Supernova - Supernova


Из Википедии, свободной энциклопедии

SN 1994D (яркое пятно на нижнем левом углу), A сверхновой типа Ia в пределах своей основной галактики, NGC 4526

Сверхновой ( / ¯ сек ¯u р ər п против ə / множественного числа: суперновинки / ¯ сек ¯u р ər п V я / или сверхновые , аббревиатуры: SN и SNe ) представляет собой событие , которое происходит после смерти определенных типов звезд ,

Сверхновая более энергичны , чем новые звезды . В латинском , сверхновой означает «новый», имея в виду астрономически на то , что кажется временным новой яркой звездой. Добавление префикса «супер-» отличает сверхновые от обычных новых, которые гораздо менее светящееся. Слово сверхновой был придуман Бааде и Фриц Цвикки в 1931 году.

Только три Млечного Пути , были обнаружены события сверхновых невооруженного глаза в течение последних тысячи лет, хотя многие из них были замечены в других галактиках . Самые последние непосредственно наблюдали сверхновой в Млечном Пути была Сверхновая Кеплера в 1604 году, но еще две последние остатки сверхновых также были найдены. Статистические наблюдения сверхновых в других галактиках предположить , что они происходят в среднем примерно в три раза каждое столетие в Млечном Пути, и что любая галактических сверхновых почти наверняка будет наблюдаться с помощью современных астрономических телескопов.

Сверхновая может выслать много, если не все, из материала от звезды со скоростями до 30000 км / с или 10% от скорости света . Это диски расширяющейся и быстро двигающаяся ударная волна в окружающей межзвездную среду , и , в свою очередь, подметание расширяющейся оболочки газа и пыли, которое наблюдается в виде остатка сверхнового . Сверхновые создать, предохранитель и извлечь большую часть химических элементов , производимых нуклеосинтеза . Сверхновые играют значительную роль в обогащении межзвездной среды с более тяжелых атомной массы химических элементов. Кроме того, расширяющиеся ударные волны от сверхновых может вызвать образование новых звезд . Остатки сверхновые , как ожидается , ускорить значительную часть галактических первичных космических лучей , но прямые доказательства для производства космических лучей были обнаружено только в некоторых из них до сих пор. Они также являются потенциально сильными галактическими источниками гравитационных волн .

Теоретические исследования указывают на то, что большинство сверхновых вызываются одним из двух основных механизмов: внезапного повторного возгорания ядерного синтеза в вырожденной звезды или внезапного гравитационного коллапса массивной звезды ядра . В первом случае, вырожденный белый карлик может накапливать достаточное количество материала , из двоичного компаньона , либо через аккрецию или через слияние, чтобы повысить его температуру ядра достаточно , чтобы вызвать беглый ядерный синтез, полностью разрушая звезду. Во втором случае, ядро массивной звезды может претерпевать внезапный гравитационный коллапс, высвобождая гравитационную потенциальную энергию как сверхновые. Хотя некоторые наблюдаемые сверхновые являются более сложными , чем эти два упрощенных теорий, механики астрофизическая коллапс были созданы и приняты большинством астрономов в течение некоторого времени.

Благодаря широкому диапазону астрофизических последствий этих событий, астрономы считают сверхновое исследование, через поле звездной и галактическую эволюцию, как особо важную область для исследования.

История наблюдения

Выделенные каналы относятся к китайскому наблюдению SN 1054

Ранняя запись HB9 сверхновых рассматривались индейцами примерно 5000 лет назад и записали в старой схеме звезды . Позже, SN 185 , рассматривалась китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая сверхновая была записана SN 1006 , которое произошло в 1006 г. н.э. , и был описан наблюдателями по всей территории Китая, Японии, Ираке, Египте и Европе. Широко наблюдается сверхновой SN 1054 произвел Крабовидной туманности . Сверхновый SN 1572 и SN 1604 , последняя будут наблюдаться невооруженным глазом в галактике Млечного Пути, имели заметное влияние на развитии астрономии в Европе , потому что они привыкли выступать против аристотелевской идеи , что вселенная за пределами Луны и планета статична и неизменна. Иоганн Кеплер начал наблюдения SN 1604 на своем пике 17 октября 1604 года и продолжал делать оценки своей яркости , пока он не исчез из голого зрения глаз через год. Это был второй сверхновой наблюдаться в поколении (после того, как SN 1572 замечен Tycho Браге в Кассиопее).

Существует ряд доказательств , что самый молодой галактический сверхновая G1.9 + 0,3 , произошло в конце 19 - го века, значительно позже , чем Кассиопея А от около 1680. Ни Сверхновая было отмечено , в то время. В случае G1.9 + 0.3, высокая экстинкции вдоль плоскости галактики могла бы серый цвет события достаточно , чтобы пройти незамеченными. Ситуация для Кассиопеи А менее ясна. Инфракрасное световое эхо было обнаружено , показывающим , что это был типом IIb сверхновая и не была в области особо высокого исчезновения .

До разработки телескопа , только пять сверхновых были замечены в прошлом тысячелетии . По сравнению с целой историей звезды, визуальный вид галактической Сверхновой очень кратко, возможно , на протяжении нескольких месяцев, так что шансы наблюдения одного примерно один раз в жизни. Лишь незначительная часть из 100 миллиардов звезд в типичной галактике есть потенциал , чтобы стать сверхновой, ограниченной либо имеющие большую массу или чрезвычайно редкие виды двойных звезд , содержащих белые карлики .

Тем не менее, наблюдение и обнаружение внегалактических сверхновых теперь гораздо более распространенным явлением. Первое такое наблюдение было SN 1885A в галактике Андромеды . Сегодня, любительские и профессиональные астрономы находят несколько сот каждый год, некоторые , когда рядом с максимальной яркостью, другие на старых астрономических фотографиях или пластинах. Американские астрономы Рудольф Минковский и Фриц Цвикки разработали современную схему классификации сверхновой , начиная с 1941 г. В 1960 - х годах, астрономы обнаружили , что максимальные интенсивности сверхновых могут быть использованы в качестве стандартных свеч , следовательно , показателей астрономических расстояний. Некоторые из самых отдаленных сверхновых , наблюдаемых в 2003 году, появился диммер , чем ожидалось. Это подтверждает мнение о том , что расширение Вселенной ускоряется . Методы были разработаны для реконструкции сверхновых события , которые не имеют никаких письменных записей наблюдаются. Дата Кассиопеи A сверхнового события было определена из света эха от туманностей , в то время как возраст сверхнового остатка RX J0852.0-4622 был оценен на основе измерений температуры и гамма - излучений от радиоактивного распада титана-44 .

SN Antikythera, SN Элеонор и SN Александр в скоплении галактик RXC J0949.8 + 1707.

Самой яркой сверхновой когда - либо записанная ASASSN-15lh . Впервые он был обнаружен в июне 2015 года и достиг 570 млрд  L , который в два раза превышает болометрическая светимость любого другого известного сверхновой. Тем не менее, характер этой сверхновой продолжает обсуждаться и несколько альтернативных объяснений было предложено, например , приливного разрушения звезды черной дырой.

Среди самых ранних обнаружено со времени детонации, и для которых самые ранние спектры были получены (начиная с 6 часов после фактического взрыва), тип II SN 2013fs (iPTF13dqy) , который был записан на 3 часа после того, как событие сверхновой 6 октября 2013 по Intermediate Palomar Transient Factory (СМПС). Звезда находится в спиральной галактике под названием NGC 7610 , 160 миллионов световых лет от Земли в созвездии Пегаса.

20 сентября 2016 года, астроном - любитель Виктор Buso из Росарио , Аргентина тестировали свой новый 16 - дюймовый телескоп. При выполнении нескольких двадцать второго обнажения галактики NGC 613 , Buso наткнулись сверхновой , которая только что стала видна на земле. После изучения изображений он связался с Instituto де Астрофизики - де - Ла - Плата. «Это был первый раз , когда кто - либо когда - либо захваченный начальные моменты„ударного разрыва“с оптической сверхновой, один не связан с гамма-излучения или рентгеновского всплеска.» Были введены Шансы захвата такого события от одного из десяти миллионов до одного из ста миллионов, согласно астроному Мелину Bersten из Instituto де астрофизики. Сверхновая Buso наблюдала был тип IIb , сделанная звездой в двадцать раз больше массы Солнца. Астроном Алекс Филиппенко , из Калифорнийского университета , отметил , что профессиональные астрономы искали такое событие в течение длительного времени. Он заявил: «Наблюдения за звездами в первые минуты они начинают взрывающихся предоставлять информацию , которая не может быть получен непосредственно любым другим способом.»

