Sterrekunde

Hoe weet u dat die oorblyfsels van die ontploffing van 'n ster van 'n Hypernova is?

Hoe weet u dat die oorblyfsels van die ontploffing van 'n ster van 'n Hypernova is?


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.

Sommige agtergrond?

Daar is baie soorte Supernova's wat in die volgende kategorieë geklassifiseer kan word: -

(Hierdie lys is hier beskikbaar.)

Tik 1A supernovas

• Hulle spektra toon baie min waterstof en baie koolstof; hulle vertoon ook silikon, kalsium en elemente tot yster (as gevolg van samesmelting tydens die intense ontploffings).

• Sterrekundiges meen hierdie tipe supernova is die gevolg van 'n wit dwerg (die koolstof-suurstof-oorblyfsel van 'n eens ster soos die son) wat te veel materiaal versamel het om sy interne druk te weerstaan. Sodra sy massa 1,4 keer die van ons son bereik, stort die wit dwerg in duie, wat veroorsaak dat sy binnetemperatuur vinnig styg. Dan versmelt die koolstof en die hele ster ontplof as 'n koolstof-ontploffings-supernova. Die aanvanklike witdwerg kan materiaal versamel van 'n bedryfsrooi reusester of deur 'n ander wit dwerg te bots.

Tik 1B supernovas

• Hul spektra bevat baie min waterstof; hulle vertoon ook helium.

• Wetenskaplikes dink hierdie tipe supernova is die gevolg van die dood van 'n ster wat minstens 25 keer die massa van die son is. Die ster gooi laat in sy lewe materiaal uit sy gasvormige omhulsel (vandaar die gebrek aan waterstof in sy spektrum). Die ster implodeer dan, bons terug en ontplof.

Tik 1C supernovas

• Hul spektra bevat baie min waterstof of helium.

• Wetenskaplikes glo dat hierdie tipe soos 'n tipe 1B-supernova vorm; gesamentlik word hierdie voorwerpe 'gestroopte kern-ineenstorting-supernovas' genoem.

Tik 2 supernovas

• Hierdie tipe supernova het baie waterstof en helium in sy spektrum.

• Sterrekundiges dink hierdie tipe is die gevolg van die dood van 'n ster groter as agt keer ons son se massa. So 'n ster kan elemente tot yster smelt. Sy kern word dan opgewarm, inplof en weerkaats om te ontplof en swaar elemente in die ruimte uit te spoeg. Die enorme ontploffing laat 'n neutronster of 'n swart gat agter, afhangende van die massa van die aanvanklike ster. Tipe II-supernovas word "kernval-supernovas" genoem.

Hypernovae

(Ek het dit hier gevind)

SUPERLUMINOUS SUPERNOVA (Hypernova): 'n Sarsie wat 5 tot 50 keer meer energiek is as 'n supernova. 'N Hypernova kan al dan nie geassosieer word met 'n kragtige gammastraling.

So, wat is die vraag?

Ek het hierdie artikel van NASA gelees wat getoon het dat sommige wetenskaplikes ontdek het wat vermoedelik die oorblyfsels van Hypernovae is. Dit het my laat wonder hoe sterrekundiges onderskei tussen Supernova-oorblyfsels en Hypernova-oorblyfsels.

Vrae) -

  • Hoe weet u dat die oorblyfsels van die ontploffing van 'n ster van 'n Hypernova is?
  • Watter tegnieke en toerusting word daarvoor gebruik?
  • Wat is die belangrikste verskil tussen Supernovae en Hypernovae as dit waarneem?

Reste van supernova-ontploffing gevind in antieke magnetotaktiese bakterieë

(Phys.org) —Terug in 2004 ontdek Duitse wetenskaplikes spore van supernova-ejecta wat in die diepsee-ferromangaankors van die Stille Oseaan neergelê is. Hulle het die supernova-gebeurtenis gedateer op 2,8 miljoen jaar gelede (Mya), met behulp van ramings uit die verval van yster-60 radio-isotoop. Hulle kon ook die afstand van die supernova-gebeurtenis tot 10 parsec (pc) van ons son skat, gebaseer op die hoeveelheid neergeslaan yster-60. Op die 14de byeenkoms van die American Physical Society, 'n Kanadese wetenskaplike, Shawn Bishop, het hy spore gevind van yster-60 van supernova-oorsprong in die gefossileerde oorblyfsels van 'n algemene bakterie. Deur die sedimentkerne waarin die monsters gevind is, akkuraat te dateer, blyk dit dat Bishop die eerste biologiese handtekening van 'n antieke supernova-gebeurtenis ontdek het, en kan dit selfs aan 'n spesifieke ontploffende ster koppel.

Bishop het monsterkern uit strata met ongeveer 100 000 jaar uitmekaar geanaliseer met deposito's van 1,7 tot 3,3 Mya. Yster-60 is nie 'n produk van enige prosesse wat hier op aarde voorkom nie, en daarom kan aanvaar word dat dit vanaf 'n nie-aardse bron verkry word. Bishop kon al die yster-60 van biologiese oorsprong uithaal en met 'n massaspektrometer kwantifiseer. Die hoeveelhede wat gevind is, was klein, maar dit was genoeg om die monster betroubaar te dateer tot 'n periode van ongeveer 2,2 Mya. Ander navorsers, buite die projek, kon toe 'n moontlike kandidaatster voorstel wat dateer uit hierdie tydperk in die Scorpius-Centaurus-stervereniging, ongeveer 130 stuks (424 ligjaar) van die son af.

Iron-60 het 'n halfleeftyd van 2,6 miljoen jaar en is 'n ideale horlosie vir die datering van deposito's op hierdie tydskaal. Dit ondergaan beta-verval om kobalt-60 te vorm. 'N Waarskynlike bron vir die ysterkonsentrasies in die diepsee-kern kan magnetotaktiese bakterieë wees. Hierdie wesens bevat kristalle van magnetiet (Fe3O4) in die vorm van lang kettings binne gespesialiseerde organelle genaamd magnetosome. Hierdie organelle word gebruik om die aarde se magnetiese veld waar te neem en moontlik in reaksie daarop te navigeer. Magnetietbevattende bakterieë word vandag gewoonlik aangetref in oorgangsones waar suurstofryke waters aan anoksiese waters voldoen.

