Astronomie

La forme d'un reste de supernova dépend-elle du champ magnétique de l'étoile progénitrice ?

La forme d'un reste de supernova dépend-elle du champ magnétique de l'étoile progénitrice ?

L'activité du champ magnétique dans une étoile peut être très chaotique et ma question est de savoir s'ils sont liés d'une manière ou d'une autre ?


Pas vraiment, la forme du reste de la supernova est principalement causée par la structure et la biométrie de l'étoile. Au moment de l'explosion, les couches de l'étoile se dilatent et accélèrent, ce qui donne un résidu de supernova. Un bon exemple est la nébuleuse du crabe dans la constellation du Taureau.


Les facteurs qui affectent la forme des restes de supernova comprennent :

  1. Milieu interstellaire (le gaz et les particules entre les étoiles)
  2. Les planètes qui entouraient l'étoile
  3. Champ magnétique (de la même manière que les champs magnétiques provoquent des aurores)
  4. Distribution de masse de l'étoile avant la supernova

Il y en a probablement plus, mais c'est tout ce que je peux penser pour le moment


Restes de supernova avec magnétars : indices sur la formation de magnétars

Dans cet article, je discute du manque de preuves observationnelles que les magnétars sont formés comme des étoiles à neutrons en rotation rapide. Les restes de supernova contenant des magnétars ne montrent pas l'excès d'énergie cinétique attendu pour un tel scénario de formation, ni aucune preuve d'une nébuleuse relique du vent pulsar. Cependant, il se pourrait que les magnétars soient formés avec des périodes de rotation un peu plus lentes, ou que toute l'énergie de rotation en excès n'ait pas été utilisée pour augmenter l'énergie d'explosion, par exemple en raison du rayonnement gravitationnel. Un autre test d'observation pour l'hypothèse de la période initiale rapide consiste à rechercher des preuves statistiques qu'environ 1% des supernovae observées ont un excès d'énergie supplémentaire de 10 40 à 10 44 erg/s au cours de la première année, causé par la luminosité de spin down d'un magnétar. .

Un scénario alternatif pour les champs magnétiques élevés des magnétars est l'hypothèse du champ fossile, dans laquelle le champ magnétique est hérité de l'étoile progénitrice. Les tests d'observation directe pour cette hypothèse sont plus difficiles à formuler, à moins que l'étoile à neutrons formée lors de l'explosion de SN1987A n'émerge comme un magnétar à rotation lente.

Enfin, je signale la connexion possible entre les jets de Cas A et sa source ponctuelle de rayons X : les jets de Cas A peuvent indiquer que l'explosion était accompagnée d'un flash de rayons X, probablement alimenté par un objet compact en rotation rapide. Cependant, la source ponctuelle dans Cas A ne semble pas être une étoile à neutrons en rotation rapide. Cela suggère que Cas A contient une étoile à neutrons qui a considérablement ralenti en 330 ans, nécessitant un champ magnétique dipolaire de B > 5 × 10 13 G. Le manque actuel de preuves d'une nébuleuse du vent radio-pulsar relique peut être utilisé pour déduire un champ magnétique encore plus élevé de 10 15 G.


Titre : UNE ÉTUDE À RÉSOLUTION SPATIALE DE L'ÉMISSION DE SYNCHROTRON ET DU TITANE DANS LE RESTE DE SUPERNOVA DE TYCHO À L'AIDE DE NuSTAR