открытие

Ранние работы на то , что первоначально считали , чтобы быть просто новая категория новых звезд была выполнена в 1930 - х по два астронома имени Бааде и Фриц Цвикки в обсерватории Маунт - Вильсон . Название супер-NOVAE был впервые использован в течение 1931 лекций , проведенных в Калифорнийском технологическом институте Баада и Цвикками, а затем использовал публично в 1933 году на заседании Американского физического общества . К 1938 году, дефис был потерян , а современное название было в использовании. Поскольку сверхновые являются относительно редких событий в галактике, происходящие примерно три раза в столетии в Млечном Пути, получить хороший образец сверхновых для изучения требует регулярного мониторинга многих галактик.

Сверхновые в других галактиках нельзя предсказать с какой - либо значимой точностью. Обычно, когда они обнаружили, что они уже в процессе. Наиболее научный интерес сверхновых-в стандартной свечи для измерения расстояния, например, требуется наблюдение за их пиковой светимости. Поэтому важно , чтобы обнаружить их задолго до того, как они достигнут своего максимума. Астрономы - любители , которые значительно превосходят по численности профессиональных астрономов, сыграли важную роль в поиске сверхновых, как правило, глядя на некоторые из более близких галактик через оптический телескоп и сравнивая их с более ранними фотографиями.

К концу 20 - го века астрономы все чаще обращались к компьютерным управлением телескопов и CCDs для охоты сверхновых. Хотя такие системы пользуются популярностью у любителей, есть и профессиональные установки , такие как автоматическая обработка изображений телескоп Кацман . Система раннего предупреждения Supernova проекта (SNEWS) использует сеть нейтринных детекторов , чтобы дать раннее предупреждение о сверхновой в галактике Млечный Путь. Нейтрино являются частицы , которые образуются в больших количествах сверхновой, и они не сильно поглощается межзвездным газом и пылью галактического диска.

«Звезда набор взорваться», то SBW1 туманность окружает массивный голубой сверхгигант в туманности Киля .

Сверхновые поиски делятся на два класса: те , которые сосредоточены на относительно близких событий и те , кто дальше. Из-за расширения Вселенной , расстояние до удаленного объекта с известным спектром излучения может быть оценена путем измерения его доплеровский сдвиг (или красное смещение ); в среднем, более-удаленные объекты удаляются с большей скоростью , чем те , поблизости, и поэтому имеют более высокое красное смещение. Таким образом, поиск разделяются между высоким и низким красным смещением красного смещением, с границей падает вокруг диапазона красного смещения г = 0,1-0,3 , где- г является безразмерной мерой частотного сдвига спектра в.

Высокие поиски красного смещения для сверхновых обычно включают наблюдения сверхновых кривых блеска. Они полезны для стандартных или калиброванных свечей для генерации диаграммы Хаббла и делают космологические прогнозы. Сверхновая спектроскопии, используется для изучения физики и сред сверхнового, является более практичной при низком , чем при высоком красном смещении. Низкие наблюдения красного смещения также якорь низкого расстояния конца кривого Хаббла, которая представляет собой участок расстояния по сравнению с красным смещением для видимых галактик. (Смотри также закон Хаббла ).

Соглашение об именовании

Сверхновая открытия сообщается в Международном астрономическом союзе «s Центрального бюро астрономических телеграмм , который рассылает циркуляр с именем он приписывает к этому сверхновому. Название является маркером SN с последующим годом открытия, с суффиксом один или два-буквенное обозначение а. Первые 26 сверхновых года обозначаются заглавной буквы от до Z . Послесловие используются пары букв нижнего регистра: аа , AB , и так далее. Поэтому, например, SN 2003C обозначает третий сверхновую сообщили в 2003 году последний сверхновая 2005 г. С.Н. 2005nc, указывая , что это было триста шестьдесят седьмой сверхновой найдены в 2005 г. С 2000 года, профессиональные и любительские астрономы находят несколько сотен сверхновые каждый год (572 в 2007 году, 261 в 2008, 390 в 2009, 231 в 2013 году).

Исторические сверхновые известны просто года они имели место: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (названный Тихо Nova ) и SN 1604 ( Star Кеплера ). С 1885 года была использована дополнительная буква обозначения, даже если только одна сверхновая обнаружил , что год (например , SN 1885A , SN 1907A , и т.д.) - это последнее случилось с Н. 1947а . SN , для SuperNova, стандартный префикс. До 1987 года , не редко требуется два-буквенные обозначения; начиная с 1988 года, однако, они были необходимы каждый год.

классификация

Впечатление Художника 1993J сверхновой.

В рамках попытки понять сверхновые, астрономы классифицировали их в соответствии с их кривыми блеском и линии поглощения различных химических элементов , которые появляются в их спектрах . Первый элемент для разделения является наличие или отсутствие линии , вызванное водородом . Если спектр сверхновой содержит линии водорода (известный как серии Бальмера в визуальной части спектра) , она классифицируется тип II ; в противном случае это тип I . В каждом из этих двух типов есть подразделения в соответствии с наличием линий от других элементов или формы кривого блеска (график зависимости сверхновой видимой величины в зависимости от времени).

Supernova таксономия
Не типа I
Нет водорода
Типа Ia
представляет собой однократно ионизированного кремния линии (Si II) , при 615,0 нм (нанометров), вблизи пика света
Тепловое беглый
Тип Ib / с
слабый или отсутствует функция поглощения кремния
Тип Ib
Показывает неионизованные гелий линии (Он I) при 587,6 нм
Основной коллапс
Тип Ic
Слабый или нет гелия
Тип II
показывает водород
Тип II-П / L / N
Тип II Спектр в течение
Нет Тип II-P / L
Нет узких линий
Тип II-П
достигает «плато» на кривой блеска
Тип II-L
Отображает «линейный» уменьшение его кривой блеска (линейной по величине в зависимости от времени).
Тип ИИН
Некоторые узкие линии
Тип IIb
изменения спектра , чтобы уподобиться типа Ib

Тип I

Тип I сверхновый подразделяются на основе их спектров, с типом Ia показывает сильную ионизированный кремний линии поглощения . Тип I сверхновые без этой сильной линии классифицируются как тип Ib и Ic, с типа Ib показывает сильные нейтральные линии гелия и типа Ic не хватает их. Кривые блеска все похожи, хотя типа Ia , как правило , ярче при пиковой светимости, но кривая блеска не имеет значения для классификации типа I сверхновых.

Небольшое число типа Ia сверхновыхов демонстрируют необычные функции , такие как нестандартная светимость или уширенных кривые блеска, и они , как правило , классифицируются по виду на самый ранний пример , показывающий сходные черты. Например, суб-световой С.Н. 2008ha часто упоминается как SN 2002cx -как или класса Ia-2002cx.

Небольшая часть типа Ic сверхновых обнаруживают сильно расширена и смешанные линии излучения, которые принимаются для обозначения очень высокие скорости расширения для эжекта. Они были классифицированы как тип Ic-BL или Ic-бл.

Тип II

Световые кривые используются для классификации типа II-P и типа II-L суперновинки

Сверхновые II типа также могут быть подразделены на основе их спектров. В то время как большинство сверхновых типа II показывают очень широкие эмиссионные линии , которые указывают на скорости расширения многих тысяч километров в секунду , некоторые, такие как SN 2005gl , имеют относительно узкие особенности в их спектрах. Они называются типа ИИН, где «п» означает «узкий».

Несколько сверхновые, такие как SN 1987K и SN 1993J , по всей видимости, изменения типа: они показывают линии водорода в ранние времена, но в течение нескольких недель до нескольких месяцев, стали преобладать линиями гелия. Термин «тип IIb» используется для описания комбинации функций , которые обычно связаны с типами II и Ib.

