email. Petre also mentioned that lots of young supernovae remnants have shown similar behavior to SN 1572. “One would have to perform a similar analysis, but the suggestion is that all of these remnants,” with shells showing so-called Balmer filaments, “were caused by similar explosions to Tycho.”

Meanwhile, other Type Ia supernovae with different properties, like one called SN 1604 , might have come from a different kind of explosion, potentially involving only one victim star, said Petre.

The paper’s main conclusion is that little star blowing up from eating too much of the big star scenario is out of the question. Ashley Pagnotta, astrophysicist at the American Museum of Natural History, liked the paper and didn’t think its methods had been used in this kind of situation before. Still, she told Gizmodo that she thought this conclusion might have been a bit overstated, especially the claim that all white dwarfs in their ruled-out scenario must go through the long radiation phase. She explained that one kind of white dwarf-containing explosive-but-not-supernova-explosive stellar binary called “recurrent novae” are only detectable as these kinds of radiation sources for a short period of time after small eruptions. She’d like to see further calculations before feeling comfortable that recurrent novae are also ruled out.

One thing’s for sure: There’s nothing ordinary about the way SN 1572 exploded.


Title: Interaction of the radiation from a Type II supernova with a circumstellar shell

The progenitors of Type II supernovae are expected to be red supergiant stars which have circumstellar shells built up by stellar winds moving at about 10 km s/sup -1/. The interaction of the expanding supernova envelope with the circumstellar matter creates a hot shell which emits bremsstrahlung radiation. While the photospheric emission gives most of the total luminosity near maximum light, the bremsstrahlung emission dominates the photospheric emission at high photon energies (above about 30 eV). The bremsstrahlung emission determines the ionization just outside the hot shell, resulting in the creation of ions such as C IV, Si IV, and N V. These ions, and others, have line transitions which absorb the ultraviolet photospheric emission. The absorption can result in the formation of a radiative precursor to the supernova shock wave in which the gas is radiatively accelerated to velocities of several thousand km s/sup -1/. Lines of C IV, Si IV, and N V produced in this region may have been observed in the ultraviolet spectrum of SN 1979c. The ionized gas in the circumstellar region can also be responsible for the absorption of radio emission from the supernova. If this is the dominant radio absorption process, it predictsmore » the time dependence of the free-free optical depth. « less


Author information

Affiliations

Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast, Belfast, BT7 1NN, UK

G. Terreran, S. J. Smartt, C. Inserra, K. Maguire, K. W. Smith, D. R. Young & E. Kankare

INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 5, 35122, Padova, Italy

G. Terreran, M. L. Pumo, L. Zampieri, S. Benetti, E. Cappellaro, N. Elias-Rosa, A. Pastorello & M. Turatto

Dipartimento di Fisica e Astronomia G. Galilei, Università di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 3, 35122, Padova, Italy

Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli studi di Catania, Via Santa Sofia 64, 95123, Catania, Italy

INFN - Laboratori Nazionali del Sud, Via Santa Sofia 62, 95123, Catania, Italy

Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Giessenbachstraß e 1, 85748, Garching, Germany

Division of Theoretical Astronomy, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo, 181-8588, Japan

The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University, AlbaNova, 10691, Stockholm, Sweden

Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía (CNRS UMI 3386), Departamento de Astronomía, Universidad de Chile, Camino El Observatorio 1515, Las Condes, Santiago, Chile

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA, 02138, USA

School of Physics, O’Brien Centre for Science North, University College Dublin, Belfield, Dublin 4, Ireland

Warsaw University Observatory, Al. Ujazdowskie 4, 00-478, Warszawa, Poland

Ł. Wyrzykowski, A. Udalski, Z. Kostrzewa-Rutkowska, S. Kozłowski, P. Mróz, M. Pawlak, P. Pietrukowicz, R. Poleski, D. Skowron, J. Skowron, I. Soszyński, M. K. Szymański & K. Ulaczyk

Las Cumbres Observatory, 6740 Cortona Drive Suite 102, Goleta, CA, 93117, USA

Department of Physics, University of California, Santa Barbara, Broida Hall, Mail Code 9530, Santa Barbara, CA, 93106-9530, USA

Department of Physics, University of California, Davis, CA, 95616, USA

Department of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK

G. Dimitriadis & M. Sullivan

Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science, Rehovot, 76100, Israel

European Southern Observatory, Alonso de Córdova 3107, Casilla 19, Santiago, Chile

INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Salita Moiariello 16, 80131, Napoli, Italy

International Center for Relativistic Astrophysics, Piazza delle Repubblica, 10, 65122, Pescara, Italy

Max-Planck-Institut fur Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. 1, D-85741, Garching, Germany

SRON Netherlands Institute for Space Research, Sorbonnelaan 2, 3584 CA, Utrecht, The Netherlands

Department of Astrophysics, Institute for Mathematics, Astrophysics and Particle Physics, Radboud University Nijmegen, PO Box 9010, 6500 GL, Nijmegen, The Netherlands

Department of Astronomy, Ohio State University, 140 West 18th Avenue, Columbus, OH, 43210, USA

Department of Physics, University of Warwick, Gibbet Hill Road, Coventry, CV4 7AL, UK

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

You can also search for this author in PubMed Google Scholar

Contributions

G.T. initiated and coordinated the project, managed the follow-up campaign, carried out the photometric and spectroscopic analyses and wrote the manuscript. M.L.P. provided the hydrodynamical modelling and contributed to the preparation of the manuscript. T.-W.C. performed the host galaxy analyses. T.J.M. proposed and investigated the PISN scenario. F.T. identified the similarities of the target with SN 1987A and suggested the scaling. L.D. highlighted the issues with the interpretation of PISN and proposed the colliding shells scenario. L.Z. performed the semi-analytical modelling as a preliminary step to the full hydrodynamical modelling. S.J.S. is the principal investigator of PESSTO, through which we gathered all the observations at NTT. S.J.S. and S.B. supervised G.T., helped to coordinate the project and contributed to preparing and editing the manuscript, including final proofreading. C.I. helped with the magnetar hypothesis. E.C. and A.P. helped with theoretical interpretations, providing during preparation of the manuscript. M.N. retrieved the PISN models and helped to perform a thorough comparison of them. M.F. provided constructive criticism during preparation of the manuscript. Ł.W. was the main interlocutor with the OGLE team, providing all the data. D.A.H. was the principal investigator of the GEMINI proposal granting time from which we obtained two spectra that were reduced by C.M. and S.V. G.D. obtained the NTT observations. K.M., M.S., K.W.S., O.Y. and D.R.Y. (the PESSTO builders) helped to coordinate the observations using the NTT and administered the aspects of the PESSTO campaign. J.P.A., M.D.V., N.E.-R., A.G.-Y., A.J., E.K., J.S. and M.T. provided useful comments and advice on the first draft of the manuscript. Z.K.-R., S.K., P.M., M.P., P.P., R.P., D.S., J.S., I.S., M.K.S., A.U. and K.U. were part of the OGLE team and helped to obtain the data.

Corresponding author


Kyk die video: Porque Cremos em Deus: Adauto Lourenço Físico e Marcos Eberlin Químico (November 2022).