Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Μετάβαση στο περιεχόμενο

iPTF14hls

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
iPTF14hls
Ο υπερκαινοφανής iPTF14hls πριν και μετά την ανίχνευση του
ΑστερισμόςΜεγάλη Άρκτος
Φαινόμενο μέγεθος17,716[1]
Απόσταση από τη Γη509.000.000 έτη φωτός

Ο iPTF14hls είναι ένας ασυνήθιστος υπερκαινοφανής αστέρας που εκρηγνυόταν συνεχώς επί περίπου 1.000 ημέρες πριν γίνει υπόλειμμα υπερκαινοφανούς.[2] Προηγουμένως εξερράγη το 1954.[3] Καμία από τις θεωρίες ή τις προτεινόμενες υποθέσεις δεν εξηγούν πλήρως όλες τις πτυχές του φαινομένου.

Παρατηρήσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο Υπερκαινοφανής 1987A στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου

Ο αστέρας iPTF14hls ανακαλύφθηκε το Σεπτέμβριο του 2014 από το Παροδικό Εργοστάσιο του Πάλομαρ και δημοσιοποιήθηκε για πρώτη φορά τον Νοέμβριο του 2014 από την Πραγματικού Χρόνου Παροδική Έρευνα της Καταλίνα (Catalina Real-time Transient Survey, CRTS) [4] ως CSS141118: 092034 + 504148.[5] Με βάση αυτές τις πληροφορίες επιβεβαιώθηκε ως υπερκαινοφανής αστέρας τον Ιανουάριο του 2015. [6][3] Θεωρήθηκε τότε ότι ήταν ένα μεμονωμένο συμβάν υπερκαινοφανούς (Τύπου ΙΙ-Ρ) που θα εξασθενούσε σε περίπου 100 ημέρες, αλλά συνέχισε την έκρηξή του για περίπου 1.000 ημέρες[2] ενώ η φωτεινότητα του μεταβλήθηκε τουλάχιστον 5 φορές.[1] Η φωτεινότητα εμφάνισε διακυμάνσεις της τάξης έως και του 50%,[3] εμφανίζοντας πέντε κορυφές.[7] Επίσης, αντί να ψύχεται με την πάροδο του χρόνου όπως αναμένεται από ένα σουπερνόβα τύπου II-Ρ, το αντικείμενο διατηρεί μία σχεδόν σταθερή θερμοκρασία περίπου 5000-6000 Κ.[1] Έλεγχοι φωτογραφιών του παρελθόντος αποκάλυψαν μία από το 1954 που έδειχνε έκρηξη στην ίδια θέση.[3] Από το 1954, ο αστέρας έχει εκραγεί έξι φορές.[8]

Ο βασικός ερευνητής είναι ο Iair Arcavi. Η διεθνής ομάδα του χρησιμοποίησε το Φασματόμετρο Απεικόνισης Χαμηλής Ανάλυσης (Low Resolution Imaging Spectrometer, LRIS) του τηλεσκοπίου Κεκ Ι στο Αστεροσκοπείο Κεκ για να λάβει το φάσμα του γαλαξία όπου βρίσκεται ο αστέρας και το Φασματογράφο Πολλών Αντικειμένων και Βαθιάς Απεικόνισης (Deep Imaging και Multi-Object Spectrograph, DEIMOS) στο Κεκ II για τη λήψη φασμάτων υψηλής ανάλυσης του ίδιου του ασυνήθιστου υπερκαινοφανούς.[9]

Ο γαλαξίας του iPTF14hls είναι ένας νάνος γαλαξίας υψηλής αστρογένεσης, που υποδηλώνει χαμηλή περιεκτικότητα σε μέταλλα, και η αδύναμη γραμμή απορρόφησης σιδήρου που παρατηρείται στα φάσματα του υπερκαινοφανούς είναι συνεπής με έναν προγεννήτορα χαμηλής μεταλλικότητας.[1] Η μελέτη εκτιμά ότι ο αστέρας που εξερράγη ήταν τουλάχιστον 50 φορές μεγαλύτερος από τον Ήλιο.[10] Οι ερευνητές επισημαίνουν επίσης ότι ο ρυθμός επέκτασης των συντριμμιών είναι βραδύτερος, κατά συντελεστή 6, από οποιονδήποτε άλλο γνωστό υπερκαινοφανή, σαν να εκρήγνυται σε αργή κίνηση. Ωστόσο, εάν αυτό οφειλόταν σε σχετικιστική διαστολή του χρόνου, τότε το φάσμα θα μετατοπιζόταν προς το ερυθρό με τον ίδιο συντελεστή (6), κάτι όμως το οποίο δεν συμβαδίζει με τις παρατηρήσεις τους.[1] Το 2017 η ταχύτητα επέκτασης περιορίστηκε σε περίπου 1.000 χλμ/δευτερόλεπτο.[11][12]