Тип II сверхновых с нормальными спектрами преобладанием широких линий водорода, которые остаются для жизни упадка классифицируются на основе их кривых блеска. Наиболее распространенный тип показывает характерные «плато» кривой блеск вскоре после пика яркости, где визуальная яркость остается относительно постоянной в течение нескольких месяцев, прежде чем снижение возобновится. Они называются типа II-P со ссылкой на плато. Реже типа II-L сверхновые, которые не имеют ярко выраженное плато. «L», означает «линейный», хотя кривая блеска в действительности не является прямой линией.

Сверхновые, которые не укладываются в обычные классификации обозначаются своеобразно, или «Печ».

Типы III, IV и V

Фриц Цвикки определены дополнительные типы сверхновых, хотя и основаны на очень немногих примеров , которые не соответствуют чисто параметры для типа I или II типа сверхновой. С.Н. 1961i в NGC 4303 был прототипом , и единственным членом класса III типа сверхновой, известный своей широкой кривой блеска максимума и широких линий водорода бальмеровских , которые были медленно развиваться в спектре. С.Н. 1961f в NGC 3003 был прототипом , и единственным членом класса Type IV, с легкой кривой , похожей на тип II-P сверхновой, с линиями поглощения водорода , но слабых эмиссионных линий водорода . Класс Type V был придуман для SN 1961V в NGC 1058 , необычная слабый сверхновой или псевдосверхновый с медленным подъемом к яркости, максимум , длящиеся несколько месяцев, и необычным спектром излучения. Сходство SN 1961V к Eta Киля было отмечено Великой Outburst. Сверхновые в M101 (1909) и М83 (1923 и 1957) были также предложены в качестве возможного типа IV или V типа сверхновых.

Эти типы будут теперь все будут рассматриваться как своеобразный тип II сверхновых, из которых было обнаружено еще много примеров, хотя он по - прежнему обсуждается ли SN 1961V истинным сверхновой после LBV вспышки или самозванцем.

Текущие модели

Последовательность показывает быстрое осветление и медленное замирание сверхновой в галактике NGC 1365 (яркая точка близко к верхней части центра Галактики)

Коды типа, описанные выше , приведены в сверхновых, являются таксономическое в природе: номер типа описывает свет , наблюдаемый от сверхновой, не обязательно его причину. Например, сверхновые типа Ia получают путем слияния убегающих воспламеняется на вырожденных белых карликовых клеток - предшественников в то время как спектрально подобного типа Ib / с изготовлены из массивных предшественников Вольфа-Райе ядром распада. Ниже представлен краткий обзор того, что в настоящее время считается наиболее правдоподобные объяснения сверхновых.

Тепловое беглый

Формирование сверхновой типа Ia

Белый карлик может накапливать достаточное количество материала из звездного спутником , чтобы повысить его температуру ядра достаточно , чтобы зажечь сплав углерода , после чего он подвергается беглым ядерного синтеза, полностью разрушая его. Есть три пути , по которым этот детонационный теоретически должно произойти: стабильная аккреции материала из компаньона, при столкновении двух белых карликов, или срастания , что вызывает воспламенение в оболочке , которые затем воспламеняется. Доминирующий механизм , с помощью которого производится сверхновыми типа I остается неясным. Несмотря на эту неопределенность в том , как производятся типа Ia сверхновых, сверхновые типа Iа имеют очень однородные свойства и полезные стандартные свечи над межгалактических расстояний. Некоторые калибровок необходимы , чтобы компенсировать постепенное изменение свойств или различных частот аномальной светимости сверхновых при высоких красного смещения, так и для небольших вариаций яркости , определенных с помощью световой или формы кривой спектра.

Нормальный тип Ia

Есть несколько способов , с помощью которого могут образовывать сверхновой этого типа, но они имеют общий основной механизм. Если углерод - кислород белый карлик аккрецируется достаточно вещества , чтобы достигнуть предел Чандрасекара около 1,44 солнечных масс ( M ) (для не вращающейся звезды), он больше не будет иметь возможность поддерживать большую часть своей массы через электронное давление вырождения и начнет разрушаться. Однако в настоящее время точка зрения, что этот предел обычно не достигается; повышение температуры и плотности внутри сердечника воспламеняться слияния углерода , как звезда приближается к пределу (с точностью около 1%), перед тем коллапса инициируется.

В течение нескольких секунд, значительная доля вещества в белом карлике подвергается ядерному синтезу, выпуская достаточное количество энергии (1- 2 × 10 44  Дж ) , чтобы отвязать звезду в сверхновом. Наружу расширяется ударная волна генерируется, с веществом достигая скорости пор дка 5,000-20,000 км / с , или примерно 3% от скорости света. Существует также значительное увеличение яркости, достигая абсолютную величину от -19.3 (или 5 миллиардов раз ярче , чем Солнце), с небольшими вариациями.

Модель для формирования этой категории сверхновой является закрытой двойной звездной системы. Больший из двух звезд является первым эволюционируют от в главной последовательности , и она расширяется , чтобы сформировать красный гигант . Две звезды теперь разделяют общую оболочку, вызывая их взаимное орбитальное сокращаться. Гигантская звезда затем проливает большую часть своей оболочки, теряет массу , пока она больше не может продолжать ядерный синтез . В этот момент она становится белым карликом, состоит в основном из углерода и кислорода. В конце концов , вторичная звезда также развивается от главной последовательности , чтобы сформировать красный гигант. Вопрос от гиганта аккрецируются от белого карлика, в результате чего последнее к увеличению массы. Несмотря на широкое признание базовой модели, точные детали инициирования и тяжелых элементов , производимых в катастрофическое событие до сих пор неясно.

Типа Ia сверхновых следуют характерную кривую блеска -The график яркости в зависимости от времени-после события. Эта светимость порождается радиоактивным распадом из никеля -56 через кобальт -56 до железа -56. Пик светимость кривой блеска чрезвычайно последовательно через нормального типа Ia сверхновых, имеющий максимальную абсолютную величину около -19,3. Это позволяет использовать их в качестве вторичного стандартной свечи , чтобы измерить расстояние до их галактик.

Нестандартный тип Ia

Еще одна модель для формирования сверхновых типа Ia включает в себя слияние двух белых карликов, с комбинированной массой кратковременно превышающей предел Чандрасекара . Существует много вариаций этого типа события, и во многих случаях не может быть никакой сверхновой вообще, но ожидается , что они будут иметь более широкий и менее световой кривой блеска , чем более нормальным SN типа Ia.

Аномально яркие сверхновые типа Ia, как ожидается, когда белый карлик уже имеет массу выше, чем предел Чандрасекара, возможно, увеличена за счет асимметрии, но выброшенный материал будет иметь меньше нормальной кинетической энергии.

Там нет никакого формального суб-классификации для нестандартного типа Ia сверхновых. Было высказано предположение , что группа суб-световой сверхновых , которые происходят , когда гелий аккреции на белый карлик должен быть классифицирован как тип IAX . Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить белый карлик прародителя и может оставить позади зомби звезды .

Один конкретный тип нестандартного типа Ia сверхновой разрабатывает водород, и другие, эмиссионные линии и дает внешний вид смеси между нормальным типа Ia и типа ИИН сверхновой. Примерами могут служить С.Н. 2002ic и С.Н. 2005gj . Эти сверхновые получили название типа Ia / ИИН , типа Яна , тип IIa и типа IIan .

Основной коллапс

Сверхновые типа начальной масс-металличность
Слои массивный, эволюционировали звезда непосредственно перед коллапсом ядра (не в масштабе)

Очень массивные звезды могут претерпевать коллапсы , когда ядерный синтез становится не в состоянии поддерживать ядро от собственной тяжести; прохождение этого порога является причиной всех типов сверхновых , за исключением типа Ia. Коллапс может привести к сильному изгнание внешних слоев звезды , в результате сверхновой, или выделением гравитационной потенциальной энергии может быть недостаточным , и звезда может разрушиться в черной дыры или нейтронной звезды с небольшим количеством излучаемой энергии.