Nous rapportons les résultats d'observations profondes (∼750 ks) du reste de la supernova de Tycho (SNR) avec NuSTAR. À partir de ces données, nous produisons des images à bande étroite sur plusieurs bandes d'énergie pour identifier les régions produisant les rayons X les plus durs et pour rechercher l'émission de raies de décroissance radioactive à partir de Ti. Nous constatons que les rayons X les plus durs (>10 keV) sont concentrés dans le sud-ouest de Tycho, où des observations récentes de Chandra ont révélé des « rayures » à haute émissivité associées à des particules accélérées jusqu'au genou du spectre des rayons cosmiques. Nous ne trouvons aucune preuve de Ti, et nous fixons des limites à sa présence et à sa distribution au sein du SNR. Ces limites correspondent à une limite supérieure Ti masse de M < 2,4 × 10 M pour une distance de 2,3 kpc. Nous effectuons une analyse spectroscopique spatialement résolue de 66 régions à travers Tycho. Nous cartographions la fréquence d'atténuation la mieux adaptée des spectres de rayons X durs, et nous comparons ces résultats aux mesures de l'expansion du choc et de la densité ambiante. Nous trouvons que les électrons les plus énergétiques sont accélérés aux densités les plus faibles et dans les chocs les plus rapides, avec une forte dépendance de la fréquence de coupure avec la vitesse du choc. Une telle dépendance est prédite par des modèles où l'énergie maximale des électrons plus accélérés est limitée par l'âge du SNR plutôt que par les pertes synchrotron, mais ce scénario nécessite des intensités de champ magnétique bien inférieures à celles dérivées des observations de Tycho. Une façon de réconcilier ces résultats divergents consiste à utiliser des effets d'obliquité de choc, et des travaux d'observation futurs sont nécessaires pour explorer le rôle de l'obliquité dans le processus d'accélération des particules. « moins


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Astronomie de la nature (2021)

Modélisation réaliste des chocs de vent et de supernovae dans les amas d'étoiles : aborder le 22Ne/20Ne et d'autres problèmes dans les rayons cosmiques galactiques

Avis mensuels de la Royal Astronomical Society (2020)

Observation des événements de spallation des rayons cosmiques galactiques de la mission SoHO 20 ans d'exploitation de LASCO

Avis mensuels de la Royal Astronomical Society (2018)

IceCube et la découverte des neutrinos cosmiques de haute énergie

Journal international de physique moderne D (2016)

Limites sur la matière noire à partir des données de fraction antiproton et positon AMS-02

Examen physique D (2016)


MÉTHODE ET PARAMÈTRES INITIAUX

Dans cette section, nous passons en revue les méthodes numériques utilisées pour modéliser le milieu circumstellaire de nos progéniteurs et nous présentons la procédure pour mettre en place des ondes de souffle de supernova.

Modélisation du milieu circumstellaire

Nous effectuons des simulations bidimensionnelles en utilisant le code pluto (Mignone et al. 2007, 2012) pour modéliser le milieu circumstellaire des progéniteurs de supernova à effondrement de noyau en mouvement. Nous résolvons les équations de l'hydrodynamique dans un domaine de calcul cylindrique (O R, z) d'origine O, qui coïncide avec l'emplacement de l'étoile en fuite et a une symétrie de rotation autour R = 0. Une grille uniforme de NR × Nz les cellules de la grille sont mappées sur un domaine de taille [0, Rmax] × [zmin, zmax], respectivement. On définit |$oldsymbol >>$| et |$oldsymbol >>$| comme vecteurs unitaires de l'axe OU ALORS et once, respectivement. La résolution spatiale de la grille est Δ = Rmax/NR. En suivant la méthode de Comerón & Kaper (1998), nous libérons le vent stellaire sur un cercle de rayon 20 mailles centré sur l'origine et calculons l'interaction vent-ISM dans le référentiel de l'ancêtre en mouvement.

Nous modélisons le milieu circumstellaire de initialement 10, 20 et 40 M étoiles se déplaçant avec une vitesse spatiale allant de v = 20 à |$70, m km, m s^<-1>$|⁠ . Les propriétés du vent stellaire (dépendant du temps) sont extraites de modèles d'évolution stellaire (Brott et al. 2011). On considère un ISM homogène avec une densité numérique d'hydrogène mH = 0,57 cm − 3 (Wolfire et al. 2003), c'est-à-dire que nous supposons que les étoiles sont exilées de leur amas parent et se déplacent dans l'ISM de faible densité. Nous réglons la température ISM sur TISM ≈ 8000 K et incluent les gains/pertes par refroidissement radiatif optiquement mince en supposant que le gaz a une métallicité solaire (sections 2.3 et 2.4 de l'article I). Tous nos modèles d'amortisseurs d'arc incluent la conduction thermique électronique (Spitzer 1962 Cowie & McKee 1977).