Τρέχουσες παρατηρήσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η ομάδα του Arcavi συνεχίζει να παρακολουθεί το αντικείμενο σε άλλες ζώνες του φάσματος σε συνεργασία με άλλα διεθνή τηλεσκόπια και παρατηρητήρια.[13] Αυτές οι εγκαταστάσεις περιλαμβάνουν το Σκανδιναβικό Οπτικό Τηλεσκόπιο και το διαστημικό τηλεσκόπιο Swift της NASA, το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Fermi Gamma-ray[14] ενώ το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble ξεκίνησε να απεικονίζει την τοποθεσία τον Δεκέμβριο του 2017.[13][15]

Το iPTF14hls είναι ένα συνεχιζόμενο γεγονός και μετά από περίπου 1.000 ημέρες το φως του εμφάνισε μια δραματική πτώση, αλλά ο υπερκαινοφανής εξακολουθεί να είναι ορατός[2] και μέχρι το Νοέμβριο του 2018 τα φάσματά του είχαν γίνει υπόλειμμα υπερκαινοφανούς. Μια εικόνα υψηλής ανάλυσης αυτής της τελευταίας φάσης αποκτήθηκε με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble.

Υποθέσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η σύγχρονη θεωρία προβλέπει ότι ο αστέρας θα έπρεπε να καταναλώσει όλο το υδρογόνο του στην πρώτη έκρηξη υπερκαινοφανούς και, ανάλογα με το αρχικό μέγεθος του αστέρα, τα απομεινάρια του πυρήνα θα έπρεπε να σχηματίσουν έναν αστέρα νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα, οπότε ο Iair Arcavi υποστήριξε το 2017 ότι στη προκειμένη περίπτωση συνέβη ένα νέο και άγνωστο φαινόμενο.[1][7][3] Εκείνη την εποχή, καμία γνωστή θεωρία δεν εξηγούσε όλες τις παρατηρήσεις.[15] [16] Καμία από τις υποθέσεις που δημοσιεύθηκαν πριν από τις αρχές του 2018 - οι τρεις πρώτες αναφέρονται παρακάτω - δεν μπορούσε να εξηγήσει τη συνεχιζόμενη παρουσία υδρογόνου ή τα ενεργειακά δεδομένα που παρατηρήθηκαν.[17][18] Σύμφωνα με τον Iair Arcavi, αυτή η ανακάλυψη απαιτεί την τελειοποίηση των υφιστάμενων σεναρίων έκρηξης ή την ανάπτυξη ενός νέου σεναρίου, το οποίο μπορεί:

  1. να παράγει τις ίδιες φασματικές υπογραφές με τους κοινούς υπερκαινοφανείς τύπου II-P αλλά με μια εξέλιξη επιβραδυνόμενη κατά συντελεστή 6 έως 10.
  2. να παρέχει ενέργεια για να παρατείνει την καμπύλη φωτός κατά συντελεστή ~6 χωρίς να εισάγει φασματικά χαρακτηριστικά στενής γραμμής ή ισχυρή ραδιοφωνική εκπομπή και εκπομπή ακτίνων Χ ενδεικτική αλληλεπίδρασης περιαστρικού υλικού.
  3. να παράγει τουλάχιστον πέντε κορυφές στην καμπύλη φωτός.
  4. να αποσυνδέει τη συναγόμενη φωτόσφαιρα παραγωγής γραμμών από τη συνεχή φωτόσφαιρα.
  5. να διατηρεί μια φωτοσφαιρική φάση με σταθερή κλίση ταχύτητας γραμμής για πάνω από 600 ημέρες.