Hierdie ontdekkings skets 'n dramatiese toneel van supernova-ontploffings wat radioaktiewe puin op die antieke aarde laat reën. Hierdie afsettings word dan deur die water gefiltreer, waar dit ook opgeneem is in verskillende ystersulfiedreaksies, of mangaanknoppies wat vandag nog ontgin word. Baie mense onthou miskien Howard Hughes se Glomar Explorer-projek en die dramatiese CIA-pogings om die wrak van die Sowjet-K-129-kernduikboot op te spoor. Die ontginning van ysterryke mangaanknoppies was die maklike alibi wat die Glomar-ontdekkingsreisiger gebruik het toe hy na die geheime sub gesoek het. Die verkenning van die diep bande tussen die aarde en sy kosmiese bure sal ongetwyfeld 'n geweldige insig gee in gebeure hier en daarbuite.

Ongeveer 2,8 Myr voor die hede was ons planeet onder die puin van 'n supernova-ontploffing. Die landelike volmag vir hierdie gebeurtenis was die ontdekking van lewende atome van 60 Fe in 'n diepsee-ferromangaankors. Die handtekening vir hierdie supernova-gebeurtenis moet ook in magnetiet (Fe3O4) magnetofossiele wat geproduseer word deur magnetotaktiese bakterieë wat bestaan ​​tydens die interaksie tussen die aarde en supernova, mits die bakterieë by voorkeur yster opneem uit fynkorrelige ysteroksiede en ysterhidroksiede. Met behulp van empiries afgeleide mikrofossielkonsentrasies in 'n diepsee-boorkern lei ons 'n konserwatiewe skatting van die 60 Fe-fraksie af as 60 Fe / Fe = 3,6 × 10 −15. Hierdie waarde is gemaklik binne die sensitiwiteitsgrens van huidige versnellingsmassaspektrometrie (AMS). Hierdie toespraak sal die huidige status van ons 60Fe AMS-soektog in magnetofossiele uiteensit en (moontlik) ons aanvanklike resultate toon.


Supernova-simulasies onthul hoe sterreontploffings rommelwolke vorm

Figuur 1: 'n Supernova skep 'n wolk puin wat 'n afdruk van die ontploffing het. In hierdie visualisering van die simulasiedata is 'n kwart van die oorskot van die oorblyfsel verwyder om die stukkies materie binne te openbaar (kleure dui verskillende materiale aan). Krediet: weergegee van verw. 1 met toestemming van die AAS

Sterrekundiges is nou in 'n beter posisie om waarnemings van supernovareste te interpreteer danksy rekenaarsimulasies van RIKEN-astrofisici van hierdie rampspoedige gebeure.

Wanneer sekere soorte sterre sterf, gaan hulle in glorie uit - 'n ongelooflike kragtige ontploffing wat bekend staan ​​as 'n supernova. Een van die mees algemene vorme van supernova, tipe Ia, begin met 'n digte wit dwergster wat sy waterstofbrandstof verbrand het. Materie wat uit 'n metgeselle ster vloei, kan 'n wegspringende kernfusiereaksie in die dwerg aan die gang sit, wat 'n massiewe vlam veroorsaak wat baie van die swaarder elemente in die Heelal skep. Hierdie word na buite geslinger in 'n ligte wolk, bekend as 'n oorblyfsel, wat 'n afdruk dra van die ontploffing.

Gilles Ferrand van die RIKEN Astrophysical Big Bang Laboratory en kollegas in Japan en Duitsland het drie-dimensionele rekenaarsimulasies ontwikkel wat supernovas herskep. Hulle simulasies behels twee stappe: die eerste modelleer die supernova-ontploffing self, terwyl die tweede dit gebruik as die inset vir 'n model van die supernova-oorblyfsel. "Ons doel is om te ondersoek hoe verskillende ontploffingstoestande oorblyfsels met kenmerkende vorms en komposisies oplewer, soortgelyk aan dié wat ons in ons Melkweg waarneem," verduidelik Ferrand.

Die span se nuutste simulasies fokus op twee aspekte van supernovas: hoe die ontploffing in 'n wit dwerg ontvlam, en hoe verbranding deur die ster skeur. Ontsteking kan op enkele plekke in die wit dwerg begin, of dit kan op baie punte gelyktydig veroorsaak word. Intussen kan die verbranding 'n ontbranding wees - 'n onstuimige vuur wat stadiger beweeg as die plaaslike klanksnelheid - of dit kan ontbranding behels, gevolg deur supersoniese ontploffing.

Deur hierdie opsies op verskillende maniere saam te stel, het die navorsers vier modelle supernova-oorblyfsels vervaardig. "Elke model het sy kenmerkende eienskappe," sê Ferrand. Byvoorbeeld, 'n supernova met min ontbrandingspunte en 'n ontbrandingsontploffing het 'n oorblyfsel opgelewer met 'n simmetriese dop wat van die middel van die ontploffing verreken is. Daarenteen het 'n simulasie met min ontstekingspunte en 'n ontploffing 'n oorblyfsel opgelewer waarin die helfte van die buitenste dop dubbel so dik was as die ander helfte. Oorblyfsels van die ontbrandingsimulasies bevat ook onverwagte 'nate' van digter materiaal.

Hierdie resultate dui daarop dat die beste tyd om 'n supernova se afdruk op sy oorblyfsel te sien binne ongeveer 100–300 jaar na die ontploffing is. Hierdie afdruk is langer sigbaar in supernovas met minder ontstekingspunte, en al die oorblyfsels in die simulasies het binne 500 jaar bolvormig geword. Hierdie resultate sal sterrekundiges lei wanneer hulle waarnemings van supernova-oorblyfsels interpreteer.


Hoe weet u dat die oorblyfsels van die ontploffing van 'n ster van 'n Hypernova is? - Sterrekunde

Ek is nie seker of hierdie vraag direk verband hou met supernovas nie, maar kan u my vertel hoe lank die newels duur? Ek weet dat hulle gevorm word as 'n ster supernova word, maar sterf hulle of verdof hulle ooit?

Daar is baie verskillende soorte newels in die sterrekunde, waarvan niks eintlik veel met mekaar te doen het nie! Maar ek sal u vraag spesifiek beantwoord met betrekking tot newels wat afkomstig is van materiaal wat in 'n supernova uitgestoot word, wat dikwels 'supernova-oorblyfsels' (SNR) genoem word. 'N Bekende voorbeeld van 'n SNR is die Crab Nebula.

