Primena metode jednakog učešća na ostatak supernove G19+0 3

Primena metode jednakog u

češća na ostatak

supernove

G19+0 3

- diplomski rad -

Mentor: dr Tijana Prodanović

Kandidat: Varga Atila

Novi Sad, 2012

UNIVERZITET U NOVOM SADU

PRIRODNO-MATEMATIČKI

FAKULTET

DEPARTMAN ZA FIZIKU

Primena metode jednakog učešća na ostatak supernove G1 9+0 3

Nauka nam ne obećava ni mir ni sreću, ona nam nudi samo istinu.

Le Bon

Primena metode jednakog učešća na ostatak supernove G1 9+0 3

Sadržaj

Uvod ................................................................................................................ 4

Kratak istorijat ................................................................................................ 5

Radio – astronomija ........................................................................................ 5

3.1. Radio – teleskopi ............................................................................. 6

3.1.1. Antena ..................................................................................... 7

3.1.2. Prijemnik ................................................................................. 8

Spektri ........................................................................................................... 10

5. Evolucija zvezda i supernovih ...................................................................... 12

5.1. Podela supernovih .......................................................................... 14

5.2. Podela ostatka supernovih ............................................................. 15

Otkriće SNR G1 9+0 3 i njegove osnovne karakteristike .......................... 16

6.1. UporeĎivanje posmatranja na 1.49 GHz i 4.86 GHz ..................... 17

7. Podaci dobijeni iz posmatranja za SNR G1 9+0 3 ...................................... 17

7.1. PoreĎenje posmatranja iz 1985. i 2008. ......................................... 18

7.2. Ekspanzija i struktura ..................................................................... 19

7.3. Povećanje sjaja ............................................................................... 21

Spektralni indeks za SNR G1 9+0 3 ........................................................... 24

Račun jednakog učešća ................................................................................. 25

10.  Zaključak    ......................................................................................................   29

11.  Literatura   .......................................................................................................   30

12.  Kratka biografija    ...........................................................................................   31

Primena metode jednakog učešća na ostatak supernove G1 9+0 3

Uvod

Ljudsko oko, budući da je osetljivo samo na vidljivu svetlost, predstavlja ograničenje

posmatranju nebeskih objekata i pojava. Osim toga, oblaci gasa u meĎuzvezdanom prostoru
apsorbuju vidljivo i infracrveno zračenje, stoga veliki broj objekata je nemoguće posmatrati. Mnoge
kosmičke pojave se ne mogu posmatrati u oblasti vidljivog zračenja, i zato je za njihovo
proučavanje radio-astronomija od suštinskog značaja.

Radio-astronomija je grana astronomije koja proučava nebeske objekte kroz merenje

osobina radio talasa koje posmatrani objekti zrače.

Radio-teleskopi funkcionišu u frekvencionom opsegu koji je istovetan sa talasnom duţinom

dolazećih radio-talasa. Radio-talasi su oblik elektromagnetnog zračenja velikih talasnih duţina.
Radio-talasi imaju talasne duţine od nekoliko milimetara do nekoliko metara.

Radio-astronomski instrumenti omogućavaju posmatranje objekata i pojava koji proizvode

zračenje u opsegu radio-frekvencija na sledeći način: radio-teleskop skuplja i usmerava radio-talase
iz astronomskih izvora, a zatim se primljeni signal u električnom obliku prosleĎuje na dalju obradu
pomoću računara.

Postoji mnogo kosmičkih objekata u kojima nastaje radio-zračenje npr.: komete, planete,

zvezde, pulsari, ostaci supernovih, planetarne magline, kvazari itd.

U ovom radu se analizira najmlaĎi poznati galaktički ostatak supernove koji nosi oznaku

G1 9+0 3

. Starost ovog ostatka supernove je odreĎena kombinovanjem podataka iz NASA's

Chandra X-ray opservatorije i VLA radio-opservatorije.

Jedna od najupečatljivijih karakteristika ostatka supernove je jaka sinhrotronska emisija.

Njihov sprektar u radio-području je uglavnom netermalni i moţe se dobro aproksimirati kao

gde je

gustina fluksa zračenja po jediničnom intervalu frekvencije , a

predstavlja

spektralni indeks. Pored netermalne (sinhrotronsko zračenje) i moguće termalne emisije u radio-
kontinuumu, ostaci supernove zrače termalne optičke linije kao i u X-kontinuumu (zakočno i
sinhrotronsko zračenje).

