- Dette emne har 173 svar og 10 stemmer, og blev senest opdateret for 2 Är, 2 mÄneder siden af Torben Taustrup. This post has been viewed 11887 times
-
IndlĂŠg
-
Bjarne- Super Nova
Faldet i intensitet er ganske hurtigt. Selv med en hastighed pÄ 500 km/s vil skyen have hen ganske skarp grÊnse. Der findes ikke noget bevis for eksistensen af sÄ smÄ og skarpe strukturer. Det ville pÄ den anden side vÊre meget interessant, hvis det var tilfÊldet. Men man fÄr altsÄ ikke lang tid pÄ et stÞrre teleskop til at observere noget, som man ikke helt kan udelukke. Der skal som minimum findes en overbevisende teori for dannelsen af en sÄ lille stÞvsky med en sÄ skarp afgrÊnsning. Jeg kender ikke en sÄdan teori.
Farvevariationerne ligner pĂ„ den anden side meget farvevariationerne for Tabby’s stjerne. Det ville ikke overraske mig, om der fandtes flere af denne type stjerner. De to hypoteser kan imidlertid afprĂžves ved studier af gamle fotografiske plader og CCD-optagelser af CrabbetĂ„gen. Globule hypotesen betyder, at alle stjerner kan undergĂ„ et hurtigt dyk i intensitet, hvorimod stĂžv i omegnen af stjernen betyder, at kun denne her stjerne kan undergĂ„ gentagne dyk i intensiteten.
Der findes mange arkivplader, som er taget for at finde variationer i tĂ„gens struktur. Jeg har f.eks. fundet, at C.O. Lampland gennem mange Ă„r optog fotografiske plader af CrabbetĂ„gen. Han skrev i 1921 en artikel med titlen “Observed Changes in the Structure of the Crab Nebula”:
http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1921PASP…33…79L
Jeg ved ikke, hvor disse plader befinder sig eller om de er blevet skannet. Men jeg ved, at Brad Schaefer har lavet fotometri pÄ gamle arkivplader.
Torben Taustrup- Neutron star
Min viden pÄ omrÄdet er begrÊnset, sÄ jeg mÄ stÞtte mig til folk, som ved noget om det.
Inspireret af din henvisning til artikel har jeg fundet denne:
http://adsabs.harvard.edu/abs/2018PhDT………3G
Den er skrevet af Ph.D. Thesis, LuleÄ University of Technology, May 2018,
I denne refereres der til bÄde globuler og globulettes. Som navnet antyder, er de sidstnÊvnte mindre end globuler.
Et lille uddrag af abstract:Masses and densities were derived from the extinction of light through the globulettes and the measured shape of the objects. A majority of the globulettes have planetary masses, <13 M_J (Jupiter masses). Very few objects have masses above 100 M_J â 0.1 M (Solar masses). Hence, there is no smooth overlap between globulettes and globules, which makes us conclude that globulettes represent a distinct, new class of objects. Globulettes might have been formed either by the fragmentation of larger filaments, or by the disintegration of large molecular clouds originally hosting compact and small cores. At a later stage, globulettes expand, disrupt or evaporate. [/i]
Der er altsÄ en mulighed for, at disse globulettes kan oplÞses. En anden interessant ting er, at man anslÄr, at deres hastighed ligger i omrÄdet 60-1600 km/sec. Vil ovenstÄende kunne sandsynliggÞre det forholdsvis kortvarige dyk i magnitude for Dim?
Vores mÄlinger viser, at hÊndelsen har en varighed af ca. 60 dage mellem oprindelig lystyrke, minimum og et niveau, der ligger tÊt pÄ den oprindelige lysstyrke.Vi er ikke klar over, hvilken spektralklasse Dim hÞrer til. Vi kan dog konstatere, at den stÞrste del af faldet i magnitude har ligget i det blÄ omrÄde. RÞd er stort set ikke pÄvirket.