SNR verdwyn wel en word uiteindelik onsigbaar. Die tyd dat dit moet gebeur, is in die orde van tienduisende tot honderdduisend jaar. Die rede waarom SNR uiteindelik vervaag, is eenvoudig dat hulle slegs 'n eindige hoeveelheid energie-invoer by hul vorming het - hierdie energie kom van die materiaal wat deur die sentrale ster in die supernova-ontploffing uitgestoot is. As hierdie materiaal wegbeweeg van die middelpunt en bots met gas in die omgewing van die ster, sal dit van sy energie verloor as dit die gas opwarm. Die verhitte gas stel dan hierdie energie in die vorm van lig vry, en uiteindelik sal al die beskikbare energie vrygestel word en die SNR sal nie meer skyn nie.

Ons kan skat hoe lank 'n SNR sal skyn as ons die temperatuur meet van die gas wat deur die skokgolf vanaf die sentrale bron verhit word. As ons die temperatuur ken en die hoeveelheid gas wat daar is, kan skat, kan ons die tempo bereken waarteen die gas energie uitstraal, sowel as die totale hoeveelheid energie wat daarvoor beskikbaar is om uit te straal. Ons kan dus skat hoe lank dit sal skyn vir.

'N Ander effek om in gedagte te hou, is dat as die skokgolf van die ontploffing verder van die middelpunt van die SNR af beweeg, dit baie van die omliggende gas sal opvee. Sommige van die energie van die skokgolf gaan in die versnelling van die 'nuwe' materiaal wat opgesweep word, sodat die spoed van die skok oor die algemeen moet daal. Dit beteken dat die skokgolf uiteindelik, ver weg van die middelpunt van die SNR, nie so vinnig sal beweeg nie en dus nie die nuwe gas wat dit te veel raak, sal verhit nie, en die SNR nie so helder sal wees nie.

Vir meer bespreking van die fases van uitbreiding in 'n SNR, kyk na hierdie bladsy uit Imagine the Universe.

'N Laaste komplikasie by die bogenoemde bespreking wat die moeite werd is om op te wys, is die uitwerking wat die oorblyfsel van die kern van die ontplofte ster, in die middel van die SNR, op die SNR-uitstoot as geheel kan hê. As die supernova-ontploffing byvoorbeeld 'n vinnig roterende, gemagnetiseerde neutronster (d.i. 'n pulsar) agtergelaat het, kan die pulsar voortgaan om energie tot die SNR by te dra lank nadat die supernova-ontploffing plaasgevind het. Sterrekundiges dink dat hierdie proses tans in die krapnevel plaasvind.

Hierdie bladsy is laas op 18 Julie 2015 opgedateer.

Oor die skrywer

Dave Rothstein

Dave is 'n voormalige nagraadse student en na-doktorale navorser aan Cornell, wat infrarooi- en X-straal-waarnemings en teoretiese rekenaarmodelle gebruik het om swart gate in ons Melkweg te bestudeer. Hy het ook die grootste deel van die ontwikkeling vir die voormalige weergawe van die webwerf gedoen.


NASA Blueshift

Ek kry baie inspirasie vir blog-onderwerpe uit vrae wat ek per e-pos kry. Dikwels het hulle nie maklike of reguit antwoorde nie (sien hierdie vraag oor hoeveel sterre daar in die Melkweg is). Ek is onlangs gevra hoe ons op 'n ouderdom van 8000 jaar vir die Veil Nebula aangekom het. As ons nie eintlik die ster se ontploffing aanskou nie (soos ons byvoorbeeld met SN1987A gedoen het), hoe weet ons hoe lank gelede dit gebeur het? Ek het gedink dat die antwoord op die ou end redelik interessant was, want dit is 'n uitstekende voorbeeld van hoe dit werk as ons gereedskap verbeter en beter gereedskap gelyk is aan meer verfynde antwoorde. En soms verander die antwoorde radikaal namate ons begrip verbeter.

Die Sluiernevel. Krediet: T. A. Rektor / Universiteit van Alaska Anchorage en WIYN / NOAO / AURA / NSF Lees meer.

Maar laat ons 'n bietjie rugsteun en gesels oor hoe ons die ouderdom van iets soos die Veil Nebula bereken. Daar bestaan ​​inderdaad verskillende soorte newels. Die sluier is die tipe wat die gevolg is van 'n massiewe ster wat sy lewe in 'n groot ontploffing beëindig. Die oorblywende dop van stof en gas is wat ons 'n supernova-oorblyfsel (SNR) noem. En dit is wat die sluier is. Eintlik is dit die sigbare liggedeelte van wat bekend staan ​​as die Cygnus-lus.

Onlangse GALEX-beeld van die Cygnus-lus in ultravioletlig, met etikette wat bygevoeg is om bekende kenmerke aan te dui: Die Westerse sluier (NGC 6960) Die Oostelike sluier (NGC 6992, NGC 6995, IC 1340) NGC 6974 en NGC 6979 langs die noordelike rand Pickering & # 8217s Triangle The Southestern Knot, 'n prominente X-straal-funksie. Oorspronklike beeldkrediet: NASA / JPL-Caltech

Die ouderdom, die uitbreidingskoers van 'n SNR en die grootte daarvan hou wiskundig verband. As u twee van hierdie dinge weet, kan u die derde uitvind.

In die geval van die sluier, wil ons die ouderdom daarvan weet. Die ouderdom daarvan is gelyk aan die afstand wat die newel uitgebrei het gedeel deur die tempo waarmee dit uitbrei.

Een manier waarop ons kan uitvind die tempo waarteen dit uitbrei, is deur die newel mettertyd waar te neem en te sien hoeveel dit gedurende die hoeveelheid tyd uitgebrei het. Dit is natuurlik nie altyd maklik om te doen nie. Die Crab Nebula word dikwels as voorbeeld gesien as studente leer hoe om hierdie berekening te doen. (Hierdie bladsy op kollegevlak gaan deur die oefening, asook hierdie middel- / hoërskool-pdf.) Dit is omdat die krap goed bestudeer is, en daar is baie beelde en waarnemings daarvan, veral daar is beelde daaruit vanaf 1956 en 1999 en dit het sedertdien merkbaar uitgebrei.

