Astronomie

Comment calculer l'énergie lumineuse d'une supernova ?

Comment calculer l'énergie lumineuse d'une supernova ?

On m'a donné une distance, un flux moyen et une période de temps. Comment trouver l'énergie lumineuse émise par une supernova sur cette période de temps ?


La lumière nous semble avoir un caractère ondulé. Il diffracte, interfère et réfracte. Cependant, à un niveau microscopique, il est porté par un minuscule quantum d'énergie appelé photon. L'énergie d'un photon dépend uniquement de sa longueur d'onde ou de sa fréquence. Parce que la lumière voyage, eh bien, à la vitesse de la lumière, nous pouvons utiliser l'une ou l'autre fréquence de longueur d'onde pour la décrire. Vous pouvez consulter le calculateur de longueur d'onde pour explorer la relation entre la longueur d'onde et la fréquence.

Pour en revenir aux photons, quelle est leur énergie ? L'énergie d'un seul photon est un petit nombre donné par l'équation de Planck&aposs. L'équation de Planck&aposs relie la fréquence d'un photon à son énergie par une constante de Planck h égale à

La constante de Planck est exprimée en unités (énergie)*(temps) et vous pouvez la considérer comme un facteur de conversion des énergies en fréquences.


La puissance incompréhensible d'une supernova

En un bref éclair, la supernova d'une seule étoile peut brûler plus fort que les milliards de soleils d'une galaxie entière :

Cette supernova en bas à gauche n'est pas devant la galaxie NGC 4526. Elle se trouve à l'extérieur de cette galaxie, à 55 millions d'années-lumière.

L'été dernier, les astronomes ont découvert la supernova la plus puissante qu'ils aient jamais vue, un événement appelé ASSASN-15lh. Leur rapport publié dans la revue La science la semaine dernière contenait une mesure de la puissance totale de cette explosion : (2,2+/-0,2) x 10 45 ergs par seconde. C'est un nombre ésotérique exprimé en unités inconnues. Quelle est la vraie signification de tant de pouvoir ?

Les astronomes observent un objet stellaire et mesurent son luminosité: la quantité d'énergie qu'il libère par seconde. (En outre, il s'agit d'une mesure appelée luminosité bolométrique: la puissance totale rayonnée sur toutes les fréquences des ondes électromagnétiques.) Ce type de mesure nous est très familier, car nous utilisons plusieurs échelles qui mesurent l'énergie par unité de temps. Un watt, un cheval-vapeur et une calorie brûlée par heure sont des mesures humaines de la puissance.

Les nombres dont nous discutons sont si gros que nous devons utiliser la notation exponentielle - à moins que vous ne vouliez lire des nombres comme 2200000000000000000000000000000000000000000 watts.

Un petit rappel sur la notation exponentielle : 10 2 = 100 10 4 = 10 000 3,5 x 10 4 = 35 000.

Commençons par nous débarrasser ergs. Un erg est un dix millionième de joule. ASSASN-15lh rayonné 2,2 x 10 38 joules d'énergie par seconde, qui se trouve être exactement la définition d'un watt. C'est comme si l'univers avait allumé quelques 10 ampoules de 38 W. 10 38 W c'est cent milliards, milliards, milliards, milliards de watts. Maintenant, nous avons un problème différent : des échelles d'énergie difficiles à imaginer. A quoi pouvons-nous comparer cela ?

La conversion d'un morceau d'uranium plus petit qu'un pois directement en énergie via E = mc 2 a produit l'explosion nucléaire qui a rasé Hiroshima. L'énergie d'ASSASN-15lh est comparable à la conversion toute la lune à l'énergie pure toutes les 30 secondes. La plus grande explosion thermonucléaire jamais créée était un milliard de milliards de fois moins d'énergie qu'une seconde de cette supernova.

Notre soleil produit 3,8 x 10 26 watts de puissance. Ainsi, cette supernova était environ 580 milliards de fois plus lumineuse que notre soleil. L'explosion a rayonné, chaque seconde, autant de puissance que le soleil a produit au total au cours des 18 derniers millénaires.

La galaxie de la Voie lactée dans laquelle nous vivons brûle avec environ 8 x 10 36 watts. Pour ses quelques derniers jours, la supernova est près de 30 fois plus lumineuse que toute notre galaxie.

Toutes nos petites entreprises humaines sont encore plus incomparables.

Par exemple, 746 watts équivaut à une seule puissance. Un moteur Ferrari redlining pourrait produire 600 ch, soit environ 450 000 watts. Notre supernova est comme 10 32 moteurs Ferrari à plein régime.