Du nĂŠvner noget om, at man pĂ„ grundlag af de spektrale oplysninger kan afgĂžre, hvor store stĂžvpartikler der er tale om.TOC Observatory - "http://tocobs.org -14.5âł â f:4,2 Newt - Atik383 - ZWO2600-mono â SXV H9 - QHY8L-color - SkyWatcher 80 mm ED refraktor - 60 mm F:6 apocromat - TAL Apolar 125 f : 7,5.
Bjarne- Super Nova
Det kan godt vÊre, at miniglobuler har planetaktige masser, men har de tilstrÊkkeligt skarpe kanter til at give starten pÄ dykket?
Hvis jeg skulle “opfinde” en teori, ville det blive magnetohydrodynamiske chokbĂžlger. ChokbĂžlger er karakteriseret ved en meget skarp overgang i tĂŠthed, nĂ„r de bevĂŠger sig fremad. Man kunne mĂ„ske forestille sig, at kun meget smĂ„ stĂžvkorn komprimeres. Dette ville automatisk medfĂžre en skarp blĂ„ absorption.
Men dette er kun spekulationer fra min side. Men der forekommer synchrotonstrÄling fra relativistiske elektroner, som accelereres ved at passere frem og tilbage mellem chokbÞlger, den sÄkaldte fermiacceleration. Det er en sÄdan optisk synchrotonstrÄling, som via et relativistisk doppler-boost i en jet bliver til et gammaglimt.
Jeg ved ikke, om sÄdanne chokbÞlger kan rive stÞv med sig.
Bjarne- Super Nova
Jeg er kommet i tanke om den helt rigtige at spĂžrge, Troels HaugbĂžlle. Jeg kender Troels fra et lĂŠngere ophold i Aarhus.
https://starplan.dk/users/haugboelle
Research Field(s):
Computational Astrophysics
Research Interests:
I use realistic and massive computational models to better understand star and planet formation. I am also interested in establishing stronger links to observational astronomy through the application of âsynthetic observationsâ of our models, which can be directly compared with real observations of star forming regions. Recently, my main focus has been increasing the fidelity of our models by including realistic (but complicated) physical ingredients in to our models, such as chemical networks and radiative transfer.Han har ogsĂ„ arbejdet med elektronacceleration i chokbĂžlger.
flemov- Giant
Nu ved vi jo – strengt taget – ikke, hvor hurtigt formĂžrkelsen skete, da vi jo ikke har data mellem januar 2018 & midt i november 2018.
PĂ„ optagelsen fra 16.11.2018 – som venligst er udlĂ„nt af Leif Hugo – ser det ud som formĂžrkelsen er startet – men kun at nĂ„et ca. halvvejs mod max.Mvh.
FlemmingFlemming R. Ovesen.
TOC observatory
https://tocobs.org
flemov- Giant
– noget andet er, at mĂ„ler man inde i en tĂ„ge med aperture-metoden, sĂ„ fĂ„r man magnitude i relation vil den omgivende tĂ„ge.
Dette skyldes at MAXIM altid trÊkker baggrunden fra signalet, nÄr magnituden skal udregnes.
P.g.a. dette fÄr man, for det fÞrste en stÞrre (numerisk) magnitude, og for det andet en usikker beregning hvis tÄgen Êndrer sig mellem mÄlingerne.
Nu er M1 jo et sÊrdeles dynamisk objekt, og i det pÄgÊldende omrÄde er der endda en voldsom aktivitet, sÄ jeg fik den ide at mÄle tÄgens lysstyrke i annulus
– som jo er et omrĂ„de, der bruges til at beregne baggrunden.
Annulus er omrÄdet mellem de to yderste cirkler.
Det gav sĂ„ dette resultat (Tidsaksen er – som sĂŠdvanlig – stĂŠrkt komprimeret til venstre for 0)Gennemsnittet i annulus (Fratrukket bagrunden uden for tĂ„gen) har jeg sĂ„ omsat til magnitude v.h.a. kalibrering via en stjerne udenfor tĂ„gen.
SpÞrgsmÄlet er sÄ, om man kan bruge det til noget ?
Mvh
FlemmingFlemming R. Ovesen.