Om die grootte van die SNR te meet, moet u weet hoe ver dit is. As u die afstand van die aarde weet, kan u die trigonometrie gebruik om die radius daarvan te bereken. (Hier is 'n pdf wat deur die berekening gaan.) Let daarop dat die omgekeerde berekening ook gedoen kan word. In die voorgenoemde geval van SN1987A, het ons dit sien gebeur, geweet hoeveel dit sedert die aanvanklike ontploffing uitgebrei het, en die grootte daarvan kon meet & # 8211 met een of ander trig, kon ons die afstand daaruit aflei!

Maar terug na die geval van die Veil Nebula. Ons het sy afstand van die aarde af voorheen op ongeveer 2500 ligjaar geskat. Maar onlangse waarnemings van die Hubble- en FUSE-missies het ons 'n akkurater afstandmeting gegee. Nou skat ons die afstand vanaf ons as ongeveer 1500 ligjare. Dit stel ons berekening van die afstand wat dit uitgebrei het, op 'n laer aantal (90 ligjare in plaas van 150), en laat die geskatte ouderdom van die newel dus daal van 20 000 jaar tot tussen 5000 en 8000 jaar oud!

En dit is dus hoe die vermoë om meer gevorderde instrumente te maak om die kosmos te ondersoek, 'n groot verskil in ons begrip daarvan kan maak!

September 2015 beeld van die Sluiernevel. Krediet: NASA, ESA en Z. Levay (STScI / AURA)


Wanneer kom Hypernovae voor?

Wanneer 'n ster soos ons eie, die Son sterf, sal dit in 'n Supernova-ontploffing ontplof en 'n wit dwerg in sy plek skep. As 'n groter ster sterf, praat ons baie keer groter, nie in die volgorde van twee keer die grootte nie, maar die ster sal hypernova word. Een van die verskille tussen die twee is dat die White Dwarf Star vernietig sal word tydens die Hypernova-ontploffing.

Hypernovae kom baie skaars voor in die heelal, en u moet gelukkig wees om een ​​te vang. Ons het 'n paar oorblyfsels van Hypernova-ontploffings ontdek, maar dit is nie so algemeen soos Supernova-ontploffings nie.

Die hoeveelheid energie wat tydens 'n Hypernova-ontploffing vrygestel word, kan meer wees as al die energie wat die son gedurende sy leeftyd geproduseer het. Die energie wat die son produseer is nie 'n klein hoeveelheid nie.


Hoe warm is atome in die skokgolf van 'n ontploffende ster?

'N Nuwe metode om die temperatuur van atome tydens die plofbare dood van 'n ster te meet, sal wetenskaplikes help om die skokgolf te verstaan ​​wat as gevolg van hierdie supernova-ontploffing plaasvind. 'N Internasionale span navorsers, waaronder 'n wetenskaplike van Penn State, het waarnemings van 'n nabygeleë supernova-oorblyfsel - die struktuur wat oorbly na die ontploffing van 'n ster - gekombineer met simulasies om die temperatuur van stadig bewegende gasatome rondom die ster te meet. verhit deur die materiaal wat deur die ontploffing na buite gedryf word.

Die navorsingspan het langtermynwaarnemings van die nabygeleë supernova-oorblyfsel SN1987A met behulp van die Chandra X-straalsterrewag van NASA ontleed en 'n model geskep wat die supernova beskryf. Die span het bevestig dat die temperatuur van selfs die swaarste atome - wat nog nie ondersoek is nie - verband hou met hul atoomgewig, beantwoord 'n langdurige vraag oor skokgolwe en verskaf belangrike inligting oor hul fisiese prosesse. 'N Referaat wat die resultate beskryf, verskyn op 21 Januarie 2019 in die tydskrif Nature Astronomy.

"Supernova-ontploffings en hul oorblyfsels bied kosmiese laboratoriums wat ons in staat stel om fisika te ondersoek in uiterste toestande wat nie op die aarde gedupliseer kan word nie," het David Burrows, professor in sterrekunde en astrofisika aan Penn State, en 'n skrywer van die artikel gesê. "Moderne astronomiese teleskope en instrumente, beide op die grond en in die ruimte, het ons in staat gestel om gedetailleerde studies van supernova-oorblyfsels in ons sterrestelsel en nabygeleë sterrestelsels uit te voer. Ons het gereelde waarnemings van supernova-oorblyfsels SN1987A uitgevoer met behulp van Chandra X-ray Observatory van NASA die beste X-straalteleskoop in die wêreld, sedert Chandra in 1999 van stapel gestuur is, en simulasies gebruik het om vrae oor skokgolwe te beantwoord. '

Die plofbare dood van 'n massiewe ster soos SN1987A dryf materiaal na buite met snelhede van tot een tiende van die ligspoed, wat die skokgolwe in die omliggende interstellêre gas stoot. Navorsers is veral geïnteresseerd in die skokfront, die skielike oorgang tussen die supersoniese ontploffing en die relatief stadig bewegende gas rondom die ster. Die skokfront verhit hierdie koel, stadig bewegende gas tot miljoene grade - temperature hoog genoeg sodat die gas X-strale kan opspoor van die aarde.

"Die oorgang is soortgelyk aan een wat in 'n kombuis waargeneem word wanneer 'n vinnige stroom water die wasbak tref en glad na buite vloei totdat dit skielik in hoogte spring en onstuimig word," het Burrows gesê. "Skokfronte is breedvoerig bestudeer in die aarde se atmosfeer, waar dit oor 'n uiters smal gebied voorkom. Maar in die ruimte is skokoorgange geleidelik en beïnvloed dit moontlik nie alle atome van alle elemente nie."

Die navorsingspan, onder leiding van Marco Miceli en Salvatore Orlando van die Universiteit van Palermo, Italië, het die temperatuur van verskillende elemente agter die skokfront gemeet, wat die fisika van die skokproses beter sal verstaan. Daar word verwag dat hierdie temperature eweredig is aan die atoomgewig van die elemente, maar die temperatuur is moeilik om akkuraat te meet. Vorige studies het gelei tot teenstrydige resultate rakende hierdie verwantskap, en kon nie swaar elemente met 'n hoë atoomgewig insluit nie. Die navorsingspan het hulle tot supernova SN1987A gewend om hierdie dilemma aan te spreek.

Supernova SN1987A, wat in die nabygeleë konstellasie genaamd die Groot Magellaanwolk geleë is, was die eerste supernova wat met die blote oog sigbaar was sedert Kepler se Supernova in 1604. Dit is ook die eerste wat in detail bestudeer is met moderne astronomiese instrumente. Die lig van die ontploffing bereik die eerste keer die aarde op 23 Februarie 1987 en sedertdien word dit op alle golflengtes van die lig waargeneem, van radiogolwe tot X-strale en gammagolwe. Die navorsingspan het hierdie waarnemings gebruik om 'n model te bou wat die supernova beskryf.