Une centrale électrique massive produit environ 10 9 watts. L'énergie électrique totale générée par toutes les centrales électriques sur terre est d'environ 7,9 x 10 19 Joules par an. En une seule nanoseconde, ASSASN-15lh a expulsé plus d'énergie que ces centrales pourraient produire, fonctionnant à pleine capacité, pendant 2,8 milliards d'années.

Aussi intelligents que nous soyons, notre cerveau et nos expériences ne nous préparent pas à comprendre des nombres et des échelles aussi grands. Des événements cosmiques comme les supernovas nous ahurissent. Les œuvres humaines sont éclipsées par les grandeurs de l'espace interstellaire comme un organisme unicellulaire par l'immensité de l'océan dans lequel il flotte. L'astronomie nous rappelle à quel point nous sommes intelligents, mais aussi à quel point nous sommes minuscules.

Tom Hartsfield est un scientifique et écrivain. Il est titulaire d'un doctorat en physique de l'Université du Texas.


Comment calculer l'énergie lumineuse d'une supernova ? - Astronomie

J'ai récemment entendu dire qu'il existe des recherches ou des données qui suggèrent que la vitesse des galaxies au bord de l'Univers augmente en fait avec la vitesse à mesure qu'elles continuent. Avez-vous plus d'informations à ce sujet?

En fait, ces résultats montrent que l'expansion de l'espace s'accélère. Étant donné que l'espace s'étend partout, cette "accélération" n'arrive pas seulement aux galaxies au "bord" de l'Univers, mais à chaque partie de l'Univers.

Parce que l'expansion est un taux (comme une vitesse), alors une expansion changeante est un taux changeant, ou une accélération. On dit donc que l'Univers est en expansion accélérée. Ces résultats ont en fait commencé à arriver à la fin des années 1990 et au début des années 2000, ils sont donc nouveaux mais pas tout à fait nouveaux. Les projets qui les ont étudiés s'appelaient The Supernova Cosmology Project, High-Z Supernova Search Team et Supernova Legacy Survey.

Vous avez peut-être entendu parler de l'énergie noire, et c'est en fait la même chose : la preuve de l'énergie noire est que l'univers accélère. Les scientifiques l'ont déterminé en utilisant ce qu'on appelle une « bougie standard ». Une bougie standard est un objet astrophysique qui a une caractéristique qui nous permet de déterminer sa luminosité totale, même s'il est très éloigné. Étant donné que la quantité de cette luminosité que nous recevons est liée à la distance de l'objet, des bougies standard peuvent être utilisées pour déterminer à quelle distance se trouve un objet. Vous pourriez éventuellement faire une expérience pour vous prouver cela : si vous savez qu'une ampoule de 60 watts dégage une certaine quantité d'énergie, puis mesurez l'énergie reçue d'une ampoule de 60 watts à travers la pièce de vous, vous pouvez calculer la distance à cette ampoule.

Les astronomes peuvent tirer parti des bougies standard pour déterminer la distance à des objets comme les galaxies, et c'est ce qui s'est passé dans les projets que je viens de mentionner. En utilisant un type de supernova appelé supernova de type Ia, les astronomes ont déterminé à la fois la distance de la galaxie et le décalage vers le rouge de la galaxie. "Redshift" leur a essentiellement dit à quel point l'Univers s'était étendu depuis que la lumière a quitté la supernova. Les astronomes pourraient alors comparer la distance à l'expansion et créer une sorte d'« histoire de l'expansion » de l'Univers.

Il s'est avéré que ces résultats montraient que le taux d'expansion de l'Univers augmentait !

Pourquoi cela nous amène-t-il à l'idée d'« énergie noire » ? Eh bien, l'augmentation du taux d'expansion signifie que l'Univers devient de plus en plus grand. Puisque la gravité est une force d'attraction, vous vous attendriez plutôt à ce que l'Univers veuille devenir plus petit. La gravité devrait « rassembler » l'Univers à nouveau. Si l'Univers continue de s'étendre, de plus en plus vite, une force ou une pression doit le « repousser » vers l'extérieur. C'est ce qu'on appelle l'énergie noire. L'énergie noire est cohérente avec une foule d'autres observations, donc les données de supernova sont en fait très, très cool car elles donnent un autre type de « vérification » des conclusions que d'autres équipes ont tirées.

Cette page a été mise à jour le 28 juin 2015.

A propos de l'auteur

Anne Martin

Ann a terminé son doctorat à Cornell en mai 2011 et est bénévole Curious depuis 2006. Pour sa thèse, elle a étudié la distribution des galaxies riches en hydrogène dans l'Univers voisin à l'aide des données de l'Observatoire d'Arecibo. Depuis lors, elle travaille sur des projets d'éducation scientifique et de sensibilisation du public pour le NASA Langley Research Center à Hampton, en Virginie.