Основной коллапс может быть вызван несколькими различными механизмами: электронный захват ; превышающей предел Чандрасекара ; пара-нестабильность ; или фоторасщепление . Когда массивная звезда развивает железный сердечник больше массы чандрасекаровского он больше не будет иметь возможность поддерживать себя от давления электронов вырождением и будет разрушаться дальше нейтронной звезды или черной дыры. Захват электрона магния в вырожденной O / сердцевина Н / Мг вызывает гравитационный коллапс с последующим взрывным синтезом кислорода, с очень подобными результатами. Электрон-позитронные пары в большом ядре горения после гелия удаляет термодинамическую поддержку и вызывает первоначальный коллапс с последующим убегающих слиянием, в результате чего пары неустойчивости сверхнового. Достаточно большая и горячая ядро звезды может генерировать гамма-лучи достаточно энергичные , чтобы инициировать фоторасщепление непосредственно, что повлечет за собой полный крах ядра.

В таблице ниже перечислены известные причины коллапса ядра в массивных звездах, типы звезд , что они происходят в, связанный их тип сверхновой, и остаток производства. Металличность является долей других элементов , чем водород или гелий, по сравнению с Солнцем Исходная масса есть масса звезды до начала события сверхновой, учитывая в упаковке массы Солнца, хотя масса в момент сверхновой может быть значительно ниже.

Тип Пп сверхновых не перечислены в таблице. Они потенциально могут быть получены различными типами коллапса ядра в различных звездах предшественников, возможно , даже типа Ia белого карлика возгораний, хотя, кажется , что большинство из них будет из железа коллапса ядра в светящихся сверхгигантах или гипергигантах (включая LBVs ). Узкие спектральные линии , для которых они названы происходят потому , что сверхновый расширяются в небольшое плотное облако околозвездного материала. Оказывается , что значительная часть предполагаемых сверхновых типа ИИН фактически сверхновых самозванцы , массивные извержения LBV -как звезды , похожие на Большой Извержение Eta Киля . В этих событиях, материал ранее сброшенный из звезды создает узкие линии поглощения и вызывает ударную волну через взаимодействие с вновь выброшенным материалом.

Основные сценарии свертывания по массе и металличностям
Причина обрушения Прародитель звезда приблизительная начальная масса ( солнечных масс ) Тип Supernova пережиток
Захват электрона в вырожденном O + Ne + ядра Mg 8-10 Слабый II-Р Нейтронная звезда
коллапсов Железо 10-25 Слабый II-Р Нейтронная звезда
25-40 с низкой или солнечной металличности Нормальный II-P Черная дыра после запасного варианта материала на начальной нейтронной звезды
25-40 с очень высокой металличности II-L или II-B Нейтронная звезда
40-90 с низкой металличности Никто Черная дыра
≥40 с околосолнечной металличности Слабое Ib / с или Hypernova с гамма-всплеска (GRB) Черная дыра после запасного варианта материала на начальной нейтронной звезды
≥40 с очень высокой металличности Ib / с Нейтронная звезда
≥90 с низкой металличности Ничего, возможно GRB Черная дыра
нестабильность пара 140-250 с низкой металличности II-Р, иногда Hypernova, возможно GRB Нет остатка
Фоторасщепление ≥250 с низкой металличности Отсутствует (или светящийся сверхновая?), Возможно GRB Массивная черная дыра
Остатки одиночных массивных звезд
В массивном, эволюционировала звезду (а) лук-слоистые оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя железный сердечник (B), который достигает чандрасекаровскую-массу и начинает разрушаться. Внутренняя часть сердечника прессуют в нейтронах (с), в результате чего материала падающего подпрыгивать (г) и образует внешний распространяющийся фронт ударной волны (красный). Шок начинает тормозить (е), но она вновь активизировались с помощью процесса, который может включать в себя взаимодействие нейтрино. Окружающий материал взорван прочь (е), оставив только вырожденный остаток.

Когда ядро звезды больше не поддерживается против силы тяжести, она не разрушается в на себе со скоростями достигает 70000 км / с (0,23 гр ), что приводит к быстрому увеличению температуры и плотности. То , что следует дальше , зависит от массы и структур коллапсирующего ядра, с низкими вырожденными ядрами масс , образующими нейтронными звездами, высшими вырожденных ядрами масс в основном разрушающихся полностью черные дырами, и невырожденных ядрами , подвергающихся беглый синтезом.

Начальное коллапс вырожденных ядер ускоряются при бета - распаде , фоторасщеплении и захвате электронов, что вызывает взрыв электронного нейтрино . При увеличении плотности, излучение нейтрино отрезана , как они попадают в ловушку в ядре. Внутреннее ядро , как правило , в конце концов , достигает 30  км диаметра и плотность , сравнимую с из атомного ядра и нейтрон давление вырождения пытается остановить коллапс. Если масса ядра более чем примерно 15  М затем нейтронов вырождение недостаточно , чтобы остановить коллапс и черной дыры формы непосредственно не сверхновой.

В более низких массовых ядрах коллапс останавливаются и вновь образованное ядро нейтронов имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвина , 6000 раз температуры ядра Солнца. При этой температуре, нейтрино-антинейтрино пары всех вкусов эффективно формируется тепловым излучением . Эти тепловые нейтрино в несколько раз больше , чем обильные нейтрино электрон-захвата. Около 10 46 джоулей, примерно 10% от массы покоя звезды, превращаются в десяти второго взрыв нейтрино , который является основным результатом этого события. Внезапно остановились коллапсы отскакивают и создают ударную волну , которая киоски в миллисекундах во внешнем ядре , как энергия теряется через диссоциацию тяжелых элементов. Процесс , который не четко понимать , необходимо , чтобы внешние слои сердечника , чтобы абсорбировать около 10 44 джоулей (1 FoE ) от нейтрино импульса, производя видимый яркости, хотя существуют и другие теории о том , как привести к взрыву.

Некоторые материалы из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, а для ядер за пределами приблизительно 8  М имеется достаточно запасной вариант , чтобы сформировать черную дыру. Это запасной вариант приведет к снижению кинетической энергии , создаваемой и массу исключенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях может также генерировать релятивистские струи , которые приводят к гамма-всплеска или исключительно световой сверхновой.

Распад массивных невырожденных ядер воспламеняется дальнейший синтез. Когда коллапс ядра инициируются парной нестабильностью, слитый кислорода начинается и коллапс может быть остановлен. Для основных масс 40-60  М , коллапс останавливается и звезда остается неизменной, но ядро коллапс будет происходить еще раз , когда больший сердечник сформирован. Для получения ядер вокруг 60-130  M , слияние кислорода и более тяжелых элементов настолько энергичное , что вся звезда разрушается, в результате чего сверхновая. На верхнем конце диапазона масс, сверхновый необычно светлые и чрезвычайно долгоживущий из - за многие солнечные массы выбрасываются 56 Ni. Для еще больших основных масс, температура ядра становится достаточно высокой , чтобы позволить фоторасщепление и ядро полностью коллапсирует в черную дыру.

Тип II

Атипичная subluminous Type II SN 1997D

Звезды с начальными массами меньше , чем приблизительно восемь раз солнце никогда не разовьется ядро достаточно большой , чтобы рухнуть , и в конце концов они теряют свои атмосферы , чтобы стать белыми карликами. Звезды с по крайней мере 9  M (возможно , так же , как 12  М ) развиваются сложным образом, постепенно сжигания тяжелых элементов при более горячих температурах в их ядрах. Звезда становится слоистый как лук, со сжиганием более легко сплавленных элементов , происходящих в более крупных раковин. Несмотря на то, широко описаны как лук с железным сердечником, наименее массивные предшественники сверхновых имеют только кислород-неонового (-magnesium) ядер. Эти супер AGB звезды могут формировать большинство коллапсом ядра сверхновых, хотя и менее яркие и поэтому реже наблюдается , чем от более массивных предшественников.

Если ядро ​​коллапс происходит во время фазы сверхгиганта, когда звезда все еще имеет водородную оболочку, результатом является тип II сверхновой. Скорость потери массы для светящихся звезд зависит от металличности и светимости. Чрезвычайно светящиеся звезды в ближайшей солнечной металличности потеряют весь свой водород, прежде чем они достигнуты коллапс ядра и поэтому не образуют типа II сверхновыми. При низкой металличности, все звезды достигнут основного коллапс с водородной оболочкой, но достаточно массовый коллапс звезды непосредственно к черной дыре, не производя видимую сверхновую.