TOC observatory
https://tocobs.org
Torben Taustrup- Neutron star
Nu ved vi jo â strengt taget â ikke, hvor hurtigt formĂžrkelsen skete, da vi jo ikke har data mellem januar 2018 & midt i november 2018.
PĂ„ optagelsen fra 16.11.2018 â som venligst er udlĂ„nt af Leif Hugo â ser det ud som formĂžrkelsen er startet â men kun at nĂ„et ca. halvvejs mod max.
Mvh.
Flemming
Jeg har ogsÄ haft de samme tanker, men fik sÄ set nÊrmere pÄ kurverne. Her er den tidstro kurve, som starter i 2015. Det kraftigste fald i magnitude sker i lÞbet af omkring 12 dage.
I Þvrigt ser det ud til, at der allerede fra omkring 2017 sker et fald i magnitude og at intensiteten sÄ igen stiger hen mod 2019.
Mvh
TorbenTOC Observatory - "http://tocobs.org -14.5âł â f:4,2 Newt - Atik383 - ZWO2600-mono â SXV H9 - QHY8L-color - SkyWatcher 80 mm ED refraktor - 60 mm F:6 apocromat - TAL Apolar 125 f : 7,5.
Torben Taustrup- Neutron star
Regner man lidt med de opgivne hastigheder som man anslÄr, at globuler kan bevÊge sig med, sÄ vil 60 km/sec give en bevÊgelse pÄ ca. 62,2 mil. km i lÞbet af 12 dage.
TOC Observatory - "http://tocobs.org -14.5âł â f:4,2 Newt - Atik383 - ZWO2600-mono â SXV H9 - QHY8L-color - SkyWatcher 80 mm ED refraktor - 60 mm F:6 apocromat - TAL Apolar 125 f : 7,5.
Torben Taustrup- Neutron star
D. 22. april var jeg ude for at fÄ sÊsonens sidste optagelser af krabben i kassen.
Da det var meget lyst, kunne jeg fÞrst starte ved 22-tiden, og pÄ det tidspunkt stod tÄgen meget lavt.
Tidligere havde vi kÞrt med 240 sekunder, men det tillod den lyse himmel slet ikke, sÄ eksponeringstiden blev sat til 120 sekunder.Lufturoen var i perioder ret dominerende, og der kom ikke ret godt billeder ud af den session. Fem eksponeringer i alt.
FWHM blev ikke bedre end 4,6, og s/n pÄ stacken er ca. 30.
Guidingen var den ringeste i denne sĂŠson.
Jeg har trods den dÄrlige kvalitet af optagelsen prÞvet at mÄle pÄ den.
PÄ nedenstÄende diagram er der anvendt en anden setting pÄ mÄlecirklerne.
Den seneste mÄling stikker ikke markant af fra den forventede tendens. Der skal helt klart forskes mere i mÄlemetoden.Som det fremgÄr, er Dim blevet ca. 0,6 magnitude klarere siden Ärsskiftet.
TOC Observatory - "http://tocobs.org -14.5âł â f:4,2 Newt - Atik383 - ZWO2600-mono â SXV H9 - QHY8L-color - SkyWatcher 80 mm ED refraktor - 60 mm F:6 apocromat - TAL Apolar 125 f : 7,5.
Bjarne- Super Nova
Jeg synes stadig at det er mÊrkeligt, at stÞv kan medfÞre en sÄ hurtig variation. I har ikke forsÞgt reduktion med et andet program som f.eks. Sextractor?
PolarisationsmÄlinger ville ogsÄ vÊre interessant. SynchrotronstrÄling er polariseret og absorption fra smÄ stÞvkorn er ogsÄ polariseret.
Der kunne ogsÄ findes andre nye observationer end observationer af globuler med HST. Jeg tÊnker pÄ interferometriske observationer af synchrotronstrÄlingen som ved sammenligning med den optiske synchrotronstrÄling kan give et kort over stÞvabsorption. Det er heller ikke afklaret, hvordan globulerne er dannet.