White Dwarf mesuré avant d'exploser en supernova

Les supernovae de type Ia sont un outil important pour l'astronomie moderne. On pense qu'ils se produisent lorsqu'une étoile naine blanche capture une masse au-delà de la limite de Chandrasekhar, déclenchant une explosion cataclysmique. Comme cette limite est la même pour toutes les naines blanches, les supernovae de type Ia ont toutes à peu près la même luminosité maximale. Ainsi, elles peuvent être utilisées comme bougies standard pour déterminer les distances galactiques. Les observations de la supernova de type Ia ont conduit à la découverte de l'énergie noire et à l'accélération de l'expansion cosmique.

Bien que ces supernovae aient révolutionné notre compréhension de l'univers, elles ne sont pas tout à fait aussi standard que nous l'avions proposé au départ. Certains, comme le SN 1991T, sont beaucoup plus lumineux, tandis que d'autres, comme le SN 1991bg, sont beaucoup plus sombres. Il existe également une variante connue sous le nom de Type Iax, où la naine blanche n'est pas complètement détruite par l'explosion. On peut généralement prendre en compte ces variations lors du calcul des distances stellaires, mais il serait bon de mieux comprendre le mécanisme derrière leur luminosité maximale.

L'ancêtre d'une supernova de type Ia. Crédit : NASA, ESA et A. Field (STScI)

Selon les modèles théoriques, la luminosité maximale d'une supernova de type Ia dépend de la masse et de la densité centrale de la naine blanche avant qu'elle n'explose. Mais comment mesurer ces valeurs ? Après tout, nous ne découvrons généralement ces étoiles qu'après leur explosion. Heureusement, une nouvelle étude en Les lettres du journal astrophysique montre comment cela peut être fait.

L'étude a porté sur un vestige de supernova connu sous le nom de 3C 397. Il se trouve à environ 33 000 années-lumière de la Terre et a probablement explosé il y a environ 2 000 ans. Parce que la supernova était relativement proche et récente, les astronomes peuvent avoir une bonne vue de la matière rejetée par l'explosion. Une étude antérieure des débris restants suggère que l'étoile naine blanche d'origine était très proche de la limite de Chandrasekhar lorsqu'elle a explosé.

Une comparaison entre la densité de noyau mesurée et la théorie. Crédit : Ohshiro, et al

Cette étude s'est concentrée sur les observations d'isotopes particuliers au sein des débris, en particulier ceux du titane et du chrome. C'est la première fois que du titane est observé dans un vestige de type Ia. Lorsque l'équipe a comparé la quantité de titane et de chrome à celle de fer et de nickel, elle a trouvé un rapport étonnamment élevé. Ceci est important car les rapports Ti/Ni et Cr/Ni dépendent de manière cruciale de la densité du noyau de l'étoile progénitrice. Sur la base de leurs observations, l'équipe a déterminé que le noyau de 3C 397 était 2 à 3 fois plus élevé que ce que l'on suppose généralement pour les naines blanches. Ainsi, l'explosion était probablement beaucoup plus brillante qu'une supernova typique de type Ia.

Bien qu'il s'agisse d'une seule étude d'une seule supernova, elle montre comment le rapport des éléments peut déterminer les densités de noyau de naine blanche. Cela peut être utilisé pour mieux calibrer la luminosité maximale des supernovae de type Ia, en standardisant mieux la bougie pour les cosmologistes.


Administration Nationale de l'Espace et de l'Aéronautique

Chaque section contient plusieurs pages de documents de référence relatifs aux activités associées et au plan de leçon dans son ensemble. Les sections contextuelles comprennent de courts exercices ou des questions de réflexion élaborées pour aider l'étudiant à mieux comprendre le matériel présenté. Chaque section propose également des activités développées par de vrais enseignants - conçues pour apporter des concepts importants en astronomie directement dans la salle de classe. Chaque activité est corrélée aux normes nationales en sciences et en mathématiques pour la 9e à la 12e année. Ces activités montrent à quel point la chimie, la physique et l'astronomie sont réellement interdépendantes.

Partie I : Comment et où sont créés les éléments ?

Partie II : Qu'est-ce que le rayonnement électromagnétique (EM) ?
Comment est-il créé dans les atomes ?
Quelles unités sont utilisées pour caractériser le rayonnement EM ?

- Décrit comment les atomes émettent de la lumière et comment nous pouvons l'utiliser pour en savoir plus sur les objets astronomiques.