Звезды с начальной массой до примерно 90 раз на солнце, или немного меньше при высокой металличности, как ожидается, приведут к типу II-P сверхновому , которая является наиболее часто наблюдается типом. При умеренной до высокой металличности, звезды вблизи верхнего конца этого диапазона масс будет потеряли большую часть своего водорода , когда происходит коллапс ядра , и результат будет типа II-L сверхновой. При очень низкой металличности, звезды вокруг 140-250  М достигнет основного коллапса пары нестабильности в то время как они все еще имеют атмосферу водорода и кислорода ядро и результат будет сверхновой с характеристиками типа II , но очень большая масса выбрасывается 56 Ni и высокая светимость.

Тип Ib и Ic

SN 2008D, типа Ib , сверхновая, показано на рентгеновском (слева) и видимого света (справа) в дальнем верхнем конце галактики

Эти сверхновые, как и Type II, массивные звезды , которые претерпевают коллапсы. Однако звезды , которые становятся типы Ib и Ic сверхновых потерял большую часть своего внешних (водород) конвертов из - за сильные звездные ветра , либо из -за взаимодействия с компаньоном. Эти звезды известны как звезды Вольфа-Райе , и они встречаются в умеренной до высокой металличности , где континуум приводом ветры вызывают достаточно высокие скорости потери массы. Наблюдения типа Ib / с сверхновой не соответствуют наблюдаемой или ожидаемое появление Вольфа-Райе и альтернативные объяснения для этого типа коллапса ядра сверхновой звезды вовлекают лишали водорода парными взаимодействиями. Бинарные модели обеспечивают лучшее соответствие наблюдаемого сверхновый, при условии , что не всегда наблюдались нет подходящих двойных звезд гелия. Так как сверхновые могут происходить всякий раз , когда масса звезды в момент коллапса ядра достаточно низкая , чтобы не вызвать полный возврат к черной дыре, любая массивная звезда может привести к сверхновому , если она теряет достаточно массы до возникновения коллапса ядра.

Тип Ib сверхновые являются более распространенными и результатом Вольфа-Райе звезд типа WC, которые все еще имеют гелий в их атмосферах. Для узкого диапазона масс, звезды эволюционировать дальше до достижения коллапсов стать WO звезд очень мало гелия остальным, и они являются прародителями типа Ic сверхнового.

Несколько процентов от типа Ic сверхновых связаны с гамма-всплесков (GRB), хотя он также полагал , что любой водород раздели типа Ib или Ic , сверхновая может производить GRB, в зависимости от обстоятельств геометрии. Механизм получения этого типа является GRB струи , создаваемой магнитным полем быстро вращающегося магнетаром , образованного на разрушающейся ядра звезды. Струи также будут передавать энергию в расширяющихся внешние оболочки, производя супер-светящуюся сверхновую .

Ультра-раздел сверхновые возникают , когда взрывается звезда была лишена (почти) весь путь до металлического ядра, с помощью переноса массы в тесном двойном. В результате, очень мало материал выбрасывается из взорвавшейся звезды (с. 0,1  М ). В самых крайних случаях, ультра-раздели суперновинки может происходить в голых ядер металла, чуть выше предела массы чандрасекаровского. С.Н. 2005ek может быть наблюдательным примером ультра-раздел сверхновый, что приводит к относительно тусклой и быстрых кривой затухающей света. Природа ультра-раздел сверхновый может быть как железный сердечник-коллапс и захват электронов сверхновой, в зависимости от массы коллапсирующего ядра.

Не удалось

Ядром коллапс некоторых массивных звезд , не может привести к видимой сверхновой. Основная модель для этого является достаточно массивным ядром , что кинетическая энергия недостаточна , чтобы переломить infall внешних слоев на черную дыру. Эти события трудно обнаружить, но крупные исследования выявили возможные кандидат. Красный сверхгигант N6946-BH1 в NGC 6946 прошел скромный всплеск в марте 2009 года, прежде , чем исчезнуть из поля зрения. Только слабый инфракрасный источник остается на месте звезды.

Световые кривые

кривые блеска сравнительного типа сверхновой

Историческая головоломка касается источника энергии , который может поддерживать свечение оптического сверхновой в течение нескольких месяцев. Несмотря на то, что энергия разрушает каждый тип сверхновых поставляется быстро, кривые блеска в основном преобладают последующего радиоактивного нагрева быстро растущей эжекта. Некоторые считали вращательную энергию от центрального пульсара. Эжект газа быстро тусклая без каких - либо затрат энергии , чтобы сохранить его горячим. Высокоактивный характер изверженных газов, которые в настоящее время известны, правильно для большинства сверхновых, впервые был вычислен на основании звукового нуклеосинтеза в конце 1960 - х лет. Он не был до SN 1987А , что непосредственное наблюдение гамма-линий однозначно определены основные радиоактивные ядра.

В настоящее время известно непосредственным наблюдением , что большая часть кривой блеска (график светимости в зависимости от времени) после появления типа II Supernova , такие как SN 1987A, объясняется тем предсказанных радиоактивных распадов . Несмотря на то, Световое излучение состоит из оптических фотонов, это радиоактивный мощность , поглощаемая выбрасываемых газов , которая держит остаток достаточно горячим , чтобы излучать свет. Радиоактивный распад из 56 Ni через свои дочь 56 Со до 56 Fe производят гамма- фотоны , в первую очередь 847keV и 1238keV, которые поглощаются и доминирующие нагрев и , следовательно, светимость выброшенного в промежуточный раз (несколько недель) до конца времен (несколько месяцев). Энергия для пика кривой блеска СН1987А был обеспечен при распаде 56 Ni до 56 Co (полураспада 6 дней) , тогда как энергия для последующего кривой блеска , в частности , пригодный очень близко с 77,3 дня полураспада 56 Co убывающим до 56 Fe. Более поздние измерения космических гамма-телескопы малой фракции 56 Co и 57 Co гаммы - лучей , которые избежали SN 1987A остатка без поглощения подтвердило ранее предсказание , что эти два радиоактивных ядер были источники питания.

Визуальный кривые блеск различных типов сверхнового все зависит в конце времен на радиоактивном нагреве, но они различаются по форме и амплитуде из-за основные механизмы, таким образом, что видимое излучение производятся, эпоха его наблюдения, и прозрачность выброшенный материал. Кривые блеска могут существенно отличаться на других длинах волн. Например, в ультрафиолетовых длинах волн происходят ранний чрезвычайно светящийся пик длится всего несколько часов, соответствующего прорыву шока, начатого начальным событием, но прорыв трудно обнаружить оптический.

Кривые блеск для типа Ia в основном очень равномерные, с последовательной максимальной абсолютной величиной и относительно резкого снижения светимости. Их оптическая выходная энергия приводится в движение радиоактивного распада выброшенного никель-56 (период полураспада 6 дней), который затем распадается на радиоактивный кобальт-56 (полураспада 77 дней). Эти радиоактивные изотопы возбуждают окружающий материал в накале. Исследования космологии сегодня полагаются на 56 Ni радиоактивности обеспечивают энергию для оптической яркости сверхновых типа Ia, которые являются «стандартными свечами» космология , но чьи диагностики 847keV и 1238keV гаммы - лучи , впервые были обнаружены только в 2014 году на начальных этапах свет спад кривой резко , как эффективного размера фотосферы уменьшается и захваченный электромагнитное излучение истощены. Кривая блеска продолжает снижаться в группе B в то время как он может показать небольшое плечо в визуальном около 40 дней, но это лишь намек на вторичный максимум , что происходит в инфракрасном как некоторые ионизированных тяжелых элементах рекомбинирует с получением инфракрасное излучение и эжект становятся прозрачными к нему. Визуальный кривой свет продолжает снижаться со скоростью несколько большей , чем скорость распада радиоактивного кобальта (который имеет более длительный период полураспада и контролирует позже кривой), потому что выталкивается материал становится более диффузным и в меньшей степени способен преобразовывать излучения высокой энергии в зрительной радиации. После нескольких месяцев, кривая блеска меняет темпы падения снова , как позитронно - эмиссионной становится доминирующим из оставшегося кобальта-56, хотя эта часть кривой блеска было мало изучен.