Modelle van SN1987A het gewoonlik op enkele waarnemings gefokus, maar in hierdie studie het die navorsers driedimensionele numeriese simulasies gebruik om die evolusie van die supernova in te neem, vanaf die aanvang tot die huidige ouderdom. 'N Vergelyking van die X-straalwaarnemings en die model het die navorsers in staat gestel om atoomtemperature van verskillende elemente met 'n wye reeks atoomgewigte akkuraat te meet, en om die verband te bevestig wat die temperatuur voorspel wat elke atoom in die interstellêre gas bereik het.

"Ons kan nou die temperatuur van elemente so swaar soos silikon en yster akkuraat meet, en het getoon dat dit wel die verband volg dat die temperatuur van elke element eweredig is aan die atoomgewig van die element," het Burrows gesê. "Hierdie resultaat besleg 'n belangrike saak in die begrip van astrofisiese skokgolwe en verbeter ons begrip van die skokproses."


Hoe vind u dit wanneer 'n supernova gewaai het? Draai die horlosie agteruit.

Ongeveer 200 000 jaar gelede het 'n massiewe ster in 'n nabygeleë sterrestelsel na die Melkweg ontplof. Die ontploffing brei sedertdien uit in die ruimte deur al hoe meer ton puin na buite met hoë snelheid uit te waai. Vandag lyk dit soos 'n warrel van cirruswolke, en die groot snelheid word amper tot bewegingloosheid op afstand verminder.

Maar die werklike uitbreiding is meetbaar, en deur gebruik te maak van 'n slim tegniek wat die horlosie daarop agteruit laat draai, het sterrekundiges vasgestel wanneer die lig van die ontploffing die aarde die eerste keer bereik het: 1746 jaar gelede, gee of neem 175 *.

'N Wye gesigsveld Hubble-beeld van die supernova-oorblyfsel 1E 0102.2-7219 (onder die middel, blou) toon dat dit net 'n paar dosyn ligjare lê vanaf die reusagtige stervormende newel N76 in die Klein Magellaanwolk, 'n metgeselstelsel tot by die Melk Manier. Krediet: NASA, ESA en die Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

Die puinwolk word 1E 0102.2-7219 genoem en is geleë in die Klein Magellaanse Wolk, 'n dwergstelsel wat om die Melkweg wentel. Die ontleding van die puin dui aan dat dit veroorsaak is toe 'n ster 25 - 50 keer die massa van die son die einde van sy lewe bereik het, in 'n kolossale supernova ontplof.

Die puin vlieg weg die ruimte in en brei weg vanaf die punt van die ontploffing, waarvan sommige meer as 2000 kilometer per sekonde beweeg. Alhoewel dit so verskriklik ver is, is waarnemings van die supernova-oorblyfsel (soos die puinwolk genoem word) wat 'n paar jaar uitmekaar geneem word, kan die fisiese beweging van sommige individuele materiaalknope toon. Dit is makliker om in nadere supernovas te sien, soos byvoorbeeld in die krapnevel.

En dit is net wat sterrekundige gedoen het vir 1E 0102.2-7219. Met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop het 'n span sterrekundiges die posisies van 22 klompe materiaal in die oorblyfsel noukeurig gemeet in waarnemings wat in 2003 en 2013 geneem is, en opgemerk hul beweging na buite vanaf die middel van die ontploffing. Sodra die getalle in die hande is, is dit moontlik om dit om te draai en te bereken wanneer hulle almal in die middel bymekaargekom het - met ander woorde, hoe lank dit is sedert die supernova-gebeurtenis. Dit is hoe hulle die ouderdom van 1746 jaar gekry het.

Hubble-waarnemings van enkele knope puin wat uitbrei vanaf die uitbreidingsentrum van die supernova (CoE, wat buite die raam is links onder), toon die posisies in 2003 (links, groen sirkels) teenoor 10 jaar later in 2013 (regs) , blou sirkels). Die beweging weg van die CoE is effens maar voor die hand liggend. Krediet: Banovetz et al.

Dit blyk - natuurlik! - dit is eintlik 'n bietjie ingewikkelder as dit. Vir die eerste keer dat ouderdom 'n boonste grens is, kan die ontploffing onlangs 'n bietjie plaasgevind het. Dit is omdat ruimte nie heeltemal leeg is nie. Daar is gas daar tussen die sterre, en die knope wat na buite beweeg, moet daarteen druk. Dit vertraag hulle, dus as u hul snelheid meet soos u dit sien nou hulle beweeg miskien nie so vinnig soos in die verlede nie. Die snelheid wat u in die wiskunde plaas, is te laag en u het 'n hoër ouderdom as die regte, want u dink dat dit langer geneem het om te kom waar hulle is as wat dit regtig was.

Dit help ook om net knope te gebruik wat die vinnigste beweeg. Diegene wat stadiger beweeg, het nie soveel beweeg nie, en die verandering in posisies tussen waarnemings is kleiner en moeiliker om te meet. Diegene wat stadiger beweeg, kan ook teen meer materiaal stoot, sodat hul snelhede die berekening in elk geval deurmekaar sal maak. Van die meer as 90 knope wat in die beelde gevind is, het die span slegs die vinnigste 22 gebruik om die ouderdom te kry om die probleem te vermy.

Die supernova-oorblyfsel 1E 0102.2-7219, gesien deur die Hubble-ruimteteleskoop. Noukeurige metings van die uitbreidende puin oor tyd het aangedui dat die ster 1738 (± 175) jaar gelede opgeblaas het. Gas wat blou gekleur is, beweeg in die rigting van die aarde, en gas wat rooi gekleur is, beweeg weg. Krediet: NASA / ESA / STScI / J. Banovetz en D. Milisavljevic (Purdue Universiteit)

Ander sterrekundiges het verskillende metodes gebruik om die ouderdom van die oorblyfsel te probeer bereik, maar die verskillende metodes lewer nie so 'n presiese meting op nie. Een voordeel van die nuwe waarnemings is dat dit nie net gebaseer is op waarnemings met dieselfde teleskoop (Hubble) nie, maar ook op dieselfde kamera. Dit gee die sterrekundiges 'n mooi stabiele platform wat beter data gee. In werklikheid het die span wat die waarnemings hier gerapporteer het, probeer om ouer Hubble-data te gebruik om 'n langer basislyn te kry, maar dit is met 'n ander kamera gedoen en het onsekerhede ingebring wat hul berekeninge vererger! Daarom het hulle die idee laat vaar en by die enkele kamera-waarnemings gehou.