Partie III : Quels outils sont utilisés pour identifier les éléments ?
Quelle importance les rayons X ont-ils pour l'astronomie ?

- Une expérience de chimie qui montre comment les éléments chauffés émettent différentes couleurs de lumière.


Les astronomes ont vu la même supernova trois fois grâce à la lentille gravitationnelle. Et dans vingt ans, ils pensent qu'ils le verront une fois de plus

Il est difficile pour les humains de comprendre le fait qu'il y a des galaxies si loin que la lumière qui en provient peut être déformée d'une manière qu'elles subissent en fait un type de retard. Mais c'est exactement ce qui se passe avec les formes extrêmes de lentille gravitationnelle, comme celles qui nous donnent les belles images des anneaux d'Einstein. En fait, la dilatation temporelle autour de certaines de ces galaxies peut être si extrême que la lumière d'un seul événement, comme une supernova, peut en fait apparaître sur Terre à des moments très différents. C'est exactement ce qu'une équipe dirigée par le Dr Steven Rodney de l'Université de Caroline du Sud et le Dr Gabriel Brammer de l'Université de Copenhague a découvert. Sauf que trois copies de cette supernova sont déjà apparues – et l'équipe pense qu'elle réapparaîtra une fois de plus, dans 20 ans.

Trouver une telle supernova est important non seulement pour ses qualités hallucinantes, cela aide également à régler un débat important dans la communauté cosmologique. Le taux d'expansion de l'univers a dépassé le taux attendu lorsqu'il est calculé à partir du rayonnement de fond de micro-ondes cosmique. Le plus souvent, cette énigme cosmologique est résolue en invoquant «l'énergie noire» - une force obscure qui est censée être responsable de l'augmentation du taux d'accélération. Mais les scientifiques ne savent pas vraiment ce qu'est l'énergie noire, et pour le comprendre, ils ont besoin d'un meilleur modèle de la physique de l'univers primitif.

Une façon d'obtenir ce meilleur modèle est de trouver un événement qui est activement déformé par une lentille gravitationnelle. Il est important de noter que le même événement doit apparaître à deux moments distincts afin de fournir une entrée à un calcul sur le rapport de la distance entre la galaxie faisant la lentille et la galaxie d'arrière-plan qui était la source de l'événement.

Ce rapport est un élément important dans le calcul de certaines des variables associées à l'énergie noire. Et les candidats à la supernova Drs. Rodney et Brammer trouvés est l'un des mieux définis à ce jour. Ce n'est que le troisième exemple de supernova à lentilles multiples. Les quasars ont également été pris avec leurs propres retards temporels, mais la nature variable des quasars eux-mêmes les rend moins qu'idéaux pour le type de calculs de distance angulaire requis par les cosmologistes.

La nouvelle supernova, connue sous le nom d'AT2016jka, a été extraite des données de Hubble collectées en 2016. Située dans "la galaxie la plus spectaculaire ciblée par REQUIEM [le programme d'observation de Hubble qui a capturé les données]", elle se trouve dans la galaxie connue sous le nom de MRG- M0138.

MRG-M0138 est « quadruple lentille », ce qui signifie que quatre copies de la galaxie peuvent être vues dispersées autour d'un amas de galaxies plus proche de notre propre galaxie, connu sous le nom de MAC J0138.02155. Ainsi, lorsque l'équipe a étudié les données dans la région en juillet 2019, elle a remarqué que les trois sources lumineuses ponctuelles présentes dans les données de juillet 2016 n'étaient plus là. Très probablement, les données de juillet 2016 ont capturé une supernova avec trois lentilles différentes.

Cependant, la quatrième lentille attendue n'est pas apparue dans les données de Hubble. En utilisant leur modèle de lentille pour le système, l'équipe a déterminé que la quatrième image devrait apparaître vers 2037, plus ou moins quelques années. Avec un temps de référence aussi long entre les apparitions d'un même événement, cette supernova fournirait des données précieuses au débat sur la dilatation du temps dans les événements de lentille gravitationnelle.

Malheureusement, cela signifie également que les scientifiques doivent attendre près de 20 ans pour mettre la main sur ces données. Cela signifie également qu'ils doivent garder un œil vigilant sur cette partie du ciel dans la fenêtre de 2 ans dans laquelle les calculs prédisent que la quatrième image de la supernova apparaîtra. Ce ne serait probablement pas une mauvaise idée de garder un œil là-bas. le reste du temps aussi juste au cas où il apparaîtrait plus tôt que prévu.