Αντιύλη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μια υπόθεση περιλαμβάνει την καύση αντιύλης σε έναν αστρικό πυρήνα.[7] Σύμφωνα με αυτήν, οι τεράστιοι αστέρες αναπτύσσουν τόσο μεγάλες θερμοκρασίες στους πυρήνες τους, ώστε η ενέργεια μετατρέπεται σε ύλη και αντιύλη, με αποτέλεσμα ο αστέρας να γίνεται εξαιρετικά ασταθής και να υποβάλλεται σε επανειλημμένες λαμπερές εκρήξεις σε μια περίοδο αρκετών ετών.[19] Η αντιύλη που έρχεται σε επαφή με την ύλη θα προκαλούσε μια έκρηξη που απομακρύνει τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα και αφήνει τον πυρήνα ανέπαφο. Αυτή η διαδικασία μπορεί να επαναληφθεί για δεκαετίες πριν από τη μεγάλη τελική έκρηξη και την κατάρρευση προς σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας.[10]

Παλμικός υπερκαινοφανής αστάθειας ζεύγους

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μια άλλη υπόθεση είναι ο παλμικός υπερκαινοφανής αστάθειας ζεύγους, ένας τεράστιος αστέρας που μπορεί να χάσει περίπου τη μισή μάζα του πριν ξεκινήσει μια σειρά βίαιων παλμών.[1][17] Με κάθε παλμό, το υλικό που διαφεύγει από τον αστέρα μπορεί να προλάβει προηγούμενο υλικό που εκτοξεύτηκε, προκαλώντας έντονες αναλαμπές φωτός καθώς συγκρούεται, προσομοιάζοντας μια επιπλέον έκρηξη. Ωστόσο, η ενέργεια που απελευθερώνεται από τον υπερκαινοφανή iPTF14hls είναι περισσότερη από ό,τι προβλέπει η θεωρία. [10]

Μάγναστρο

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τα μοντέλα των μαγνάστρων μπορούν επίσης να εξηγήσουν πολλά από τα παρατηρούμενα χαρακτηριστικά, αλλά δίνουν μια ομαλή καμπύλη φωτός και μπορεί να απαιτούν μια εξελισσόμενη ισχύ μαγνητικού πεδίου.[18][20]

Ανταπόκριση στο σοκ

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι Jennifer E Andrews και Nathan Smith υπέθεσαν ότι το παρατηρούμενο φάσμα φωτός αποτελεί μια σαφή υπογραφή αλληλεπίδρασης του εκτοξευόμενου υλικού με πυκνό περιαστρικό υλικό. Πρότειναν ότι μια τυπική ενέργεια έκρηξης, μαζί με την αλληλεπίδραση με το περιαστρικό υλικό - όπως συνέβη και σε μερικούς πρόσφατους υπερκαινοφανείς, συμπεριλαμβανομένων των SN 1998S, SN 2009ip και SN 1993J - θα μπορούσε να "εξηγήσει την ιδιότυπη εξέλιξη του iPTF14hls".[21]

