Сверхсветовая сверхновая - Superluminous supernova
Супер-световой сверхновой ( SLSN , множественное супер светящиеся сверхновые или SLSNe ) представляет собой тип взрыва звезды с светимостью 10 или более раз выше , чем у стандартного сверхновых . Как и сверхновые , SLSNe, по-видимому, создаются несколькими механизмами, что легко выявляется по их кривым блеска и спектрам . Существует несколько моделей того, какие условия могут вызвать SLSN, включая коллапс ядра у особо массивных звезд , миллисекундные магнетары , взаимодействие с околозвездным веществом (модель CSM) или сверхновые с парной нестабильностью .
Первая подтвержденная сверхновая сверхновая, связанная с гамма-всплеском, не была обнаружена до 2003 года, когда GRB 030329 осветил созвездие Льва. SN 2003dh представляла собой смерть звезды, в 25 раз более массивной, чем Солнце, с выбросом вещества со скоростью более одной десятой скорости света.
В июне 2018 года была обнаружена AT2018cow , которая оказалась очень мощным астрономическим взрывом , в 10-100 раз ярче обычной сверхновой.
Сегодня считается, что звезды с M ≥ 40 M ☉ порождают сверхсветовые сверхновые.
Классификация
Открытие многих SLSNe в 21 веке показало, что они не только были на порядок более яркими, чем большинство сверхновых, но и маловероятно , что их остатки подпитывались типичным радиоактивным распадом, который отвечает за наблюдаемые энергии обычных сверхновых.
События SLSNe используют отдельную схему классификации, чтобы отличить их от обычных сверхновых типа Ia , типа Ib / Ic и типа II , грубо различая спектральную сигнатуру событий с высоким и низким содержанием водорода.
Богатые водородом SLSNe классифицируются как SLSN-II типа, при этом наблюдаемое излучение проходит через изменяющуюся непрозрачность толстой расширяющейся водородной оболочки. Большинство бедных водородом событий классифицируются как тип SLSN-I, в котором видимое излучение создается большой расширяющейся оболочкой материала, приводимой в действие неизвестным механизмом. Третья менее распространенная группа SLSNe также бедна водородом и аномально светится, но явно питается за счет радиоактивности от 56 Ni .
Растущее число открытий обнаруживает, что некоторые SLSNe не вписываются в эти три класса, поэтому были описаны дополнительные подклассы или уникальные события. Многие или все SLSN-I показывают спектры без водорода или гелия, но имеют кривые блеска, сравнимые с обычными сверхновыми типа Ic, и теперь классифицируются как SLSN-Ic. PS1-10afx - это необычно красный безводородный SLSN с чрезвычайно быстрым ростом до почти рекордной пиковой яркости и необычно быстрым спадом. PS1-11ap похож на SLSN типа Ic, но имеет необычно медленный подъем и снижение.
Астрофизические модели
Было предложено множество причин для объяснения событий, которые на порядок или больше, чем стандартные сверхновые. Модели коллапсара и CSM (околозвездного материала) являются общепринятыми, и ряд событий хорошо наблюдается. Другие модели все еще принимаются только в предварительном порядке или остаются полностью теоретическими.
Модель Collapsar
Модель коллапсара - это тип сверхсветовой сверхновой, которая создает гравитационно коллапсирующий объект или черную дыру . Слово «Коллапсар», сокращенно от «обрушилась звезда », ранее был использован для обозначения конечного продукта звездного гравитационного коллапса , в черной дыры звездной массы . Это слово сейчас иногда используется для обозначения конкретной модели коллапса быстро вращающейся звезды. Когда ядро коллапс происходит в звезде с ядром по крайней мере , около пятнадцати Солнца массы ( M ☉ ) -though химического состава и скорости вращения также существенны-энергия взрыва недостаточно , чтобы изгнать внешние слои звезды, и он будет коллапсировать в черную дыру, не вызывая видимой вспышки сверхновой.