Si tout se passe bien, cette dernière donnée concernant la date exacte du pic de luminosité de la supernova sera bien surveillée par une nouvelle flotte d'instruments cosmologiques. Des télescopes comme Vera Rubin et Nancy Grace promettent d'observer des centaines de ces supernovae à lentilles qui peuvent fournir encore plus de données pour restreindre davantage l'énergie noire. Espérons qu'ils seront également en mesure d'attraper le dernier souffle de la supernova dans MRG-M0138, pour couronner un excellent travail de détective et prouver à quel point la dilatation du temps gravitationnelle est vraiment incroyable.

Image principale :
Image de l'amas MAC J0138.02155 et de la galaxie MRG-M0138 à lentille gravitationnelle montrant les emplacements des trois instances observées de la supernova (SN1-3) et l'emplacement prévu de la quatrième instance (SN4), estimée à apparaître vers 2037.
Crédit – Rodney, Brammer et al.


Hubble observe une supernova spectaculaire dans NGC 2525

Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA ont suivi la lumière déclinante d'une supernova de type Ia dans NGC 2525, une galaxie spirale barrée située à environ 70 millions d'années-lumière dans la constellation sud de Puppis.

Cette image de Hubble montre SN 2018gv (une étoile très brillante située sur le bord extérieur de l'un des bras spiraux de la galaxie dans la partie gauche de l'image) dans la galaxie spirale barrée NGC 2525. Crédit image : NASA/ESA/Hubble/A. Equipe Riess & SH0ES / Mahdi Zamani.

Hubble a commencé à observer une supernova appelée SN 2018gv en février 2018, après avoir été détectée pour la première fois par l'astronome amateur Koichi Itagaki quelques semaines plus tôt à la mi-janvier.

"Aucun feu d'artifice terrestre ne peut rivaliser avec cette supernova, capturée dans sa gloire déclinante par Hubble", a déclaré le professeur Adam Riess, lauréat du prix Nobel et chercheur au Space Telescope Science Institute et à l'Université Johns Hopkins et chef de la recherche High-z Supernova Team et l'équipe Supernovae H0 pour l'Equation of State (SH0ES).

Les supernovae de type Ia comme SN 2018gv proviennent d'une naine blanche dans un système binaire proche accrétant la matière de son étoile compagne.

Si la naine blanche atteint une masse critique (1,44 fois la masse de notre Soleil), son noyau devient suffisamment chaud pour enflammer la fusion du carbone, déclenchant un processus d'emballement thermonucléaire qui fusionne de grandes quantités d'oxygène et de carbone en quelques secondes.

L'énergie libérée déchire l'étoile dans une violente explosion, éjectant de la matière à des vitesses allant jusqu'à 6 % de la vitesse de la lumière et émettant d'énormes quantités de rayonnement.

Les supernovae de type Ia atteignent systématiquement une luminosité maximale de 5 milliards de fois plus brillante que notre Soleil avant de s'estomper avec le temps.

Parce que les supernovae de ce type produisent cette luminosité fixe, ce sont des outils utiles pour les astronomes, connus sous le nom de « bougies standard », qui agissent comme des rubans cosmiques.

Connaissant la luminosité réelle de la supernova et observant sa luminosité apparente dans le ciel, les astronomes peuvent calculer la distance de ces grands spectacles et donc de leurs galaxies.

Le professeur Riess et ses collègues ont combiné les mesures de distance des supernovae avec des distances calculées à l'aide d'étoiles variables connues sous le nom de variables céphéides.

Les variables céphéides ont une taille pulsée, provoquant des changements périodiques de luminosité. Comme cette période est directement liée à la luminosité de l'étoile, les astronomes peuvent calculer la distance qui les sépare : leur permettant d'agir comme une autre « bougie standard » dans l'échelle de distance cosmique.

Les chercheurs souhaitent mesurer avec précision la distance à ces galaxies car cela les aide à mieux contraindre le taux d'expansion de l'Univers, connu sous le nom de constante de Hubble.

Cette valeur explique la vitesse à laquelle l'Univers s'étend en fonction de sa distance par rapport à nous, les galaxies plus éloignées s'éloignant plus rapidement de nous.