Тип Ib и Ic кривые блеска в основном похожи на тип Ia хотя и с более низкой средней пиковой светимости. Визуальный выходной свет снова из - за радиоактивный распад превращаются в зрительную радиацию, но есть намного ниже , масса созданного никель-56. Пик светимость значительно варьируется и есть даже случайный тип Ib / с сверхновыми порядков больше и меньше , чем светящиеся нормы. Наиболее светящиеся сверхновых типа Ic упоминаются как гиперновых и , как правило, расширили кривые блеска в дополнение к увеличению пиковой светимости. Источник дополнительной энергии , как полагает, релятивистские струи , возбуждаемые посредством формирования вращающейся черной дыры, которые также производят гамма-всплески .

Кривые блеска для сверхновых типа II характеризуются гораздо более медленным спадом , чем типа I, порядка 0,05 величин в день, за исключением фазы плато. Визуальный светоотдача доминирует кинетической энергии , а не радиоактивный распад в течение нескольких месяцев, в основном благодаря существованию водорода в выброшенного из атмосферы сверхгигант звезда - прародитель. В начальной деструкции это водород нагревается и ионизированный. Большинство Типа сверхновые II показывает , длительное плато в их кривых блеска как это водород рекомбинирует, излучающее видимый свет и становятся все более прозрачным. Затем это сопровождается снижением кривой блеска приводимого в результате радиоактивного распада , хотя медленнее , чем в I типа сверхновых, из - за эффективности преобразования в свет на весь водород.

В Type II-L плато отсутствует, потому что предшественники имели относительно мало водорода оставили в его атмосфере, достаточно, чтобы в спектре, но недостаточна, чтобы вызвать заметное плато в светоотдачи. В типовом IIb суперновинки атмосфера водорода родоначальника настолько истощены (считается за счет приливного извлекающего звезды-компаньона), что кривая блеска ближе к I типа сверхновой и водород даже исчезает из спектра после нескольких недель.

Тип Пп сверхновых характеризуются дополнительными узкими спектральными линиями, производимых в плотной оболочке околозвездного материала. Их кривые блеск, как правило, очень широки и расширены, иногда также чрезвычайно светлые и упоминаются как сверхсветовые сверхновой. Эти кривые блеска получают путем высокоэффективного преобразования кинетической энергии выброшенного в электромагнитное излучение путем взаимодействия с плотной оболочкой материала. Это происходит только тогда, когда материал достаточно плотный и компактный, показывая, что оно было произведено самим предшественников звезды только незадолго до возникновения сверхновой.

Большое число сверхновых были систематизированы и классифицированы, чтобы обеспечить расстояние свечи и тестовые модели. Средние характеристики немного меняться в зависимости от расстояния и типа галактики, но в широком смысле могут быть определены для каждого типа сверхновой.

Физические свойства сверхновых по типу
Тип Средняя пиковая абсолютная величина Примерная энергия ( враг ) Дней до пиковой светимости Дни от пика до 10% светимости
Айова -19 1 ок. 19 около 60
Ib / с (слабый) около -15 0,1 15-25 неизвестный
Ib около -17 1 15-25 40-100
IC около -16 1 15-25 40-100
Ic (яркий) до -22 выше 5 примерно 25 примерно 100
II-B около -17 1 около 20 около 100
II-L около -17 1 около 13 около 150
II-Р (слабый) около -14 0,1 примерно 15 неизвестный
II-Р около -16 1 около 15 Плато то около 50
Пп около -17 1 12-30 или более 50-150
Пп (яркий) до -22 выше 5 выше 50 выше 100

Заметки:

  • а. ^ Бледные типы могут быть различны суб-класса. Яркие типы могут быть континуум от чуть более светящимся в гиперновых.
  • б. ^ Эти величины измерены в R полосе. Измерения в V или В полосах частот являются общими и будет примерно половину величины ярче сверхновых.
  • с. ^ Порядок величины кинетической энергии. Общая электромагнитная излучаемая энергия, как правило , ниже, (теоретические) нейтрино энергии значительно выше.
  • д. ^ Возможно гетерогенная группа, любой из других типов встроенных в туманности.

асимметричность

Пульсар в Крабовидной туманности движется со скоростью 375 км / с относительно туманности.

Давняя головоломка , окружающая Type II сверхновых поэтому остальной компактный объект получает большую скорость от эпицентра; пульсары , и , таким образом , нейтронные звезды, наблюдаются иметь высокие скорости, и черные дыры предположительно делают также, хотя они гораздо труднее наблюдать в изоляции. Первоначальный импульс может быть существенным, приводящий в движение объекта более солнечной массы со скоростью 500 км / с или более. Это указывает на асимметрию расширения, но механизм , с помощью которого импульс передается компактный объект остается загадка. Предлагаемые объяснения этого удара включают конвекцию в разрушающейся звезды и струйного производства в формировании нейтронной звезды .

Одним из возможных объяснений этой асимметрии является крупномасштабной конвекцией выше ядра. Конвекция может создавать вариации в локальных содержаниях элементов, что приводит к неравномерному ядерного горения во время коллапса, отскока и в результате расширения.

Другим возможным объяснением является то , что аккреция газа на центральной нейтронной звезды может создать диск , который управляет остронаправленные струй, метательные вещества при высокой скорости из звезды, и вождение поперечные удары , которые полностью разрушают звезду. Эти струи могут играть решающую роль в результате сверхновой. (Аналогичная модель теперь выступает для объяснения длинных гамма-всплесков .)

Первоначальные асимметричность также были подтверждены в сверхновых типа Ia с помощью наблюдения. Этот результат может означать, что начальная светимость этого типа сверхновой зависит от угла обзора. Однако расширение становится более симметричным с течением времени. Ранние асимметрии могут быть обнаружены путем измерения поляризации излучаемого света.

выход энергии

Радиоактивные распады никеля-56 и кобальта-56, которые производят сверхновой видимый свет кривой

Хотя мы привыкли думать сверхновые , прежде всего , как светящиеся видимые события, электромагнитное излучение , они выпускают почти незначительный побочный эффект. В частности , в случае коллапса ядра сверхновых, испускаемое электромагнитное излучение представляет собой малую долю от общей энергии , выделяемой во время события.

Существует принципиальная разница между балансом производства энергии в различных типах сверхновой. В типа Ia белых карликовых взрывах, большая часть энергии направляются в тяжелый синтез элементов и кинетическую энергию в изверженном. В коллапсов сверхновых, подавляющее большинство энергии направляется в нейтринной эмиссии, и в то время как некоторые из этих видимо полномочий наблюдаемое разрушение, 99% + нейтрино избежать звезды в первые несколько минут после начала распада.

Тип Ia сверхновые получают энергию из убегающих ядерного синтеза углерод-кислород белого карлика. Подробности об энергетике все еще до конца не изучены, но конечный результат является выбросом всей массы исходной звезды при высокой кинетической энергии. Около половины солнечной массы этой массы 56 Ni , полученным от сжигания кремния . 56 Ni является радиоактивным и распадается на 56 Co с помощью бета - распада плюспериодом полураспада в шесть дней) и гамма - лучей. 56 Сам Ко распадается бета плюс ( позитронов ) пути с периодом полураспада 77 дней в стабильные 56 Fe. Эти два процесса несут ответственность за электромагнитного излучения от сверхновых типа Ia. В сочетании с изменяющейся прозрачностью выброшенного материала, они производят быстрое снижение кривой блеска.

Коллапсом ядра сверхновых в среднем визуально тусклее сверхновых типа Ia, но полная энергия , выделившаяся гораздо выше. В этих типах сверхнового, гравитационная потенциальная энергия преобразуется в кинетическую энергию , которая сжимает и коллапсирует ядро, первоначально производя электронных нейтрино от распада нуклонов, за которыми следует всем ароматы тепловых нейтрино от нейтронной звезды ядра перегретого. Около 1% этих нейтрино , как полагает , внести достаточное количество энергии во внешние слои звезды , чтобы вести в результате катастрофы, но опять же деталь не может быть воспроизведена точно в текущих моделях. Кинетическая энергия и выходы никеля несколько ниже , чем тип Ia сверхновый, следовательно, более низкая пиковой визуальной светимость сверхновых типа II, но энергия от знаменателе ионизации из множества солнечных масс оставшегося водорода может внести свой вклад в гораздо более медленное снижение яркости и производить фаза плато видели в большинстве коллапсом ядра сверхновых.

