Η παρουσίαση φορτώνεται. Παρακαλείστε να περιμένετε

Η παρουσίαση φορτώνεται. Παρακαλείστε να περιμένετε

Υπολείμματα υπερκαινοφανών Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ.

Παρόμοιες παρουσιάσεις


Παρουσίαση με θέμα: "Υπολείμματα υπερκαινοφανών Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ."— Μεταγράφημα παρουσίασης:

1 Υπολείμματα υπερκαινοφανών Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ

2 Εκρήξεις υπερκαινοφανών Πολύ λαμπρές εκρήξεις αστέρων Ιδιαιτέρως σημαντικές για τον εμπλουτισμό του μεσοαστρικού χώρου σε χημικά στοιχεία Χρήσιμες για τον υπολογισμό κοσμολογικών αποστάσεων

3 Εκρήξεις υπερκαινοφανών (α) Προσαύξηση μάζας σε διπλούς αστέρες (Τύπου Ια) (β) Εξάντληση καυσίμων σε αστέρες μεγάλης μάζας (Τύπου ΙΙ)

4 Ταξινόμηση υπερκαινοφανών Καμπύλες φωτός

5 Ταξινόμηση υπερκαινοφανών Φάσμα Type Ia Supernovae

6 Ταξινόμηση εκρήξεων υπερκαινοφανών Από την καμπύλη φωτός και το φάσμα τους οι υπερκαινοφανείς χωρίζονται σε: Τύπου Ια: Προσαύξηση μάζας σε διπλούς αστέρες Εξάντληση καυσίμων σε αστέρες μεγάλης μάζας Τύπου ΙΙ (και Ιb/c): Εξάντληση καυσίμων σε αστέρες μεγάλης μάζας Τύπου Ια: Έλλειψη γραμμών Η στο φάσμα τους Η Τύπου ΙΙ: Παρατηρούνται γραμμές Η στο φάσμα τους Έλλειψη γραμμών Η και He στο φάσμα τους Τύπου Ιb και Ιc: Έλλειψη γραμμών Η και He στο φάσμα τους

7 Ιστορική αναδρομή Το 1934: Baade και Zwicky Αστέρες μεγάλης μάζας (Μ>6Μο): Εκρήξεις: Ε= erg Δημιουργία υπερ-συμπαγών αστέρων Παραγωγή κοσμικής ακτινοβολίας Ταχύτητα διαστολής > 1000 km/s

8 Ιστορική αναδρομή 1968: Οι προβλέψεις των Baade και Zwicky επιβεβαιώνονται με την ανακάλυψη ενός αστέρα νετρονίων στο κέντρο του υπολείμματος υπερκαινοφανούς του Καρκίνου (Crab Nebula) στον αστερισμό του Ταύρου.

9 Ιστορική αναδρομή Η έκρηξη που είχε δημιουργήσει το υπόλειμμα του υπερκαινοφανούς του Καρκίνου είχε παρατηρηθεί από Κινέζους αστρονόμους το 1054 μ.Χ. Ήταν ορατό κατά τη διάρκεια της ημέρας επί 23 ημέρες!

10 Ιστορική αναδρομή Ιστορικές εκρήξεις υπερκαινοφανών που παρατηρήθηκαν οπτικά: 185 μ.Χ. 393 μ.Χ μ.Χ μ.Χ μ.Χ μ.Χ. (Tycho Brache) 1604 μ.Χ μ.Χ. (Kepler) 1987 μ.Χ. (SN 1987α – Μεγάλο Μαγγελανικό Νέφος – νετρίνα)

11 Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Υπόλειμμα Tycho Brache Σε ραδιοφωνικά κύματαΣε ακτίνες Χ

12 Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Υπόλειμμα Κασσιόπης (Cas A) Σε ραδιοφωνικά κύματαΣε ακτίνες Χ

13 Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Υπόλειμμα Κασσιόπης (Cas A) Σε οπτικά κύματα

14 Υπολείμματα γνωστών υπερκαινοφανών Έκρηξη και υπόλειμμα 1987α Οπτική παρατήρηση Νοέμβριος 2003 Οπτική παρατήρηση Φεβρουάριος 2004 Μοντέλο

15 Φασματική κατανομή του υπολείμματος του Καρκίνου α = έως α = -1.2: μη θερμική ακτινοβολία

