Сверхновая типа Ia - Type Ia supernova

В ядре планетарной туманности , Henize 2-428 , два белых карликовых звезд чуть меньше одной солнечной массы каждая , как ожидается, слияние и создать сверхновую типа Ia разрушающее и примерно 700 миллионов лет (впечатление художника).

Типа Ia сверхновой (следующим образом: «типа один-А») представляет собой тип сверхновой , что происходит в двойных системах (две звезды на орбите друг друга) , в которой одна из звезд является белым карликом . Другая звезда может быть чем угодно, от звезды-гиганта до белого карлика еще меньшего размера.

Физически, углерод-кислородных белых карликов с низкой скоростью вращения ограничивается ниже 1,44 солнечных масс ( M ). За пределами этой « критической массы » они снова воспламеняются и в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой. Несколько сбивает с толку эту критическую массу, которую часто называют массой Чандрасекара, несмотря на то, что она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара, где давление вырождения электронов не может предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно наращивает массу от двойного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза состоит в том, что его ядро ​​достигнет температуры воспламенения для синтеза углерода по мере приближения к массе Чандрасекара. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества в белом карлике претерпевает неконтролируемую реакцию, выделяя достаточно энергии (1–2 × 10 44  Дж ), чтобы развязать звезду при взрыве сверхновой.

Категория сверхновых типа Ia дает довольно стабильную пиковую светимость из-за этой фиксированной критической массы, при которой белый карлик взорвется. Их постоянная пиковая светимость позволяет использовать эти взрывы в качестве стандартных свечей для измерения расстояния до их родительских галактик: визуальная величина сверхновой типа Ia, наблюдаемая с Земли, указывает ее расстояние от Земли.

В мае 2015 года НАСА сообщило, что космическая обсерватория Кеплер наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia в процессе взрыва. Подробная информация о предновых моментах может помочь ученым лучше судить о качестве сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументе в пользу темной энергии .

В сентябре 2021 года астрономы сообщили, что космический телескоп Хаббл сделал три изображения сверхновой типа Ia через гравитационную линзу . Эта сверхновая звезда появилась в три разных периода эволюции своей яркости из-за разной длины пути света на трех изображениях; на -24, 92 и 107 дней от пика светимости. Четвертое изображение появится в 2037 году, что позволит наблюдать весь цикл светимости сверхновой.

Модель консенсуса

Спектр SN 1998aq , сверхновой типа Ia, через сутки после максимума света в полосе B

Сверхновая типа Ia является подкатегорией в схеме классификации сверхновых Минковского – Цвикки, разработанной немецко-американским астрономом Рудольфом Минковски и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . Есть несколько способов, с помощью которых могут образоваться сверхновые этого типа, но они имеют общий основной механизм. Теоретические астрономы долгое время считали, что звездой-прародительницей этого типа сверхновой является белый карлик , и эмпирические доказательства этого были обнаружены в 2014 году, когда в галактике Мессье 82 наблюдалась сверхновая типа Ia . Когда медленно вращающийся углерод - кислород белый карликовый аккрецирует вещества из компаньона, он может превышать предел Чандрасекара около 1,44  М , за которой он больше не может поддерживать свой вес с давлением электронов вырождения. В отсутствие уравновешивающего процесса белый карлик коллапсирует, образуя нейтронную звезду , в вызванном аккрецией неэективном процессе, как это обычно происходит в случае белого карлика, который в основном состоит из магния , неона и кислорода. .

Однако в настоящее время астрономы, моделирующие взрывы сверхновых звезд типа Ia, считают, что этот предел никогда не достигается и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра, и когда белый карлик приближается примерно к 99% предела, наступает период конвекции , продолжающийся примерно 1000 лет. В какой-то момент этой фазы кипения рождается фронт пламени дефлаграции , питаемый плавлением углерода . Детали возгорания до сих пор неизвестны, включая местоположение и количество точек, где начинается пламя. Вскоре после этого начинается синтез кислорода , но это топливо не расходуется так же полно, как углерод.

Остаток сверхновой звезды G299 типа Ia .