Hulle kon ook die plek in die lug waarin die supernova gebeur het, spyker. Dit is belangrik omdat 'n massiewe sterontploffing soos hierdie 'n digte neutronster of selfs 'n swart gat kan agterlaat, en as dit gevind kan word, help dit sterrekundiges om die ster self beter te verstaan. Soos dit daar gebeur is 'n X-straalbron wat nie te ver van die plek van die ontploffing geleë is nie, en beide neutronsterre en swart gate kan X-strale uitstraal. Dit is egter ver genoeg weg van die sentrum (ten minste ongeveer 'n ligjaar) dat hulle vermoed dat dit eintlik 'n knoop gas in die vuilwolk self is en nie die kompakte voorwerp wat deur die ontploffing agtergelaat is nie. As daar iets agtergelaat is, is dit onduidelik wat dit is.

Uitbreiding van die krapnevel, 'n supernova-oorblyfsel van 6 000 ligjare weg, wat oor 'n dekade gesien is met behulp van beelde deur die amateur-sterrekundige Detlef Hartmann.

Dit laat alles die vraag ontstaan, het iemand hierdie gebeurtenis weer gesien in o, 275 n.C. of so? Die koerant noem dit nie. Die supernova was in die uiterste suidelike deel van die lug (-72 ° hemelse breedtegraad), en sou dus sigbaar gewees het vir mense wat destyds in Australië, Suid-Amerika en Suid-Afrika gewoon het. Dit sou egter flou gewees het, so dit is moontlik dat dit ongesiens verbygegaan het. Dit kan moeilik wees om rekords daarvan te vind.

Dit is nogtans redelik cool en baie nuttig. Om die ouderdom van 'n supernova te verstaan, is van kritieke belang om die dinamika daarvan te verstaan: hoe die puin oor tyd beweeg, hoe dit verander, hoe dit interaksie het met materiaal rondom dit, en nog baie meer. Die sterrekundiges hoop om 'n ander stel waarnemings met dieselfde kamera te kry, om die onsekerhede verder te verlig en moontlik te help om te vind wat in die sentrum oorbly. As dit gevind kan word, sal dit hierdie metings baie help.

Ek het sulke metings gedoen, en dit kan baie moeilik wees, belaai met subtiele probleme. Dit is 'n indrukwekkende stuk werk, en na verloop van tyd verwag ek dat ons meer daarvan sal sien met ons eerbiedwaardige vloot wentelende teleskope wat ons so 'n lang tydlyn tussen waarnemings bied.


Supernova-oorblyfsels verklap hoe die ster ontplof het

Op 'n baie vroeë ouderdom leer kinders hoe om voorwerpe volgens hul vorm te klassifiseer. Nuut dui daarop dat die bestudering van die vorm van die nasleep van supernovas moontlik is dat sterrekundiges dieselfde kan doen.

'N Nuwe studie van beelde van die NASA se Chandra X-ray Observatory oor supernovareste - die puin van ontplofte sterre - toon dat die simmetrie van die oorblyfsels, of die gebrek daaraan, onthul hoe die ster ontplof het. Dit is 'n belangrike ontdekking omdat dit toon dat die oorblyfsels inligting behou oor hoe die ster ontplof het, al is daar honderde of duisende jare verby.

"Dit is amper asof die supernovareste 'n 'geheue' het van die oorspronklike ontploffing," het Laura Lopez van die Universiteit van Kalifornië in Santa Cruz, wat die studie gelei het, gesê. "Dit is die eerste keer dat iemand die vorm van hierdie oorblyfsels stelselmatig op X-strale vergelyk."

Sterrekundiges sorteer supernovas in verskillende kategorieë, of 'soorte', gebaseer op eienskappe wat dae na die ontploffing waargeneem is en wat baie verskillende fisiese meganismes weerspieël wat die sterre laat ontplof. Aangesien waargenome oorblyfsels van supernovas oorbly van ontploffings wat lank gelede plaasgevind het, is ander metodes nodig om die oorspronklike supernovas akkuraat te klassifiseer.

Lopez en kollegas het gefokus op die relatief jong supernova-oorblyfsels wat sterk X-straal-emissie van silikon vertoon wat deur die ontploffing uitgestoot is om die gevolge van interstellêre materie rondom die ontploffing uit te skakel. Hul analise het getoon dat die röntgenfoto's van die uitwerpsel gebruik kan word om die manier waarop die ster ontplof het, te identifiseer. Die span het 17 supernova-oorblyfsels in die Melkwegstelsel en 'n naburige sterrestelsel, die Groot Magellaanwolk, bestudeer.

Vir elk van hierdie oorblyfsels is daar onafhanklike inligting oor die betrokke supernova, gebaseer nie op die vorm van die oorblyfsel nie, maar byvoorbeeld op die elemente wat daarin waargeneem word. The researchers found that one type of supernova explosion -- the so-called Type Ia -- left behind relatively symmetric, circular remnants. This type of supernova is thought to be caused by a thermonuclear explosion of a white dwarf, and is often used by astronomers as "standard candles" for measuring cosmic distances.

On the other hand, the remnants tied to the "core-collapse" supernova explosions were distinctly more asymmetric. This type of supernova occurs when a very massive, young star collapses onto itself and then explodes.

"If we can link supernova remnants with the type of explosion," said co-author Enrico Ramirez-Ruiz, also of University of California, Santa Cruz, "then we can use that information in theoretical models to really help us nail down the details of how the supernovas went off."

Models of core-collapse supernovas must include a way to reproduce the asymmetries measured in this work and models of Type Ia supernovas must produce the symmetric, circular remnants that have been observed.

Out of the 17 supernova remnants sampled, ten were classified as the core-collapse variety, while the remaining seven of them were classified as Type Ia. One of these, a remnant known as SNR 0548-70.4, was a bit of an "oddball." This one was considered a Type Ia based on its chemical abundances, but Lopez finds it has the asymmetry of a core-collapse remnant.