Der er mange Äbne spÞrgsmÄl, som nogle mÄske er i gang med at undersÞge.
Torben Taustrup- Neutron star
Hej Bjarne
Vi har ikke prĂžvet at anvende andre programmer end Maxim DL.
Hvad der forÄrsager det markante fald i lysstyrken kan man kun gÊtte pÄ. Muligheden for at udfÞre polarisationsmÄlinger er forpasset, men jeg tror ikke, at polarisation er hele forklaringen.
At stĂžvet, der blĂŠses vĂŠk fra tĂ„gens center, alene kan forĂ„rsage dĂŠmpningen mener jeg ikke er sĂ„ sandsynligt. Visuelt ser skyerne, der hele tiden flytter sig, ud til at have stort set den samme tĂŠthed – det mĂ„ have vĂŠret noget med en stĂžrre tĂŠthed.
Det er, som du skriver, heller ikke afklaret, hvordan globuler er dannet. Vi kan godt blive enige om, at de er dannet. Ligesom i andre sammenhÊnge, sÄ er det reglen, at stof tiltrÊkker stof, og der hvor koncentrationen er stÞrst, vil stoffet samles.
PÄ krabbefilmen kan man ogsÄ iagttage andre stjerner i tÄgen, og umiddelbart lader det ikke til, at disse undergÄr synlige magnitudeforandringer. De variationer man kan se, skyldes primÊrt forskellige observationsforhold de enkelte aftener.
Vi har talt om at lave mĂ„linger pĂ„ andre stjerner for at se, hvor meget disse ĂŠndrer sig, men jeg vil mene, at de mĂ„linger der er lavet pĂ„ Ref. kan indikere, at mĂ„lemetoden fungerer. Ref. varierer omkring +/- 0,1 magnitude.TOC Observatory - "http://tocobs.org -14.5âł â f:4,2 Newt - Atik383 - ZWO2600-mono â SXV H9 - QHY8L-color - SkyWatcher 80 mm ED refraktor - 60 mm F:6 apocromat - TAL Apolar 125 f : 7,5.
Bjarne- Super Nova
Jeg har fundet denne teoretiske artikel “Evolution of the Crab nebula in a low energy supernova”
https://arxiv.org/abs/1505.03211
De fleste teoretiske betragtninger forsimpler sagen, men de har en vis grad af sandhed. Figur 1 viser, at krabbetÄgen har to komponenter: a) en hurtig pulsarvind og b) en omgivende skal af filamenter. Pulsarvinden har meget hÞjere hastigheder. Virkeligheden er meget mere rodet, men den er grundlÊggende den samme, som man ser i wikipedia-artiklen:
https://en.wikipedia.org/wiki/Crab_Nebula
Det er sandsynligt, at pulsarvinden indeholder chokbĂžlger, som bevĂŠger sig meget hurtigere end de omtalte filamenter omkring pulsarvinden. ChokbĂžlger er karakteriseret ved meget store tĂŠthedsforskelle over en meget kort afstand. Det er velkendt, at elektroner accelereres i chokbĂžlger i radiojets.
Men det er uklart, om smÄ stÞvkorn kan overleve i pulsarvinden. Men de kan mÄske forekomme ved overgangen mellem pulsarvinden og de meget langsommere filamenter. En hurtig chokbÞlge med stÞv vil sandsynligvis kunne give et kortvarigt dyk i intensiteten.
Der er generelt en stor interesse for smÄ stÞvkorn, som ses i denne artikel:
https://www.nature.com/articles/s41550-019-0763-6
Bjarne- Super Nova
Jeg har lÊst lidt mere i artiklen om krappetÄgen som en lavenergisupernova. Enhver supernova forvandles i lÞbet af fÄ timer til en ekspanderende sky pÄ frihjul. To punkter i skyen fjerner sig fra hinanden med en hastighed, som er proportional med afstanden mellem punkterne meget lig det ekspanderende univers. Supernovaens totale energi er bestemt af hastigheden pÄ overfladen af skyen. Hastigheden pÄ skyens overflade er mÄske 2500 km/s for KrabbetÄgen.