Энергетика сверхновых
сверхновая звезда Приближенные полная энергия
10 44 джоулей ( FOE )
Выброшенный Ni
(солнечные массы)
Энергия нейтрино
(ДЗ)
Кинетическая энергия
(ДЗ)
Электромагнитное излучение
(ДЗ)
Тип Ia 1,5 0,4 - 0,8 0,1 1.3 - 1.4 ~ 0,01
Основной коллапс 100 (0.01) - 1 100 1 0,001 - 0,01
Hypernova 100 ~ 1 1-100 1-100 ~ 0,1
нестабильность пара 5-100 0,5 - 50 низкий? 1-100 0,01 - 0,1

В некоторых основных коллапса сверхновых, Откат на черную дыру приводит в релятивистских струй , которые могут производить краткий энергичный и направленный взрыв гамма - лучей , а также передает значительную дополнительную энергию в выброшенного материала. Это один сценарий для получения высокой светимости сверхновых и , как полагают, является причиной типа Ic гиперновых и долго продолжительность гамма-всплесков . Если релятивистские струи слишком короткие и не проникают оболочки звезды , то низкая светимость гамма-вспышка может быть получена и сверхновыми может быть суб-световым.

Когда сверхновой происходит внутри небольшого плотного облака околозвездного материала, он будет производить ударную волну, которая может эффективно превращать высокую долю кинетической энергии в электромагнитное излучение. Даже несмотря на то, начальная энергия была совершенно нормальным в результате сверхновой будет иметь высокую светимость и длительный срок, так как он не зависит от экспоненциальной радиоактивного распада. Этот тип события может вызвать тип ИИН гиперновых.

Хотя пара-нестабильность сверхновые являются основными коллапс сверхновые со спектрами и кривыми блеска, похожими на тип II-P, после того, как природа основного коллапса больше похожа на гигантского типа Ia с беглого плавления углерода, кислорода и кремния. Общая энергия, выделяемая самых высоких массовых мероприятий сравнима с другими коллапсом ядра сверхновых, но производство нейтрино считается очень низким, поэтому кинетическая и электромагнитная энергия, выделяемая очень высока. Ядра этих звезд гораздо больше, чем любой белый карлик и количество радиоактивного никеля и других тяжелых элементов, выбрасываемых из их ядер может быть на несколько порядков выше, с, следовательно, высокой визуальной яркости.

прародитель

Показанная в этом впечатлении ускорилось вверх художником, представляет собой совокупность далеких галактик, иногда сверхновые можно увидеть. Каждый из этих взрывающихся звезд кратко соперники яркости принимающей галактики.

Тип классификации сверхновой тесно связан с типом звезды в момент распада. Появление каждого типа сверхновых существенно зависит от металличности, и, следовательно, возраст галактики.

Сверхновые типа I получают из белых карликовых звезд в двойных системах и встречаются во всех типах галактик . Коллапсом ядра сверхновых находятся только в галактиках , проходящих формирование текущего или совсем недавно звезда, поскольку они вытекают из короткоживущих массивных звезд. Они наиболее часто встречаются в типа Sc спиралей , но и в руках других спиральных галактик и неправильных галактик , особенно звездообразования галактик .

Тип Ib / с и II-L, и, возможно, наиболее типа Пп, сверхновый только думает, получают из звезд, имеющих почти солнечные уровни металличности, которые приводят к высокой потере массы от массивных звезд, следовательно, они менее распространены в более старом, более- далекие галактики. Таблица показывает ожидаемый прародителя для основных типов коллапсом ядра сверхновой, и приблизительной пропорции, которые наблюдались в локальной окрестности.

Доля основных видов коллапса сверхновых на прародителя
Тип Прародитель звезда Доля
Ib WC Вольфа-Райе или гелиевой звездой 9,0%
IC WO Вольфа-Райе 17,0%
II-Р Супергигант 55,5%
II-L Сверхгигант с обедненной водородной оболочкой 3,0%
Пп Супергигант в плотном облаке исключенного материала (например, ТС ) 2,4%
IIb Сверхгигант с сильно обедненным водородом (раздели с помощью компаньона?) 12,1%
IIpec Голубой сверхгигант ? 1,0%

Есть целый ряд трудностей , примиряя смоделирован и наблюдал звездную эволюцию , ведущую к коллапсу ядра сверхновому. Красные сверхгиганты ожидаемые предшественники для подавляющего большинства коллапсом ядра сверхновых, и они были обнаружены , но только при относительно низких масс и светимостью, ниже примерно 18  М и 100000  L соответственно. Большинство прародителей сверхновых типа II не обнаружены , и должны быть значительно слабее, и , предположительно , менее массивным. В настоящее время предлагаются , что более высокие массовые красные сверхгиганты не взрываются как сверхновые, но вместо того, чтобы развиваться назад к более горячим температурам. Несколько прародителей сверхновых типа IIb были подтверждены, и они были K и G сверхгиганты, плюс один сверхгигант. Желтые гипергигантов или LBVs предложены клетки - предшественники для типа IIb сверхновых, и почти все типа IIb сверхновые достаточно близко , чтобы наблюдать показали такие клетки - предшественники.

Еще несколько десятилетий назад, горячие сверхгиганты не были рассмотрены вероятность взрыва, но наблюдения показали обратное. Голубые сверхгиганты образуют неожиданно высокую долю подтвержденных сверхновых клеток - предшественников, частично из - за их высокой светимости и легкого обнаружения, в то время как ни один Вольфа-Райе предшественников до сих пор были четко определены. Модели были трудности , показывая , как синий сверхгигантов теряют достаточно массы , чтобы достичь сверхновую без прогрессирующих к другой стадии эволюции. Одно исследование показало , возможный маршрут для низкой светимости после красных сверхгигантов светящихся голубых переменных к коллапсу, скорее всего , как тип Пп сверхновой. Несколько примеров горячих светящихся прародителей типа Пп были обнаружены сверхновых: SN 2005gy и SN 2010jl оба были , по- видимому массивные светящиеся звезды, но очень далеко; и SN 2009ip имели высокоразвитую световую прародителя вероятно, что был LBV, но это своеобразный сверхновой , чья точная природа является спорной.

Прародителей типа Ib / с сверхновых не наблюдается вообще, и ограничения на возможности их светимость часто ниже , чем у известных звезд WC. WO звезды чрезвычайно редки и визуально относительно слабые, так что трудно сказать , является ли такие клетки - предшественники отсутствуют или просто еще не наблюдаются. Очень светлые клетки - предшественники не были надежно идентифицированы, несмотря на многочисленные сверхновых наблюдаются достаточно близко , что такие клетки - предшественники были бы четко отображены. Моделирование населения показывает , что наблюдаемый тип Ib / с Сверхновым может быть воспроизведено с помощью смеси одиночных массивных звезд и раздели-оболочку звезды из взаимодействующих двойных систем. Продолжающееся отсутствие однозначного обнаружения клеток - предшественников для нормального типа Ib и Ic сверхнового может быть связанно большинство массивных звезд разрушающихся непосредственно к черной дыре без вспышки сверхновой . Большинство из этих сверхновых затем получает из нижних массовых гелиевых звезд низкой светимости в двойных системах. Небольшое количество будет от быстро вращающихся массивных звезд, скорее всего , соответствующий высоко энергичного типа Ic-BL событий, которые связаны с длительных гамма-всплесков .

Interstellar воздействие

Источник тяжелых элементов

Изолированные нейтронные звезды в Малом Магеллановом Облаке .