Nous commençons nos modèles à tdémarrertpsn − 32 ttraverser, où tpsn est le temps à la fin du modèle d'évolution stellaire. L'intervalle de temps 32 ttraverser est suffisant pour simuler ces chocs d'étrave en se débarrassant de tout effet d'allumage survenant au cours de leur développement, où ttraverser = R(0)/v est le temps de traversée et R(0) est la distance de sécurité de l'amortisseur d'étrave (Baranov, Krasnobaev & Kulikovskii 1971). Le calcul de chaque modèle de choc d'étrave est suivi jusqu'à la fin du modèle d'évolution stellaire, à tfinir. A noter que nos initialement 10 et 20 M les progéniteurs explosent en supergéante rouge (papier I). Nous appliquons ces modèles avec les mêmes hypothèses sous-jacentes que dans l'article I, d'autant plus que le champ de rayonnement stellaire n'est pas piégé par le choc de l'arc (Weaver et al. 1977). De plus, nous supposons que le modèle évolutif de nos 40 M initialement progéniteur, qui ne va pas jusqu'à la phase pré-supernova, est suffisant pour approximer la distribution de masse au moment de l'explosion de la supernova. Nos modèles d'évolution stellaire sont décrits dans la section 2.2 de l'article I et les propriétés du vent à tpsn sont présentés dans le tableau 1.

Propriétés du vent à la fin des modèles d'évolution stellaire utilisés, à tpsn. M (M) est la masse initiale de chaque étoile, |$dot, ( m M_<>, m an^<-1>)$| leur perte de masse et vvent (km s −1 ) leur vitesse du vent à une distance de 0,01 pc de l'étoile, respectivement. Teff (K) est la température effective des étoiles (Brott et al. 2011).


Transits par les corps du système solaire

La nébuleuse du Crabe se trouve à environ 1½° de l'écliptique&mdashle plan de l'orbite terrestre autour du Soleil. Cela signifie que la Lune &mdash et occasionnellement, les planètes &mdash peuvent transiter ou occulter la nébuleuse. Bien que le Soleil ne transite pas par la nébuleuse, sa couronne passe devant elle. Ces transits et occultations peuvent être utilisés pour analyser à la fois la nébuleuse et l'objet passant devant elle, en observant comment le rayonnement de la nébuleuse est modifié par le corps en transit.

Les transits lunaires ont été utilisés pour cartographier les émissions de rayons X de la nébuleuse. Avant le lancement des satellites d'observation des rayons X, tels que l'observatoire à rayons X Chandra, les observations aux rayons X avaient généralement une résolution angulaire assez faible, mais lorsque la Lune passe devant la nébuleuse, sa position est connue de manière très précise, et ainsi, les variations de la luminosité de la nébuleuse peuvent être utilisées pour créer des cartes d'émission de rayons X. Lorsque les rayons X ont été observés pour la première fois depuis le crabe, une occultation lunaire a été utilisée pour déterminer l'emplacement exact de leur source.

La couronne solaire passe devant le crabe chaque année en juin. Les variations des ondes radio reçues du crabe à ce moment-là peuvent être utilisées pour déduire des détails sur la densité et la structure de la couronne. Les premières observations ont établi que la couronne s'étendait sur des distances beaucoup plus grandes qu'on ne le pensait auparavant. Des observations ultérieures ont révélé que la couronne contenait des variations de densité substantielles.

Très rarement, Saturne transite par la nébuleuse du Crabe. Son transit en 2003 était le premier depuis 1296, un autre n'aura lieu qu'en 2267. Les observateurs ont utilisé l'observatoire à rayons X Chandra pour observer la lune Titan de Saturne alors qu'elle traversait la nébuleuse, et ont découvert que les rayons X de Titan " 39 était plus grande que sa surface solide, en raison de l'absorption des rayons X dans son atmosphère. Ces observations ont montré que l'épaisseur de l'atmosphère de Titan est de 880 km. Le transit de Saturne lui-même n'a pas pu être observé, car Chandra passait alors par les ceintures de Van Allen.