16 Η σχέση Σ(D) για υπολείμματα υπερκαινοφανών

17 Ταξινόμηση υπολειμμάτων υπερκαινοφανών Kepler SN Τύπου κελύφους (S-type) G Πεπληρωμένου τύπου (P-type) N49 (LMC) Ενδιάμεσου τύπου (C-type)

18 Ταξινόμηση υπολειμμάτων υπερκαινοφανών Χαρακτηριστικές ιδιότητες Σε οπτικά μήκη κύματος ♪ Νήματα θερμικής εκπομπής ♪ Οργάνωση των νημάτων σε διάταξη κελύφους ♪ Εμφανή ίχνη κρουστικού κύματος Τύπου Κελύφους (S) Σε ραδιοφωνικά μήκη κύματος ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Δομή κελύφους ‑ όχι κεντρική εκπομπή ♪ Φασματικός δείκτης: α ~ ‑ 0.45 ♪ Ασθενή πόλωση ♪ Ασθενή συσχέτιση Σ(D) ♪ Κυκλική διάταξη του μαγνητικού πεδίου ♪ Εμφανή ίχνη κρουστικού Σε ακτίνες Χ ♪ Θερμική εκπομπή ♪ Δομή κελύφους αλλά και κεντρική εκπομπή ♪ Εμφανή ίχνη κρουστικού κύματος

19 Ταξινόμηση υπολειμμάτων υπερκαινοφανών Χαρακτηριστικές ιδιότητες Σε οπτικά μήκη κύματος ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Iσχυρή ακτινοβολία από εκτεταμένη κεντρική περιοχή ♪ Νήματα θερμικής εκπομπής ♪ Κεντρική (συμπαγής) πηγή ενέργειας (πάλσαρ;) Πεπληρωμένου τύπου (Ρ) Σε ραδιοφωνικά μήκη κύματος ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Iσχυρή ακτινοβολία από εκτεταμένη κεντρική περιοχή ♪ Φασματικός δείκτης: α ~ ‑ 0.30 ♪ Iσχυρή πόλωση, ιδιαίτερα σε υψηλές συχνότητες ♪ Καλή συσχέτιση Σ(D) ♪ Κεντρική (συμπαγής) πηγή ενέργειας (πάλσαρ;) Σε ακτίνες Χ και γ ♪ Μη θερμική εκπομπή ♪ Iσχυρή ακτινοβολία από εκτεταμένη κεντρική περιοχή ♪ Ύπαρξη συμπαγούς (ή συμπαγών) πηγών ενέργειας ♪ Παραγωγή ακτίνων γ

20 Εξέλιξη υπολειμμάτων υπερκαινοφανών: Κρουστικά κύματα Φάση ελεύθερης διαστολής Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης Φάση θερμικής ακτινοβολίας Φάση διάχυσης

21 Φάση ελεύθερης διαστολής – Free expansion Έκρηξη αστέρα μάζας Μ* στο μεσοαστρικό χώρο πυκνότητας ρ ο Αρχικά Μ* > 4/3 π R 3 ×ρ ο Αργότερα όμως Μ* < 4/3 π R 3 ×ρ ο Οπότε σταματά η ελεύθερη διαστολή Έστω Μ* = 6×10 33 gr (=3 Μο) και ρ ο = 1.67× gr/cm 3 (= 1 άτομο/cm 3 ) Τη στιγμή που τελειώνει η φάση της ελεύθερης διαστολής: Μ* = 4/3 π R 3 ×ρ ο → R = 9.5×10 18 cm (~1 pc)... και αν η ταχύτητα διαστολής είναι v = km/s → t = 1000 έτη

22 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Έκρηξη αστέρα Αύξηση θερμοκρασίας -  Κρουστικό μέτωπο

23 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Τελικά δημιουργείται ένα πολύ λεπτό κρουστικό μέτωπο, πάχους ℓ (μέσης ελεύθερης διαδρομής)

24 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Η πίεση, η πυκνότητα και η ταχύτητα του αερίου εκατέρωθεν ενός κρουστικού μετώπου.

25 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αρχή διατήρησης μάζας Η ροή μάζας διατηρείται!