Cilj ovog rada je da računom jednakog učešća odredimo vrednost magnetnog polja

min

za minimalnu vrednost ukupne energije

min

tot

, da se izračuna spektralni indeks pomoću vrednosti

koje imamo na raspolaganju kao i sama analiza evolucije spektralnog indeksa.

Primena metode jednakog učešća na ostatak supernove G1 9+0 3

pristup je posmatranje signala radio-izvora na različitim frekvencijama, odnosno snimanje spektra
signala.

Slika 1 – M87 radio-galaksija, snimljena pomoću VLBA (Very Long Baseline Array) na 2 cm

(

http://www.blogspan.org/blogs/astronomy-blog.html

)

3.1.

Radio-teleskopi

Radio-teleskopi su najefikasniji kad su velikih dimenzija jer te dimenzije moraju da budu

veće od talasne duţine zračenja, pošto teleskop po svojoj  osnovnoj  nameni sluţi  da sakupi  što  je
moguće više zračenja iz što je moguće uţeg dela neba. Svi radio-teleskopi su reflektori. Sastoje se
od refleksione površine (antena) koja sluţi da sakupi što više radio-zračenja i pošalje ga u ţiţu gde
se  nalazi  prijemnik.  Atmosfera  propušta  zračenje  kraćih  talasnih  duţina  od  pribliţno  30  m  (10
MHz). Zbog toga je neophodno da radio-teleskopi budu velikih dimenzija, naročito ako je potrebno
posmatrati  na  niskim  radio-frekvencijama.  Difrakcija  jako  utiče  na  kvalitet  radio-posmatranja.
Difrakcija je interferencija sekundarnih talasa koja na kruţnom otvoru stvara difrakcione prstenove.
Najjači  intenzitet  ima  krug  u  sredini,  a  svaki  sledeći  prsten  je  sve  slabiji  i  slabiji.  Pošto  radio-
teleskop na isti način prima zračenje kao što i sam zrači, on sam stvara difrakcionu sliku nezavisno
od  zračenja  koje  prima  sa  neba.  Teleskop  najviše  zrači  u  pravcu  svoje  ose.  Osa  teleskopa  je
zamišljena linija koja spaja ţiţu sa centrom reflektora. Pojava difrakcije je glavni problem za radio-
teleskope sa jednom antenom i ne moţe se izbeći ali se moţe smanjiti njen uticaj i to sa povećanjem
dijametra reflektora. MeĎutim i dalje su prisutni problemi konstrukcione prirode.

Interferometrija je tehnika u kojoj se kombinuje više teleskopa sa ciljem povećanja

rezolucije i dobijanja kvalitetnijih radio-slika. Elektronski se simulira efekat veoma velikog tanjira,
koristeći  signale  sa  mnogo  manjih  jednoantenskih  radio-teleskopa.  Koristeći  prednost  velikih
talasnih  duţina  radio-talasa,  detektori  mogu  da  mere  i  fazu  i  intenzitet  primljenog  zračenja.  Ako
jedan  par  jednoantenskih  teleskopa,  prostorno  razmaknutih,  posmatra  mali  izvor,  signal
kombinovan  iz  antene  osciluje  u  vremenu.  To  se  dešava  zbog  Zemljine  rotacije,  jer  kako  Zemlja
rotira, relativne faze signala primljene od strane ovih antena variraju, onako kako variraju razdaljine
od izvora do svake antene. Razmak izmeĎu antena interferometara odreĎuje veličinu jasno vidljivog
objekta.  Ako  izvor  koji  se  posmatra  na  nebu  pokriva  mnogo  manji  ugao  nego  što  je  odnos
posmatrane talasne duţine i dvostrukog rastojanja izmeĎu antena, tada signal kombinovan iz antene
osciluje  u  vremenu.  Ovaj  odnos  se  naziva  rezolucija  teleskopa.  Sa  povećanjem  rastojanja  izmeĎu
antena raste i rezolucija odnosno, opada najmanji ugao na nebu koji antena moţe jasno da razdvoji.
Za  proučavanje  većih  astronomskih  struktura  koriste  se  manje  rezolucije.  Interferometar  daje