Abstrait

Un ensemble de nuages ​​unitaires de 10 4 M répartis aléatoirement entre 3 et 7 kpc de rayons, se déplacent sous la gravitation générale du disque galactique et leur gravitation mutuelle. Lorsque les nuages ​​entrent en collision, ils forment des agrégats lâches ou des nuages ​​moléculaires géants (GMC). Le taux de formation d'étoiles est supposé être proportionnel à la masse du GMC. Les étoiles les plus massives formées se transforment bientôt en supernovae, qui à leur tour décomposent le GMC en nuages ​​unitaires. Après environ 350 Myr, un état stationnaire est atteint, dans lequel les GMC ont un spectre de masse de gradient -1,6, et a la relation masse-rayon MR 2 , tous deux en accord avec les observations. D'après notre simulation, nous trouvons qu'il devrait y avoir ≲ 775 ± 12 restes de supernova dans notre galaxie. L'existence de bras spiraux n'augmente pas le taux de production de restes de supernova, mais oblige les GMC à se concentrer autour d'eux.


Jeudi 24 avril 2014

Existe-t-il des preuves tangibles de l'existence de planètes voyous ?

Les planètes géantes lors de leur première formation sont grandes et chaudes. Ils émettent leur propre lumière, principalement dans l'infrarouge. Donc Jeune les planètes isolées peuvent être vues directement.

Il y a eu diverses affirmations dans la littérature selon lesquelles des objets aussi petits que quelques masses de Jupiter ont été identifiés dans de jeunes régions de formation d'étoiles. Voir divers articles du groupe de recherche sur les naines brunes de l'IAC

Un autre objet faisant partie du groupe en mouvement bêta Pic, récemment découvert par Liu et al. (2013), a une masse estimée à environ 8 masses de Jupiter (Biller et al. 2015).

Ces affirmations sont sujettes à critique - il est parfois difficile de dire si un objet faible appartient réellement à la région de formation d'étoiles observée, plutôt que d'être un objet d'arrière-plan non associé. Les masses revendiquées dépendent également fortement des modèles de la relation luminosité-masse en fonction de l'âge, et les âges de ces objets ne sont pas facilement contraints. Il est probable qu'au moins certains de ces objets soient inférieurs à 10 masses de Jupiter et se classeraient comme des planètes selon certaines définitions, bien qu'aucun de ces objets individuels ne puisse être prouvé hors de tout doute.

Néanmoins, il ne serait pas surprenant que, dans le maelström de la formation d'un amas d'étoiles, certains systèmes planétaires soient dépouillés de leurs étoiles mères par des rencontres rapprochées avec d'autres objets et que des simulations numériques de systèmes planétaires dans des amas d'étoiles denses montrent que ce processus se produit (par exemple Davies 2011).

Les chances de voir des objets de masse planétaires plus anciens et isolés sont minces, mais la microlentille semble être la seule technique actuellement disponible. La signature de microlentille d'une planète flottant librement est bien sûr irremplaçable, donc une planète découverte ne pourrait en aucun cas être suivie. Cependant, les enquêtes sur les événements de microlentille pourraient être un moyen de dire quelque chose statistiquement sur la fréquence de tels objets. Voir par exemple http://astrobites.org/2011/05/24/free-floating-planets-might-outnumber-stars/

Il convient également de noter que la question de savoir si ces choses sont vraiment des "planètes" est contestée. Il pourrait s'agir de planètes authentiques, formées de la même manière que l'on suppose pour la plupart des planètes géantes, c'est-à-dire par accrétion sur un noyau rocheux qui s'est formé autour d'une étoile. Ils pourraient alors avoir été déplacés de leur étoile mère par des interactions dynamiques avec d'autres corps de leur système ou avec un troisième corps. Comme je l'ai dit plus haut, les simulations à N corps prédisent que cela se produira (par exemple, Liu et al. 2013).