"We do have one mysterious object, but we think that is probably a Type Ia with an unusual orientation to our line of sight," said Lopez. "But we'll definitely be looking at that one again."

While the supernova remnants in the Lopez sample were taken from the Milky Way and its close neighbor, it is possible this technique could be extended to remnants at even greater distances. For example, large, bright supernova remnants in the galaxy M33 could be included in future studies to determine the types of supernova that generated them.

The paper describing these results appeared in the November 20 issue of The Astrophysical Journal Letters.

Story Source:

Materials provided by Chandra X-ray Center. Note: Content may be edited for style and length.


Supernova remnants and the age of the Universe

My recent post “A biblical creationist cosmogony” describes a cosmogony involving Lisle’s ASC (Anisotropic Synchrony Convention) model in a static universe with some added features. However the question has been asked whether it allows for sufficient time in terms of process in the cosmos to account for things like the formation of supernova remnants (SNR)?

The reason for this question is that because the ASC model and associated cosmogony essentially is saying the Universe is only about 6000 years old, it follows that no structures (stars, galaxies, quasars, SNRs etc) can have an age greater than this 6000 years. But aren’t galaxies billions of years old? Is there any evidence of expanding clouds from supernovae that are much older than 6000 years? There really are two categories to study here. One is apparent age and the other actual age. Our sun for example was created on Day 4 about 6000 years ago, therefore it cannot be the 4.7-billion-year-old star as we have been told.

Since God clearly told us in Scripture that he created the sun on that particular day, we know how old it is. The assumed uniformitarian age is based on man’s belief, which excludes a supernatural creation. Therefore the billions of years are not by some direct measurement but by imposition of a belief system. The same goes for all stars and galaxies as well.

Figure 1: Hubble Space Telescope photograph (2005)

But there are processes in the cosmos which result from observed causes. For example the Crab nebula resulted from an exploding star. History notes that Chinese astronomers in 1054 A.D. observed the explosion. John Bevis, an English doctor, is credited with its discovery in 1731. The nebula is formed by an expanding shell of gas and dust, debris blown out by an expanding shock wave. Over time the rate of expansion of the shell can be measured from Earth. Using that rate and knowing the size of the shell one can put an upper limit on the age of the structure. Usually also a neutron star is formed at the centre from the progenitor star. That is evidence that a star did indeed explode.

If one then discovered such a structure that was 1 million years old, and it had an identifiable neutron star at its centre then that would disprove this ASC creationist model, wouldn’t it? Yes, it would. Now there is still a problem of the age of these structures, which I address below, but we are talking about a real universe here that is not deceptive. So you could not answer that criticism by saying that God created the cosmos ‘mature’ in the sense there were apparently million-year-old SNRs peppered around out there. That is to say, that those SNRs never came from any real supernovae but were just created in place. It is akin to God creating fossils in place in the sedimentary rocks, fossils that never represented real creatures. It would be deceptive and God is not deceptive.

Process age

Though I have previously written on this let’s consider, for example, the SNR in Cassiopeia-A. See Fig. 2. I believe this is the youngest known supernova remnant in the Galaxy, located about 11,000 light years from Earth. The remnant is about 300 years old, as determined by calculation based on its observed angular expansion rate. That means the light from the explosion first was observed 300 years ago. The structure is about 10 light years in diameter. If you look near the center you can just see a small green point of light, that is the remains of a star that exploded creating this beautiful image.

That original star is believed to have been about 20 solar masses (to have a mass 20 times that of our sun). The remains, which we see, is believed to be a very rare and mysterious category of a neutron star called a Magnetar.

The distance then from the central progenitor to the edge of the cloud is about 5 light-years. Depending on how fast the expanding shock wave pushed the gas and dust outwards gives you an estimate of a ‘process age’. For this case, with a uniformitarian assumption of an average speed of expansion, so that the cloud expands 5 light-years in 300 years, it means an expansion rate of 1.7% of the speed of light, c. That is not unreasonable estimate, which is about 5100 km/s average speed over the lifetime of the cloud. But remember its age was determined by measuring this expansion rate and extrapolating backwards in time. So this is about as close to a direct observation you will get and so soon after it exploded. The data hence should be reliable.

In this case we would say the ‘process age’ of the cloud is 300 years. That means from the time the star was observed to have exploded (or could have been observed) until now is 300 years. Astronomers would simply say it is the age of the SNR. Such structures as this one fit easily into the Lisle ASC model described in the above mentioned paper. But what about one of the ‘oldest’ SNR in the Galaxy, GSH 138-01-94, found in the outermost regions of the Galactic disk? See Fig. 3. So we’ll compare the ‘youngest’ to the ‘oldest’.

This SNR is claimed to be 3 million years old based on the expanding cloud. 1 The solid circle indicates the position now of the SNR shell. The arrow indicates the source of the material, the central progenitor’s location, from which the material has expanded.

Figure 3: SNR shell GSH 138-01-94 The image shows the shell of atomic hydrogen, radio continuum sources, a molecular cloud, and infrared emission from interstellar dust. Credit: http://www.ras.ucalgary.ca/

Table 1 is reproduced from Stil and Irwin (2001) 2 indicating that the SNR is 16.6 kpc (or 54,000 light-years) distant from Earth. It has a mass of 200,000 solar masses, a radius of 180 pc (or 587 light-years). When this paper was published in 2001 the SNR was claimed to be the largest and the oldest supernova remnant known. In that paper its age was estimated to be 4.3 million years based on the expansion rate of the shock wave and simulations of the expanding cloud. In 2008 Kobayashi et al. 1 estimated its age to be 3.0 million years. This is the alleged process age for the SNR.

How can a 3-million-year-old structure be accommodated into a cosmology that requires all such process ages to be less than about 6,000 years? That is what is required in the creationist ASC model I have used.

From Table 1 the measured expansion rate of the SNR shell is now (i.e. when observed) about 11.8 km/s. That is much lower than the average I estimated for the Cassiopeia-A SNR shown in Fig. 2. About 500 times lower, in fact. The kinetic energy of the expansion of the larger SNR shell (Fig. 3) was much more than the former, but the mass is 10,000 times larger in the latter. The ages of these structures are highly dependent on the modelling used.

The modelling is necessary because only the currently observed expansion rates are available. The unobserved rates back in time closer to the initial explosion are not available to us today. But one can expect a much higher rate initially than later. So the age measure of these SNR is totally dependent on uniformitarian assumptions, just like with any age determination of Earth rocks. Even in this case the age of the SNR GSH 138-01-94 changed from 4.3 million to 3.0 million years from 2001 to 2008. Probably because of more data and a change in the model.