Сверхновые являются основным источником элементов тяжелее , чем азот . Эти элементы получают путем ядерного синтезом для ядер до 34 S, кремний фоторасщепления перегруппировки и квазиравновесие (см Supernova нуклеосинтеза ) во время кремния горения для ядер между 36 Ar и 56 Ni, и путем быстрыми захватами нейтронов во время обрушения сверхнового для элементов более тяжелых чем железо. Нуклеосинтез при сжигании кремния дает ядро примерно 1000-100,000 раза больше , чем в изобилии г-процесс изотопов тяжелее железы. Сверхновые являются наиболее вероятными, хотя и не бесспорным, кандидаты сайты для г-процесса , который является быстрый захват нейтронов , который происходит при высокой температуре и высокой плотности нейтронов. Эти реакции производят весьма нестабильные ядра , которые богаты нейтронами и что быстро бета - распад в более стабильные формы. Г-процесс производит около половины всех более тяжелых изотопов элементов тяжелее железа, включая плутоний и уран . Единственный крупный конкурирующий процесс для производства элементов тяжелее железа является s-процесс в больших, старых, красно-гигантских AGB звезд, которая производит эти элементы медленно в течение более длительных эпох и которые не могут производить элементы тяжелее свинца .

Роль в эволюции звезд

Остатки многих сверхновых состоят из компактного объекта и быстро расширяющейся ударной волны материала. Это облако материала подметает окружающую межзвездную среду во время свободной фазы расширения, которая может длиться до двух столетий. Волна затем постепенно проходит через период адиабатического расширения , и будет медленно охлаждают и смешивают с окружающей межзвездной среды в течение периода около 10 000 лет.

Остаток сверхновой N 63A лежит в пределах области клочковатости газа и пыли в Большом Магеллановом облаке .

Большой Взрыв произвел водород , гелий и следы лития , тогда как все более тяжелые элементы синтезированы в звездах и сверхновых. Сверхновый , как правило , чтобы обогатить окружающую межзвездную среду с другими элементами , чем водород и гелий, которые , как правило , астрономы называют « металлами ».

Эти элементы в конечном счете , инъецированные обогатить молекулярные облака , которые являются участками формирования звезд. Таким образом, каждый звездное поколения имеет несколько иного состав, переходя из почти чистого смеси водорода и гелия в более обогащенном металле композиции. Сверхновые являются доминирующим механизмом для распределения этих тяжелых элементов, которые образуются в звезде в период его ядерного синтеза. Различные содержания элементов в материале , который образует звезду , имеют большое влияние на жизни звезды, и могут решительно повлиять на возможность наличия планет , вращающиеся вокруг его.

Кинетическая энергия расширяющегося остатка сверхновой может вызвать звездообразование прессованием рядом, плотные молекулярные облака в пространстве. Увеличение турбулентного давления может также предотвратить образование звезд если облако не может потерять лишнюю энергию.

Данные из дочерних продуктов короткоживущих радиоактивных изотопов показывает , что около сверхновой помогли определить состав Солнечной системы 4,5 миллиарда лет назад, и даже , возможно, вызвало формирование этой системы. Производство Supernova тяжелых элементов по астрономическим периодам времени , в конечном счете сделало химию жизни на Земле , возможно.

Влияние на Земле

Сверхновой вблизи Земли является сверхновой достаточно близко к Земле , чтобы иметь заметное влияние на ее биосферу . В зависимости от типа и энергии сверхновой, это может быть, насколько 3000 световых лет от отеля. Гамма - лучи от сверхновой бы вызвать химическую реакцию в верхней атмосфере превращения молекулярного азота в оксиды азота , разрушающих озоновый слой достаточно , чтобы обнажить поверхность вредного ультрафиолетового солнечного излучения . Это было предложено в качестве причины ордовика-силура исчезновения , которые привели к гибели почти 60% океанической жизни на Земле. В 1996 году предположил , что следы прошлого сверхновых могут быть обнаружены на Земле в виде металла изотопных подписей в пластах горных пород . Железо-60 позже Обогащение сообщили в глубоководном скале Тихом океане . В 2009 годе , повышенные уровни ионов нитрата были найдены в антарктическом льде, которая совпала с 1006 и 1054 сверхновыми. Гамма - лучи от этих сверхновых могли бы повысили уровни окислов азота, которые оказались в ловушке во льду.

Сверхновые типа Iа , как полагают, являются потенциально наиболее опасными , если они происходят достаточно близко к Земле. Поскольку эти сверхновые возникают из тусклых, обычных белых карликов в двойных системах, вполне вероятно , что сверхновая , которая может повлиять на Землю будет происходить непредсказуемо и в звездной системе , которая не очень хорошо изучены. Ближайший известный кандидат IK Пегаса (см . Ниже) Последние оценки предсказывают , что тип II сверхновые должны быть ближе , чем восемь парсек (26 световых лет) , чтобы уничтожить половину озонового слоя Земли, и нет таких кандидатов ближе , чем около 500 световых лет.

кандидаты Млечного Пути

Туманность вокруг Вольфа-Райе WR124, который находится на расстоянии около 21 000 световых лет .

Следующий сверхновой в Млечном Пути, вероятно , будет обнаружить , даже если это происходит на противоположной стороне галактики. Это, вероятно, будет произведено после распада ничем не примечательный красного сверхгиганта , и очень вероятно , что это будет уже каталогизированы в инфракрасных обследований , таких как 2MASS . Существует меньшая вероятность того, что следующий основной коллапс сверхновой будет производиться различного типа массивной звезды , такие как желтый гипергигант, светящейся голубой переменной или Вольфа-Райе. Шансы следующей сверхновой ЯВЛЯЮЩЕЙСЯ типа Ia , полученный с помощью белого карлика рассчитаны, примерно треть из них для коллапса ядра сверхновой. Опять же это должно наблюдаться везде , где это происходит, но это менее вероятно , что будет когда - либо наблюдались прародитель. Он даже не знали точно , что система прародителя типа Ia выглядит, и трудно их обнаружить за несколько парсек. Суммарная скорость сверхновой в нашей Галактике оценивается в пределах от 2 до 12 в столетие, хотя мы на самом деле не наблюдается один в течение нескольких столетий.

Статистически, следующая сверхновая, скорее всего, будет производиться от иначе непримечательной красного сверхгиганта, но трудно определить, какие из этих сверхгигантов находятся в завершающей стадии синтеза тяжелых элементов в их ядрах и которые имеют миллионы лет осталось. Самые-массовые красные сверхгиганты, как ожидается, чтобы пролить их атмосферы и эволюционировать к звездам Вольфа-Райе до их распада ядер. Все звезды Вольфа-Райе, как ожидается, до конца своей жизни от стадии Вольфа-Райе в пределах или около миллиона лет, но опять-таки трудно определить те, которые находятся ближе всего к коллапсом ядра. Один класс, который, как ожидается, иметь не более, чем несколько тысяч лет до взрыва являются WO звезд Вольфа-Райе, которые, как известно, исчерпали свой основной гелий. Только восемь из них известны, и только четыре из них находятся в Млечном Пути.

Ряд близких или хорошо известных звезд были определены в качестве возможных кандидатов коллапсов сверхновых: красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе ; желтый гипергигант Ро Кассиопеи ; светящаяся синяя переменная Эта Киля , которая уже произвела самозванца сверхновой ; и самый яркий компонент, звезда Вольфа-Райе , в Regor или гамма парусов системы, другие получили известность , как это возможно, хотя и не очень вероятно, клетки - предшественники для гамма-всплеска; например , WR 104 .

Определение кандидатов для сверхновой типа Ia гораздо более спекулятивным. Любые бинарный с аккрецирующим белым карликом может произвести сверхновую , хотя точный механизм и временные рамки все еще обсуждаются. Эти системы являются слабыми и трудно определить, но NOVAE и рецидивирующий NOVAE являются такими системами , которые обычно рекламируют себя. Одним из примеров является U Скорпиона . Ближайший известный кандидат сверхновой типа Ia является IK Пегаса (HR 8210), расположенный на расстоянии 150 световых лет, но наблюдения показывают , что будет несколько миллионов лет до того , как белый карлик может обрастать критическую массу , необходимую , чтобы стать сверхновой типа Ia ,

Смотрите также

Рекомендации

Заметки

Цитирование

дальнейшее чтение

внешняя ссылка