D'un autre côté, ils pourraient représenter les fragments de gaz de masse la plus faible capables de se former lors de l'effondrement et de la fragmentation d'un nuage moléculaire et qui, pour une raison quelconque, n'ont pas pu accumuler davantage de gaz (c'est-à-dire qu'ils ressemblent davantage à des naines brunes de faible masse. ). Cette soi-disant "limite de fragmentation" est de l'ordre de 10 masses de Jupiter, mais si elle était un peu plus basse, cela pourrait expliquer les "planètes" flottantes qui ont été vues jusqu'à présent.


Candidats de la Voie Lactée [ modifier | modifier la source]

La nébuleuse autour de l'étoile Wolf-Rayet WR124, qui est située à une distance d'environ 21 000 années-lumière 𖐏]

La prochaine supernova de la Voie lactée sera probablement détectable même si elle se produit de l'autre côté de la galaxie. Elle est susceptible d'être produite par l'effondrement d'une supergéante rouge banale et il est très probable qu'elle aura déjà été cataloguée dans des relevés infrarouges comme 2MASS. Il y a une plus petite chance que la prochaine supernova d'effondrement du noyau soit produite par un type différent d'étoile massive telle qu'une hypergéante jaune, une variable bleue lumineuse ou Wolf-Rayet. Les chances que la prochaine supernova soit de type Ia produite par une naine blanche sont estimées à environ un tiers de celles d'une supernova à effondrement central. Encore une fois, il devrait être observable partout où il se produit, mais il est moins probable que l'ancêtre ait jamais été observé. On ne sait même pas exactement à quoi ressemble un système progéniteur de type Ia, et il est difficile de les détecter au-delà de quelques parsecs. Le taux total de supernova dans notre galaxie est estimé entre 2 et 12 par siècle, bien que nous n'en ayons pas observé depuis plusieurs siècles. ⏯]

Statistiquement, la prochaine supernova sera probablement produite à partir d'une supergéante rouge par ailleurs banale, mais il est difficile d'identifier lesquelles de ces supergéantes sont en phase finale de fusion d'éléments lourds dans leurs noyaux et lesquelles ont encore des millions d'années. Les supergéantes rouges les plus massives perdent leur atmosphère et évoluent en étoiles Wolf-Rayet avant que leurs noyaux ne s'effondrent. Toutes les étoiles Wolf-Rayet terminent leur vie à partir de la phase Wolf-Rayet en un million d'années environ, mais encore une fois, il est difficile d'identifier celles qui sont les plus proches de l'effondrement du noyau. Une classe qui ne devrait pas avoir plus de quelques milliers d'années avant d'exploser est celle des étoiles WO Wolf-Rayet, dont on sait qu'elles ont épuisé leur noyau d'hélium. 𖐐] Seuls huit d'entre eux sont connus, et seulement quatre d'entre eux se trouvent dans la Voie lactée. 𖐑]

Un certain nombre d'étoiles proches ou bien connues ont été identifiées comme des candidats possibles à l'effondrement du noyau : les supergéantes rouges Antares et Bételgeuse 𖐒] l'hypergéante jaune Rho Cassiopeiae 𖐓] la variable bleue lumineuse Eta Carinae qui a déjà produit un imposteur de supernova 𖐔] et ​​le composant le plus brillant, une étoile Wolf-Rayet, dans le système Regor ou Gamma Velorum. 𖐕] D'autres ont gagné en notoriété autant que possible, bien que peu probable, les progéniteurs d'un sursaut gamma, par exemple WR 104. 𖐖]

L'identification de candidats pour une supernova de type Ia est beaucoup plus spéculative. Tout binaire avec une naine blanche accrétive pourrait produire une supernova bien que le mécanisme exact et l'échelle de temps soient encore débattus. Ces systèmes sont faibles et difficiles à identifier, mais les novae et les novas récurrentes sont de tels systèmes qui s'annoncent commodément. Un exemple est U Scorpii. 𖐗] Le candidat de supernova de type Ia connu le plus proche est IK Pegasi (HR 8210), situé à une distance de 150 années-lumière, 𖐘] mais les observations suggèrent qu'il faudra plusieurs millions d'années avant que la naine blanche puisse s'accumuler la masse critique requise pour devenir une supernova de type Ia. 𖐙] Modèle : Effacer