Contenu

SN 1987A a été découvert indépendamment par Ian Shelton et Oscar Duhalde à l'observatoire de Las Campanas au Chili le 24 février 1987, et dans les mêmes 24 heures par Albert Jones en Nouvelle-Zélande. [2]

Des enquêtes ultérieures ont trouvé des photographies montrant la supernova s'éclaircissant rapidement tôt le 23 février. [4] [2] Du 4 au 12 mars 1987, elle a été observée depuis l'espace par Astron, le plus grand télescope spatial ultraviolet de l'époque. [5]

Quatre jours après l'enregistrement de l'événement, l'étoile progénitrice a été provisoirement identifiée comme étant Sanduleak -69 202 (Sk -69 202), une supergéante bleue. [7] Après la disparition de la supernova, cette identification a été définitivement confirmée par la disparition de Sk -69 202. Il s'agissait d'une identification inattendue, car les modèles d'évolution stellaire de masse élevée à l'époque n'avaient pas prédit que les supergéantes bleues étaient sensibles à un événement de supernova. [ citation requise ]

Certains modèles de l'ancêtre ont attribué la couleur à sa composition chimique plutôt qu'à son état évolutif, en particulier les faibles niveaux d'éléments lourds, entre autres facteurs. [8] Il y avait une certaine spéculation que l'étoile pourrait avoir fusionné avec une étoile de compagnon avant la supernova. [9] Cependant, il est maintenant largement compris que les supergéantes bleues sont les progéniteurs naturels de certaines supernovae, bien qu'il y ait encore des spéculations que l'évolution de telles étoiles pourrait nécessiter une perte de masse impliquant un compagnon binaire. [dix]

Environ deux à trois heures avant que la lumière visible de SN 1987A n'atteigne la Terre, une explosion de neutrinos a été observée dans trois observatoires de neutrinos. Cela était probablement dû à l'émission de neutrinos, qui se produit simultanément à l'effondrement du cœur, mais avant que la lumière visible ne soit émise. La lumière visible n'est transmise qu'une fois que l'onde de choc atteint la surface stellaire. [11] A 07h35 TU, Kamiokande II a détecté 12 antineutrinos IMB, 8 antineutrinos et Baksan, 5 antineutrinos dans une rafale de moins de 13 secondes. Environ trois heures plus tôt, le scintillateur liquide du Mont Blanc a détecté un sursaut de cinq neutrinos, mais on ne pense généralement pas qu'il soit associé à SN 1987A. [8]

La détection de Kamiokande II, qui à 12 neutrinos avait la plus grande population d'échantillons, a montré que les neutrinos arrivaient en deux impulsions distinctes. La première impulsion a commencé à 07:35:35 et comprenait 9 neutrinos, qui sont tous arrivés sur une période de 1,915 secondes. Une deuxième impulsion de trois neutrinos est arrivée entre 9,219 et 12,439 secondes après la détection du premier neutrino, pour une durée d'impulsion de 3,220 secondes. [ citation requise ]

Bien que seulement 25 neutrinos aient été détectés pendant l'événement, il s'agissait d'une augmentation significative par rapport au niveau de fond précédemment observé. C'était la première fois que des neutrinos connus pour être émis par une supernova étaient observés directement, ce qui marquait le début de l'astronomie des neutrinos. Les observations étaient cohérentes avec les modèles théoriques de supernova dans lesquels 99% de l'énergie de l'effondrement est rayonnée sous forme de neutrinos. [12] Les observations sont également cohérentes avec les estimations des modèles d'un nombre total de neutrinos de 10 58 avec une énergie totale de 10 46 joules, soit une valeur moyenne de quelques dizaines de MeV par neutrino. [13]

Les mesures des neutrinos ont permis des limites supérieures sur la masse et la charge des neutrinos, ainsi que le nombre de saveurs de neutrinos et d'autres propriétés. [8] Par exemple, les données montrent qu'avec un niveau de confiance de 5%, la masse au repos du neutrino électronique est d'au plus 16 eV/c 2 , 1/30 000 la masse d'un électron. Les données suggèrent que le nombre total de saveurs de neutrinos est d'au plus 8, mais d'autres observations et expériences donnent des estimations plus précises. Bon nombre de ces résultats ont depuis été confirmés ou renforcés par d'autres expériences sur les neutrinos, telles qu'une analyse plus minutieuse des neutrinos solaires et des neutrinos atmosphériques, ainsi que des expériences avec des sources de neutrinos artificielles. [14] [15] [16]

SN 1987A semble être une supernova avec effondrement du cœur, ce qui devrait donner une étoile à neutrons étant donné la taille de l'étoile d'origine. [8] Les données sur les neutrinos indiquent qu'un objet compact s'est formé au cœur de l'étoile. Depuis que la supernova est devenue visible pour la première fois, les astronomes ont recherché le noyau effondré. Le télescope spatial Hubble a pris régulièrement des images de la supernova depuis août 1990 sans détection claire d'une étoile à neutrons.