26 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αρχή διατήρησης ορμής

27 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Από την εξίσωση διατήρησης μάζας και την εξίσωση διατήρησης ορμής: Η ροή ορμής διατηρείται

28 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αρχή διατήρησης ενέργειας Η ενέργεια που εισέρχεται Η ενέργεια που εξέρχεται

29 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Αλλά λόγω της διαφοράς πίεσης (P 2 – P 1 ) έχουμε παραγωγή ενέργειας! Επομένως ισχύει Ε 1 – Ε ο = Ρ ο u ο ‑ Ρ 1 u 1

30 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Τελικά ισχύει:

31 Φάση αδιαβατικής εκτόνωσης – Adiabatic expansion Οι εξισώσεις Rankine – Hugοniοt 1 2 3

32 Ο αριθμός Mach Μ ο = u ο /u s Όπου: η αδιαβατική ταχύτητα του ήχου Για μονοατομικό αέριο ισχύει:

33 Εάν Μ >> 1: και

34 Εάν Μ>> 1: Ρ 1 >> Ρ ο  Οπότε: Αρχή διατήρησης ορμής

35 Εάν πρόκειται για τέλειο αέριο Οπότε η θερμοκρασία πίσω από το μέτωπο είναι Δηλαδή T 1 ~ u o 2

36 Αλλαγή συστήματος συντεταγμένων u ο = V ο – V S καιu 1 = V 1 – V S VSVS ● Αν V ο και V 1 οι ταχύτητες του μετώπου ως προς το νέο σύστημα, τότε

37 Αλλαγή συστήματος συντεταγμένων ή γράφεταιΗ σχέση ΟΙ σχέσεις για την πίεση και θερμοκρασία γράφονται και

38 Τέλος λαμβάνοντας υπόψη τις εξισώσεις... και... η ειδική δυναμική και η ειδική κινητική ενέργεια πίσω από το μέτωπο, γράφονται: και Δηλαδή είναι ίσες!

39 Η ολική ενέργεια, πίσω από το μέτωπο, είναι: Η προηγούμενη σχέση γράφεται: Θεωρώντας ότι ΕΤ = Ε* και V S = R ή ●

40 Απλή διαφορική εξίσωση Αρχικές συνθήκες: Για t = 0, R = 0 και Αδιαβατική ή φάση Sedov

41 Από την εξίσωση Το υπόλειμμα ψύχεται, αρχίζουν επανασυνδέσεις και το υπόλειμμα ακτινοβολεί Φάση θερμικής ακτινοβολίας έπεται ότι: Όταν V S  0, T  0 Δεν ισχύει πλέον η αρχή διατήρησης της ενέργειας

42 Ισχύει όμως η αρχή διατήρησης της ορμής: Φάση θερμικής ακτινοβολίας Άρα: Αρχικές συνθήκες: Για t = t c, R = R c και R = R c ●● και

43 Σύγκριση φάσης Sedov με θερμική φάση Φάση Sedov Θερμική φάση Η μετάβαση από τη μία φάση στην άλλη γίνεται όταν V S = ~ km/s

44 Σύγκριση φάσης Sedov με θερμική φάση Φάση Sedov, t < t c : Τ > Εκπομπή ακτίνων Χ Θερμική φάση, t > t c : Τ < Διέγερση ΟΙΙΙ, ΝΙΙ

45 Παρατηρήσεις Φάση ελεύθερης διαστολής SN 1987A Hubble Μοντέλο

46 Παρατηρήσεις Φάση αδιαβατικής διαστολής SN 1572 μ.Χ. (Tycho Brache) VLA Chandra

47 Παρατηρήσεις Φάση θερμικής διαστολής Gum Nebula

48 Μερικοί ποσοτικοί υπολογισμοί Έστω ότι: Ε* = erg και n ο = 1 άτομο/cm 3 (ρ ο = n ο m p = 1.67×10 ‑ 24 gr/cm3) τότε: R ≈ 3.6×10 ‑ 4 ×t 2/5 pc και R ≈ 4.4×10 9 t ‑ 3/5 km/s και για: R = 250 km/s, t c = έτη και R c = 24 pc..

49 Φάση της διάχυσης Το υπόλειμμα διαχέεται στο μεσοαστρικό χώρο


Κατέβασμα ppt "Υπολείμματα υπερκαινοφανών Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ."

Παρόμοιες παρουσιάσεις


Διαφημίσεις Google