Звезда с массой ядра немного ниже этого уровня в диапазоне 5-15 М ☉ -будет пройти взрыв сверхновой, но так много выброшенный масса падает обратно на основной остаток , что он все еще коллапсирует в черную дыру. Если такая звезда вращается медленно, то она образует слабую сверхновую, но если звезда вращается достаточно быстро, то откат к черной дыре приведет к появлению релятивистских струй . Энергия, которую эти струи передают в выброшенную оболочку, делает видимую вспышку значительно более яркой, чем у стандартной сверхновой звезды. Струи также испускают частицы высокой энергии и гамма-лучи непосредственно наружу и тем самым создают рентгеновские или гамма-всплески; струи могут длиться несколько секунд или дольше и соответствовать длительным гамма-всплескам, но они, по-видимому, не объясняют кратковременные гамма-всплески.
Звезды с 5-15 M ☉ сердечников имеют приблизительную общую массу 25-90 М ☉ , предполагая , что звезда не претерпела значительную потерю массы. Такая звезда все еще будет иметь водородную оболочку и взорвется как сверхновая типа II. Слабые сверхновые типа II наблюдались, но не было определенных кандидатов в SLSN типа II (кроме типа IIn, которые не считаются реактивными сверхновыми). Только звезды популяции III с очень низкой металличностью достигнут этой стадии своей жизни с небольшой потерей массы. У других звезд, в том числе большинства видимых нам, большая часть внешних слоев будет снесена из-за высокой светимости, и они станут звездами Вольфа-Райе . Некоторые теории предполагают, что они будут производить сверхновые типа Ib или Ic, но ни одно из этих событий до сих пор не наблюдалось в природе. Многие наблюдаемые SLSNe, вероятно, относятся к типу Ic. Те, которые связаны со всплесками гамма-излучения, почти всегда относятся к типу Ic, являясь очень хорошими кандидатами на то, чтобы релятивистские джеты образовывались в результате отката к черной дыре. Однако не все SLSNe типа Ic соответствуют наблюдаемым гамма-всплескам, но события будут видны только в том случае, если один из джетов будет направлен на нас.
В последние годы большое количество наблюдательных данных о долгоживущих гамма-всплесках значительно расширило наше понимание этих событий и прояснило, что модель коллапсара производит взрывы, которые лишь в деталях отличаются от более или менее обычных сверхновых и имеют диапазоны энергий примерно от нормальных. примерно в 100 раз больше.
Хорошим примером коллапсара SLSN является SN 1998bw , который был связан с гамма-всплеском GRB 980425 . Она классифицируется как сверхновая типа Ic из-за ее отличительных спектральных свойств в радиоспектре , указывающих на присутствие релятивистской материи.
Модель околозвездного материала
Почти все наблюдаемые SLSNe имели спектры, подобные сверхновым типа Ic или типа IIn. Считается, что SLSNe типа Ic образуется в результате обратного выброса в черную дыру, но SLSNe типа IIn имеют существенно разные кривые блеска и не связаны со всплесками гамма-излучения. Все сверхновые типа IIn заключены в плотную туманность, вероятно, изгнанную из самой звезды-прародителя, и этот околозвездный материал (CSM) считается причиной дополнительной светимости. Когда материал, выброшенный в результате первоначального нормального взрыва сверхновой, встречает плотный материал туманности или пыль вблизи звезды, ударная волна эффективно преобразует кинетическую энергию в видимое излучение. Этот эффект значительно усиливает эти сверхновые с увеличенной продолжительностью и чрезвычайно ярким светом, хотя начальная энергия взрыва была такой же, как и у обычных сверхновых.
Хотя любой тип сверхновой потенциально может произвести SLSNe типа IIn, теоретические ограничения на размеры и плотность окружающих CSM предполагают, что она почти всегда будет производиться самой центральной звездой-прародителем непосредственно перед наблюдаемым событием сверхновой. Такие звезды являются вероятными кандидатами в гипергиганты или LBV, которые, по-видимому, претерпевают значительную потерю массы из-за нестабильности Эддингтона , например, SN2005gl .