Un certain nombre de possibilités pour l'étoile à neutrons « manquante » sont à l'étude. [18] La première est que l'étoile à neutrons est enveloppée de nuages ​​de poussière denses de sorte qu'elle ne peut pas être vue. [19] Un autre est qu'un pulsar s'est formé, mais avec un champ magnétique inhabituellement grand ou petit. Il est également possible que de grandes quantités de matière soient tombées sur l'étoile à neutrons, de sorte qu'elle s'est encore effondrée dans un trou noir. Les étoiles à neutrons et les trous noirs émettent souvent de la lumière lorsque de la matière tombe dessus. S'il y a un objet compact dans le reste de la supernova, mais aucun matériau sur lequel tomber, il serait très faible et pourrait donc éviter la détection. D'autres scénarios ont également été envisagés, par exemple si le noyau effondré est devenu une étoile à quarks. [20] [21] En 2019, des preuves ont été présentées qu'une étoile à neutrons se trouvait à l'intérieur de l'un des amas de poussière les plus brillants près de la position attendue du reste de la supernova. [22] [23] En 2021, des preuves ont été présentées que l'émission de rayons X durs de SN 1987A provient de la nébuleuse du vent pulsar. [24] [25] Ce dernier résultat est soutenu par un modèle magnétohydrodynamique tridimensionnel, qui décrit l'évolution de SN 1987A de l'événement SN à l'âge actuel, et reconstruit l'environnement ambiant autour de l'étoile à neutrons à différentes époques, permettant ainsi pour dériver le pouvoir absorbant du matériau stellaire dense autour du pulsar. [26]

Une grande partie de la courbe de lumière, ou graphique de la luminosité en fonction du temps, après l'explosion d'une supernova de type II telle que SN 1987A est produite par l'énergie de la désintégration radioactive. Bien que l'émission lumineuse soit constituée de photons optiques, c'est la puissance radioactive absorbée qui maintient le résidu suffisamment chaud pour émettre de la lumière. Sans la chaleur radioactive, il faiblirait rapidement. La désintégration radioactive du 56 Ni à travers ses fils 56 Co à 56 Fe produit des photons gamma qui sont absorbés et dominent l'échauffement et donc la luminosité des éjectas à des temps intermédiaires (plusieurs semaines) à tardifs (plusieurs mois). [27] L'énergie pour le pic de la courbe de lumière de SN1987A a été fournie par la décroissance de 56 Ni en 56 Co (demi-vie de 6 jours) tandis que l'énergie pour la dernière courbe de lumière en particulier correspondait très étroitement à la demi-vie de 77,3 jours. durée de vie du 56 Co se désintégrant en 56 Fe. Des mesures ultérieures par des télescopes spatiaux à rayons gamma de la petite fraction des rayons gamma 56 Co et 57 Co qui se sont échappés du reste du SN1987A sans absorption [28] [29] ont confirmé les prédictions antérieures selon lesquelles ces deux noyaux radioactifs étaient la source d'énergie. [30]

Parce que le 56 Co dans SN1987A s'est maintenant complètement désintégré, il ne supporte plus la luminosité de l'éjecta SN 1987A. Celui-ci est actuellement alimenté par la désintégration radioactive du 44 Ti avec une demi-vie d'environ 60 ans. Avec ce changement, les rayons X produits par les interactions annulaires des éjectas ont commencé à contribuer de manière significative à la courbe de lumière totale. Cela a été remarqué par le télescope spatial Hubble comme une augmentation constante de la luminosité 10 000 jours après l'événement dans les bandes spectrales bleue et rouge. [31] Les raies X 44 Ti observées par le télescope spatial à rayons X INTEGRAL ont montré que la masse totale du 44 Ti radioactif synthétisé lors de l'explosion était de 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M . [32]

Les observations de la puissance radioactive de leurs désintégrations dans la courbe de lumière 1987A ont mesuré les masses totales précises des 56 Ni, 57 Ni et 44 Ti créés lors de l'explosion, qui concordent avec les masses mesurées par les télescopes spatiaux à rayons gamma et fournissent la nucléosynthèse. contraintes sur le modèle de supernova calculé. [33]


Comment calculer l'énergie lumineuse d'une supernova ? - Astronomie

AST 301
Printemps 2003
Examen #2


1.a) Décrivez la première réaction de la chaîne des réactions nucléaires qui se produisent dans le Soleil.

Deux protons fusionnent, l'un d'eux se transformant en neutron et libérant un positon et un neutrino, pour former un noyau de deutérium (hydrogène lourd). Les réactions suivantes dans la chaîne entraînent la formation d'hélium.

b) Comment pouvons-nous utiliser l'équation d'Einstein E = mc^2 pour calculer l'énergie générée lors d'une réaction nucléaire ?