Omkring den hurtigtroterende neutronstjerne i centrum dannes en relativistisk vind drevet af neutronstjernemagnetfelt. Energien stammer fra opbremsning af neutronstjernens rotation. Vinden indhenter gassen i den ekspanderende gassky, idet der dannes en chokbÞlge, som arbejder sig ind i den ekspanderende gassky med en relativ hastighed af ca 150 km/s (i forhold til gassens hastighed). Boblen med pulsarvinden vokser sig stÞrre i lÞbet af nogle hundrede Är. Den er nu ifÞlge artiklen nÄet ud til en afstand, hvor gasskyen har en hastighed af ca. 1600 km/s. Dette er forfatternes teori.
Der findes angiveligt en anden teori. Her foregÄr supernovaen i en supergigant, som har efterladt sig en tÊt stjernevind. I denne teori har pulsarvinden Êdt sig gennem den ekspanderende supernovasky og bevÊger sig nu gennem supergigantens stjernevind, som ekspanderer med en meget lavere hastighed. Der dannes ogsÄ i dette tilfÊlde en chokbÞlge, men med en anden hastighed. Jeg mangler at finde en artikel om dette tilfÊlde.
I begge tilfÊlde dannes chokbÞlger. Jeg kan forestille mig, at en sÄdan chokbÞlge set lige fra siden kan frembringe et kortvarigt fald i en stjernes intensitet.
Bjarne- Super Nova
Teorierne for KrabbetÄgens dannelse er, som skrevet, meget idealiserede. Det er mest sandsynligt, at neutronstjernens relativistiske vind danner chokbÞlger omkring globuler i en kraftig stjernevind fra en blÄ superkÊmpe. ChokbÞlgens hastighed er stÞrst, hvor massetÊtheden er lavest i stjernevinden. Dette betyder, at chokbÞlgen konvergerer mod en globules centrum. Man observerer kun en hurtig variation i stjernens lys, hvis synslinjen tangerer chokbÞlgen, sÄ den ses lige fra siden. Dette betyder, at man aldrig vil observere mere end Ún begivenhed for den samme stjerne.
Bjarne- Super Nova
Jeg undskylder, at jeg fortsÊtter. Situationen minder mig om Ulam-Teller mekanismen for brintbomben. Man Þnskede en cylinderformet implosion i flydende deuterium mod et sÄkaldt tÊndrÞr, som bl.a. indeholdt tritium (en proton og 2 neutroner). Problemet var at fÄ implosionen synkroniseret. Dette opnÄs ved rekylvirkningen fra et stof pÄ cylinderoverfladen, som fordampes af en chokbÞlge frembragt af et strÄlingsdomineret plasma frembragt af en plotoniumbombe i den ene ende af et hulrum omkring cylinderen med deuterium. Fidusen er, at et strÄlingsdomineret plasma har en lydhastighed pÄ c/sqrt(3), som er meget hurtigere end et plasma med atomkerner. Hvad har dette med KrabbetÄgen at gÞre? Jo, et magnetiseret plasma af relativistiske elektroner (accelereret af neutronstjernen) opfÞrer sig pÄ mange mÄder som et strÄlingsdomineret plasma, dvs lydhastigheden nÊrmer sig c/sqrt(3) som ved brintbombemekanismen. En chokbÞlge omkring en globule vil som ovenfor nÊvnt trykke globulen sammen. Det er imidlertid sÊrdeles vanskeligt at fÄ en implosion mod et punkt. Implosionen vil naturligt ende som en pandekage. Pandekagen vil vÊre meget tynd. Den vil slet ikke kunne oplÞses med eksisterende teleskoper, hvis den ses fra kanten. Den tynde pandekage, set fra kanten, driver hurtigt forbi stjerneskiven, idet den medfÞrer et dyk i intensiteten. Denne hÊndelse vil kun forekomme Ún gang.
- Du skal vÊre logget ind for at svare pÄ dette indlÊg.