Сверхновая с парной нестабильностью
Другой тип подозреваемых SLSN - это сверхновая с парной нестабильностью , первым наблюдаемым примером которой может быть SN 2006gy . Эта сверхновая звезда наблюдалась в галактике примерно в 238 миллионах световых лет (73 мегапарсека ) от Земли.
Теоретическая основа коллапса парной нестабильности была известна в течение многих десятилетий и предлагалась в качестве доминирующего источника элементов с более высокой массой в ранней Вселенной после взрыва сверхмассивных звезд населения III . В сверхновой с парной нестабильностью эффект образования пар вызывает внезапное падение давления в ядре звезды, что приводит к быстрому частичному коллапсу. Гравитационная потенциальная энергия от коллапса вызывает неконтролируемое слияние ядра, которое полностью разрушает звезду, не оставляя остатков.
Модели показывают, что это явление происходит только у звезд с чрезвычайно низкой металличностью и массой примерно в 130-260 раз больше Солнца, что делает их крайне маловероятными в локальной вселенной. Хотя первоначально предполагалось, что SLSN-взрывы будут в сотни раз больше, чем сверхновые, современные модели предсказывают, что они на самом деле производят светимость в диапазоне от примерно такой же, как у обычной сверхновой звезды с коллапсом ядра, до, возможно, в 50 раз ярче, хотя остаются яркими гораздо дольше.
Высвобождение энергии магнетара
Модели создания и последующего замедления вращения магнитара дают гораздо более высокую светимость, чем обычные сверхновые, и соответствуют наблюдаемым свойствам по крайней мере некоторых SLSNe. В случаях, когда сверхновая звезда с парной нестабильностью может не подходить для объяснения SLSN, объяснение с помощью магнетара более правдоподобно.
Другие модели
Все еще существуют модели взрывов SLSN, производимых двойными системами, белыми карликами или нейтронными звездами в необычном расположении или в процессе слияния, и некоторые из них предлагаются для объяснения некоторых наблюдаемых всплесков гамма-излучения.
Смотрите также
- Гипернова - сверхновая, которая выбрасывает большую массу с необычно высокой скоростью.
- Прародители гамма-всплесков - типы небесных объектов, которые могут испускать гамма-всплески.
- Кварковая звезда - компактная экзотическая звезда, которая образует материю, состоящую в основном из кварков.
- Кварк-нова - Гипотетический сильный взрыв в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду.
использованная литература
дальнейшее чтение
- MacFadyen, AI; Вусли, С.Е. (1999). «Коллапсары: гамма-всплески и взрывы в« неудавшихся сверхновых » ». Астрофизический журнал . 524 (1): 262–289. arXiv : astro-ph / 9810274 . Bibcode : 1999ApJ ... 524..262M . DOI : 10.1086 / 307790 . S2CID 15534333 .
- Вусли, С.Е. (1993). «Гамма-всплески от дисков аккреции звездной массы вокруг черных дыр». Астрофизический журнал . 405 (1): 273–277. Bibcode : 1993ApJ ... 405..273W . DOI : 10.1086 / 172359 .
- Пиран, Т. (2004). «Физика гамма-всплесков». Обзоры современной физики . 76 (4): 1143–1210. arXiv : astro-ph / 0405503v1 . Bibcode : 2004RvMP ... 76.1143P . DOI : 10.1103 / RevModPhys.76.1143 . S2CID 118941182 .
- Хьорт, Йенс; Соллерман, Джеспер; Møller, Palle; Финбо, Йохан ПУ; Woosley, Stan E .; Ковелиоту, Крисса; Tanvir, Nial R .; Грейнер, Йохен; Андерсен, Майкл I .; и другие. (2003). «Очень мощная сверхновая, связанная с гамма-всплеском 29 марта 2003 года». Природа . 423 (6942): 847–50. arXiv : astro-ph / 0306347 . Bibcode : 2003Natur.423..847H . DOI : 10,1038 / природа01750 . PMID 12815425 . S2CID 4405772 .