La masse est convertie en énergie, et l'énergie générée est égale à la masse détruite multipliée par le carré de la vitesse de la lumière.

2. Décrivez une méthode utilisée par les astronomes pour mesurer la température de surface (ou photosphérique) d'une étoile.

Trois possibilités :
1) Observez la couleur de l'étoile. Les étoiles plus chaudes sont plus bleues, les étoiles plus froides sont plus rouges.
2) (mieux) Mesurez la longueur d'onde à laquelle l'étoile est la plus brillante. La température est inversement proportionnelle à la longueur d'onde à laquelle elle est la plus brillante.

3. Répondez à UNE des deux questions suivantes :
a) Explique le lien entre la distance et la parallaxe. C'est-à-dire, dire quelle est la relation entre ces deux quantités et expliquer pourquoi elles sont liées de la manière dont elles le sont. (Un chiffre pourrait aider.)

Fais le dessin que nous avons fait en classe. De là, vous pouvez voir que les étoiles plus éloignées ont des parallaxes plus petites. La distance est inversement proportionnelle à la parallaxe.

b) Explique le lien entre la distance et la luminosité apparente. C'est-à-dire, dire quelle est la relation entre ces deux quantités et expliquer pourquoi elles sont liées de la manière dont elles le sont. (Un chiffre pourrait aider.)

Fais le dessin que nous avons fait en classe. De là, vous pouvez voir que lorsque la lumière sort d'une étoile, elle se propage dans deux directions. Ainsi, le flux (puissance par surface) diminue avec la distance en tant que distance au carré.

4.a) Explique pourquoi une étoile doit être grosse et froide pour se trouver dans la région supérieure droite du diagramme H-R.

Les axes sur le diagramme sont la température et la luminosité. En haut à droite signifie lumineux et frais. Tellement cool c'est évident. Pour être lumineuse malgré sa fraîcheur, une étoile doit être grande, elle a donc une grande surface à rayonner.

b) Explique pourquoi les naines blanches se déplacent vers le bas et vers la droite sur le diagramme H-R lorsqu'elles refroidissent.

Les naines blanches ne changent pas de taille en refroidissant. Refroidir signifie se déplacer vers la droite. Si une étoile se refroidit tout en gardant une taille constante, donc une surface constante, elle devient plus faible, donc elle descend sur le diagramme. En effet, les objets plus froids émettent moins de lumière par surface que les objets plus chauds.

5. Une étoile de 2 masses solaires a une luminosité d'environ 10 luminosités solaires. a) Comment la quantité de combustible (pour la fusion nucléaire) dans une étoile solaire de 2 masses se compare-t-elle à la quantité de combustible dans le Soleil ?

La masse de l'étoile est son carburant. Ils sont tous les deux l'hydrogène dont il est fait. Donc, deux fois plus de masse signifie deux fois plus de carburant.

b) Comment la quantité de carburant qu'une étoile solaire de 2 masses utilise-t-elle en une seconde par rapport à la quantité de carburant que le Soleil utilise en une seconde ?

Si une étoile est en équilibre thermique, elle doit brûler la quantité de combustible nécessaire pour générer l'énergie qu'elle rayonne (sa luminosité). Donc, si une étoile a 10 fois la luminosité du Soleil, elle doit brûler 10 fois plus de carburant chaque seconde que le Soleil.

c) Avec les informations supplémentaires selon lesquelles le Soleil aura une durée de vie d'environ 10^10 ans en tant qu'étoile de la séquence principale, expliquez comment vous combineriez vos réponses aux parties a et b pour calculer la durée de vie d'une étoile de 2 masses solaires.

If the star has 10 times as much fuel as the Sun, but burns twice as much each second, its fuel will last only 1/5 as long, or 2x10^9 years.

6. Describe one of the two types of supernova. Specifically, say what events lead to the explosion, what happens during the explosion, and what is left behind after the explosion. For extra credit, say how an astronomer can tell which type of supernova he or she is seeing when one happens.

I) A white dwarf gains mass from a companion star until its mass exceed 1.44 M_sun. It then collapses because degereracy pressure can't support it. That ignites fusion of carbon and oxygen, which blows it apart, leaving nothing.

II) A massive red giant fuses elements in its core until it starts fusing iron to make heavier elements. This fusion reaction takes energy from the core, causing it to collapse. It collapses to make a neutron star. The star's envelope falls in on the neutron star and bounces back out in an explosion.


Voir la vidéo: Energie lumineuse - Sti2d (Juillet 2021).