Just a back-of-the-envelope estimate: if the shock wave expanded at 10% c, which is nearly 6 times the 1.7% c average for the Cassiopeia-A SNR, then the cloud could have expanded to its current radius in 6000 years. Of course it would have been non-linear and slowed in the latter stages due to the much larger mass. These estimates are not unreasonable compared to the Cassiopeia-A SNR.

Based on numerical modelling for masses up 60 solar masses ejecta speeds of 30,000 km/s dropping to 10,000 km/s are expected. 3 So an estimate for a 200,000 solar mass SNR could conceivably have had a speed of 10% c (which is 30,000 km/s) averaged over the lifetime of the expansion.

I would conclude therefore that a 1200-light-year structure (i.e. in diameter) is consistent with a supermassive star going supernova very shortly after its creation on Day 4 of Creation week about 6000 years ago.

Are there any structures that are provably from a supernova and at least 10 times greater than this? That would mean they would need a process age of 60,000 years assuming an expansion rate of 10% c. But up to that can still be accommodated by the ASC model with very rapid processes during Creation Week when the expansion rate of the cloud was closer to the speed of light than at 10% c as required in GSH 138-01-94. Supermassive stars could go supernova very soon after their creation. Therefore the ASC model can accommodate significantly more process aging than an apparent 6,000 years but it would be limited to about 60,000 years for a structure about 6000 light-years in radius. That limit is set by the speed of light, c, which limits the speed of the expanding material. In reality the real process age is only 6000 years, only that the prior estimate assumed too low an expansion rate. Clearly for a structure bearing a neutron star at its centre, that is evidently a SNR, with a size much greater than 6000 light-year radius would be a problem for the ASC model. But where are they?

Measurement of time

The ASC model that I described in the above mentioned paper uses a timing convention to record when events occur. That is, events happen when one sees them happen. No delayed time due to a finite speed of light, c, is allowed for. All light initially from the cosmos must arrive at the Earth no sooner that the 4th day of Creation week about 6000 years ago. The stars and galaxies that emit the light that arrived at the Earth had to have been created at distances such that light travelling at the speed of light c arrived for the first time on Day 4 under the ESC. Under the ASC the instant the stars were created the light arrived at the Earth. There is no time lag.

Figure 4: The expansion of the SNR from SN 1987A at visible (HST), X-ray (Chandra) and radio (ATCA) wavebands. (There is no 1996 Chandra image as it had not been launched then). Credit: R. McCray (University of Colorado), D. Burrows and S. Park (Pennsylvania State University), and R. Manchester (Australia Telescope National Facility)

In 1987, only 28 years ago, the supernova labelled SN1987A occurred in the Large Magellanic Cloud. It was observed via the Hubble Space Telescope (HST) in Earth orbit. That explosion resulted in the SNR shown in Fig. 4. Here it is shown imaged between 1996 and 2003 at different wavelengths, optical, X-rays, and radio frequencies (left to right respectively). Over this period it is apparent the debris cloud has grown in size, and changed structure at different wavelengths. Though, it has not been imaged from its initial explosion in 1987. The star which exploded is at a distance d = 170,000 light-years.

When did the star go supernova? Was it in 1987 or 1987 minus 170,000 years to allow for the 170,000-year-travel time of the light to reach Earth (assuming constant speed c)? The answer is both are correct. It depends on your timing or synchrony convention. Under the ASC events are recorded as happening when they are observed. So we would say in 1987 A.D. But under the ESC we would say about 168,000 B.C..

This situation I have tried to illustrate graphically (for those so inclined) in Fig. 5. Under ASC t0 = 1987 A.D.is the moment when the supernova happened, when it was observed (phenomenological language). We could also say for that to happen the inbound speed of light (one way) is infinite. Hence there is no time delay between the emission of the light and its reception on Earth. There is no light-travel-time problem.

Now t1 = 1987 is the moment the event was first observed under the ESC after the light travelling at constant speed c for the time period d/c arrives at the Earth. Under ESC t0 = 168,000 B.C. which is the moment when the supernova occurred, which must be calculated from t1 – d/c. That assumes the two-way constant finite speed c for light. Yet, under the ASC we can also speak of phenomenological language. It knows nothing about the travel time of the light and only records the happening of the events when we observe them.

Then years later in 2015 the SNR is observed at t0+Δt under the assumption of ASC. We can say the time that has elapsed is Δt, which for SN1987A Δt = 28 years. Only the time period Δt has elapsed and for the creationist model discussed here Δt must be less than

6000 years. The distance to the source d does not matter it has no bearing on the age of the structures. 4 Under the ESC the SNR is observed at t2 = 2015, which still records the same period of elapsed time Δt, provided that the distance to the remnant has not changed. The difference t2 – t1 = Δt = 28 years, in this example.

So let’s be really clear under ESC the initial observation was in 1987 but it is assumed the light travelled for 170,000 years after the initial explosion of the star. That light left the SNR 170,000 + 28 years ago. Then 28 years later we observed it again and the debris cloud (Fig. 4) has expanded to what we observe today. That light left the SNR 170,000 years ago. So for observations of the expanding debris cloud the travel time of the light to Earth (d/c) is not relevant.

The only relevance d/c has is to the question of the origin of the universe. Is a date of 168,000 B.C. possible? In the ASC model all time stamping begins with the arrival of the light on Earth. For SN1987A that was in 1987 so the travel time is not a problem to the model per se.

Figure 5: Graphical representation of when a supernova and its remnant are observed at Earth

The days of Genesis can be time-stamped just the same way as the observation of the supernova here using the ASC. The 6-day Creation is preserved as 6 ordinary 24-hour days. No long periods are forced on the model. The meaning of Exodus 20:11 preserves also 6 ordinary days. The events of Creation are time-stamped from an Earth-observer perspective.

Just like the example of SN1987A the notion of travelling for a long time prior to arriving at the Earth is not relevant. What is relevant is the growth of structure in the cosmos if such could be demonstrated to have taken more time than

So in this biblical creationist model no structure in the cosmos can have a real demonstrable age greater than about 6000 years. But to my knowledge there are no such structures. The ‘oldest’ SNR with an apparent age of 3 million years can easily fit within this requirement by assuming very reasonable expansion rates in the unobserved past.