Τον Δεκέμβριο του 2017, μια ομάδα που χρησιμοποίησε το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Ακτίνων γ Φερμί, ανέφερε ότι ενδέχεται να έχει εντοπίσει για πρώτη φορά στον iPTF14hls εκπομπή ακτίνων γ υψηλής ενέργειας από έναν υπερκαινοφανή.[14] Η πηγή των ακτίνων γάμμα εμφανίζεται ~300 ημέρες μετά την έκρηξη του iPTF14hls και εξακολουθεί να είναι ορατή, αλλά απαιτούνται περισσότερες παρατηρήσεις για να επιβεβαιωθεί ότι ο iPTF14hls είναι η ακριβής πηγή της παρατηρούμενης εκπομπής ακτίνων γ. Εάν η συσχέτιση μεταξύ της πηγής ακτίνων γάμμα και του iPTF14hls είναι πραγματική, υπάρχουν δυσκολίες να μοντελοποιηθεί η εκπομπή των ακτίνων γάμμα στο πλαίσιο της επιτάχυνσης των σωματιδίων στο σοκ που παράγεται από το εκτινασσόμενο υλικό του σουπερνόβα. Η αποδοτικότητα της μετατροπής ενέργειας πρέπει να είναι πολύ υψηλή, επομένως προτείνεται ότι είναι απαραίτητος ένας πίδακας (ανισότροπη εκπομπή) από έναν κοντινό σύντροφο για να εξηγηθούν ορισμένα από τα παρατηρούμενα δεδομένα. Δεν έχουν εντοπιστεί εκπομπές ακτίνων Χ, γεγονός που καθιστά δύσκολη την ερμηνεία της εκπομπής των ακτίνων γ.[22]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Arcavi, Iair και άλλοι. (2017). «Energetic eruptions leading to a peculiar hydrogen-rich explosion of a massive star». Nature 551 (7679): 210–213. doi:10.1038/nature24030. PMID 29120417. Bibcode: 2017Natur.551..210A. http://www.oir.caltech.edu/twiki_ptf/pub/Main/ExtraGalacticPapers/arcavi_14hls.pdf. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Late-time observations of the extraordinary Type II supernova iPTF14hls. (PDF) arXiv — Astronomy & Astrophysics. J. Sollerman, F. Taddia, I. Arcavi, C. Fremling1, C. Fransson, J. Burke, S. B. Cenko, O. Andersen, I. Andreoni, C. Barbarino, N. Blagorodova, T. G. Brink, A. V. Filippenko, A. Gal-Yam1, D. Hiramatsu, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, T. de Jaeger, R. Lunnan, C. McCully, D. A. Perley, L. Tartaglia1, G. Terreran, S. Valenti, X. Wang. Submitted on November 8, 2018.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 'Zombie' star survived going supernova. By Paul Rincon, BBC News. 8 November 2017.
  4. ↑ «The CRTS Survey». crts.caltech.edu. Ανακτήθηκε στις 15 Νοεμβρίου 2017. 
  5. ↑ «Detection of CSS141118:092034+504148». 
  6. ↑ Li, Wenxiong; Wang, Xiaofeng; Zhang, Tianmeng (2015-01-01). «Spectroscopic Classification of CSS141118:092034+504148 as a Type II-P Supernova». The Astronomer's Telegram 6898: 1. Bibcode: 2015ATel.6898....1L. 
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 This star cheated death, exploding again and again. Lisa Grossman, Science News. 8 November 2017.
  8. ↑ Joel Hruska (10 Νοεμβρίου 2017). «Astronomers Find Star That Has Exploded Six Times». Ανακτήθηκε στις 26 Νοεμβρίου 2017. 
  9. ↑ Astronomers Discover A Star That Would Not Die Αρχειοθετήθηκε 2018-05-17 στο Wayback Machine.. W. M. Keck Observatory. 8 November 2017.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Astronomers discover a star that would not die. Astronomy Now. 9 November 2017.
  11. ↑ Peculiar Supernovae. Dan Milisavljevic1, and Raffaella Margutti. arXive. 9 May 2018.
  12. ↑ Andrews JE, Smith N (2017). Strong late-time circumstellar interaction in the notso-impossible supernova iPTF14hls. ArXiv e-prints 1712.00514
  13. ↑ 13,0 13,1 Bizarre 3-Year-Long Supernova Defies Our Understanding of How Stars Die. Harrison Tasoff, Space. 8 November 2017.
  14. ↑ 14,0 14,1 Fermi Large Area Telescope detection of gamma-ray emission from the direction of supernova iPTF14hls (PDF). Noam Soker1, Avishai Gilkis. arXiv, Preprint 20 December 2017.
  15. ↑ 15,0 15,1 What Type of Star Made the One-of-a-kind Supernova iPTF14hls?. Arcavi, Iair. HST Proposal id.15222. Cycle 25. August 2017.
  16. ↑ Scientists on new supernova: WTF have we been looking at?. John Timmer, Ars Technica. 8 November 2017.
  17. ↑ 17,0 17,1 'Zombie star' amazes astronomers by surviving multiple supernovae. Ian Sample, The Guardian. 8 November 2017.
  18. ↑ 18,0 18,1 Models for the Unusual Supernova iPTF14hls. Stan E. Woosley. arXive, 26 January 2018.
  19. ↑ «This Star Went Supernova ... And Then Went Supernova Again». Discover Magazine. Ανακτήθηκε στις 21 Δεκεμβρίου 2019. 
  20. ↑ Dessart, Luc (2018). «A magnetar model for the hydrogen-rich super-luminous supernova iPTF14hls». Astronomy & Astrophysics 610: L10. doi:10.1051/0004-6361/201732402. Bibcode: 2018A&A...610L..10D. 
  21. ↑ Andrews, Jennifer E.; Smith, Nathan (2018). «Strong late-time circumstellar interaction in the peculiar supernova iPTF14hls». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 477 (1): 74–79. doi:10.1093/mnras/sty584. Bibcode: 2018MNRAS.477...74A. 
  22. ↑ Yuan, Qiang; Liao, Neng-Hui; Xin, Yu-Liang; Li, Ye; Fan, Yi-Zhong; Zhang, Bing; Hu, Hong-Bo; Bi, Xiao-Jun (2018). «Fermi Large Area Telescope Detection of Gamma-Ray Emission from the Direction of Supernova iPTF14hls». The Astrophysical Journal 854 (2): L18. doi:10.3847/2041-8213/aaacc9. Bibcode: 2018ApJ...854L..18Y. 
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=IPTF14hls&oldid=9814280"