Как только начинается синтез, температура белого карлика повышается. Главная последовательность звезд поддерживается тепловым давлением можно расширить и охладить , которое автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не могут регулировать температуру так, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для реакций неконтролируемого синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея – Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор остается предметом серьезных споров, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию от дозвуковой горения.

Независимо от точных деталей того, как воспламеняется сверхновая, общепринято считать, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике расплавляется на более тяжелые элементы в течение всего нескольких секунд, с сопутствующим высвобождением энергии, увеличивающим внутреннее пространство. температура до миллиардов градусов. Выделяемая энергия (1–2 × 10 44  Дж ) более чем достаточно, чтобы развязать звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии, чтобы разлететься друг от друга. Звезда яростно взрывается и выпускает ударную волну, в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка5 000–20 000 км / с , примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение яркости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v  = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями.

Теория сверхновых этого типа подобна теории новых звезд , в которых белый карлик срастается медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв с синтезом водорода, который не разрушает звезду.

Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые вызваны катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванном высвобождением гравитационной потенциальной энергии посредством излучения нейтрино .

Формирование

Процесс формирования
Вокруг компактного тела (например, белого карлика) образуется аккреционный диск, смывающий газ с сопутствующей звезды-гиганта. Изображение НАСА
Четыре изображения моделирования сверхновой типа Ia
Суперкомпьютерное моделирование фазы взрыва дефлаграционно-детонационной модели образования сверхновых.

Единичные вырожденные предшественники

Одной из моделей образования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем первичная имеет большую массу, чем вторичная. Обладая большей массой, главная звезда первой из пары эволюционирует на асимптотическую гигантскую ветвь , где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, система может потерять значительное количество массы, уменьшив угловой момент , радиус орбиты и период . После того, как первичная звезда выродилась в белого карлика, вторичная звезда позже эволюционирует в красного гиганта, и все готово для аккреции массы на первичную звезду. Во время этой заключительной фазы с общей оболочкой две звезды сближаются по спирали, так как угловой момент теряется. В результате орбита может иметь период всего в несколько часов. Если аккреция продолжается достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .

Белый карлик-компаньон может также накапливать материю от других типов спутников, включая субгигант или (если орбита достаточно близка) даже звезду главной последовательности. Фактический эволюционный процесс на этой стадии аккреции остается неопределенным, поскольку он может зависеть как от скорости аккреции, так и от передачи углового момента компаньону - белому карлику.

Было подсчитано, что единичные вырожденные предшественники составляют не более 20% всех сверхновых типа Ia.

Двойные вырожденные предки

Второй возможный механизм запуска сверхновой типа Ia - это слияние двух белых карликов, совокупная масса которых превышает предел Чандрасекара. Получившееся слияние называется массовым белым карликом супер-Чандрасекара. В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

Столкновения одиночных звезд в пределах Млечного Пути происходят только один раз в 10 7 к10 13  лет ; гораздо реже, чем появление новых звезд. Столкновения происходят с большей частотой в областях плотного ядра шаровых скоплений ( ср. Синие отставшие ). Вероятный сценарий - столкновение с двойной звездной системой или между двумя двойными системами, содержащими белые карлики. Это столкновение может оставить после себя тесную двойную систему из двух белых карликов. Их орбита распадается, и они сливаются через общую оболочку. Исследование, основанное на спектрах SDSS, обнаружило 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что подразумевает слияние двойных белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: этот показатель соответствует количеству сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе.

Двойной вырожденный сценарий является одним из нескольких объяснений , предложенных для аномально массивных (2  М ) прародителя SN 2003fg . Это единственное возможное объяснение для SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. Это также было настоятельно рекомендовано для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. Наблюдения , проведенные с НАСА «s Swift космического телескопа исключено существующие сверхгиганта или гигантские звезды компаньона любого типа Ia сверхновой изученной. Взорванная внешняя оболочка сверхгиганта должна излучать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено рентгеновским телескопом Свифта в 53 ближайших остатках сверхновой. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдаемых в течение 10 дней после взрыва, спутник UVOT (ультрафиолетовый / оптический телескоп) не показал ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, пораженной ударной волной сверхновой, что означает, что вокруг не было красных гигантов или более крупных звезд. эти прародители сверхновых. В случае SN 2011fe звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если она существовала. Чандра показали , что рентгеновское излучение из пяти эллиптических галактик и выпуклость Андромеды 30-50 раз слабее , чем ожидалось. Рентгеновское излучение должно исходить от аккреционных дисков предшественников сверхновых типа Ia. Отсутствие излучения указывает на то, что несколько белых карликов обладают аккреционными дисками , что исключает обычную, основанную на аккреции модель сверхновых Ia. Пары белых карликов, вращающихся внутрь по спирали, являются предполагаемыми источниками гравитационных волн , хотя они не наблюдались напрямую.

Сценарии с двойным вырождением поднимают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов значительно различается, что означает также различную светимость .

Тип Iax

Было предложено, чтобы группа субсветящихся сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, была отнесена к типу Iax . Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика, а вместо этого оставить после себя зомби-звезду .

Наблюдение

Остаток сверхновой N103B, сделанный космическим телескопом Хаббла.

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно встречаются во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения регионам нынешнего звездообразования. Поскольку белые карлики формируются в конце периода эволюции звезды на главной последовательности, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, где она первоначально сформировалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии массопереноса (возможно, образуя стойкие вспышки новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia.

Давней проблемой в астрономии была идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем могло бы дать полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя велся более века. Наблюдение сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла не показали звезд на месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма от взрыва содержала углерод и кислород, поэтому вероятно, что ее прародителем был белый карлик, в основном состоящий из этих элементов. Точно так же наблюдения близлежащей SN PTF 11kx, обнаруженной 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв является результатом единственного выродившегося прародителя с компаньоном красного гиганта, что предполагает наличие не существует единственного пути-предшественника к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новых до появления сверхновой - еще одно удивительное открытие. Однако более поздний анализ показал, что околозвездное вещество слишком массивно для сценария однократного вырождения и лучше соответствует сценарию вырождения ядра.

Кривая блеска

Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L 0 ) от времени показывает характерную кривую блеска для сверхновой типа Ia. Пик в первую очередь связан с распадом никеля (Ni), а на более поздней стадии - кобальтом (Co).

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска , их график светимости как функцию времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости в спектре присутствуют линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя месяцы после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый веществом около ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад из никеля-56 через кобальт-56 до железа-56 производит высокоэнергетические фотоны , которые доминируют выходную энергию эжекта на среднем до позднего времени.

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые предложено чилийскими и американскими астрономами в Обзоре сверхновых звезд Калана / Тололо . В серии работ 1990-х годов обзор показал, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой яркости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, можно использовать для корректировки неокрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечей. Первоначальная поправка к стандартному значению свечи, известная как отношение Филлипса, показала, что эта группа может измерять относительные расстояния с точностью до 7%. Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, производимого в белых карликах, предположительно взрывающихся вблизи предела Чандрасекара.

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичных стандартных свечей во внегалактической астрономии. Улучшенная калибровка шкалы переменных расстояний до цефеид и прямые геометрические измерения расстояний до NGC 4258 на основе динамики мазерного излучения в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний до сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянной Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат, заключающийся в том, что Вселенная, похоже, подвергается ускоренному расширению . Впоследствии за это открытие три члена из двух команд были удостоены Нобелевских премий.

Подтипы

Остаток сверхновой SNR 0454-67.2, вероятно, является результатом взрыва сверхновой типа Ia.

В классе сверхновых типа Ia наблюдается значительное разнообразие. Отражая это, было определено множество подклассов. Два известных и хорошо изученных примера включают 1991T-like, сверхсветящийся подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально маленькие кремниевые элементы, и 1991bg-like, исключительно тусклый подкласс, характеризующийся сильными ранними характеристиками поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией. . Несмотря на их аномальную светимость , члены обеих специфических групп могут быть стандартизированы с помощью соотношения Филлипса для определения расстояния .

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки