Сверхновая с пульсационной парной нестабильностью

Сверхновая с пульсационной парной нестабильностью - это событие -самозванец сверхновой , которое обычно происходит в звездах с массой от 100 до 130 солнечных ( M _☉ ), в отличие от типичной сверхновой с парной нестабильностью , которая происходит в звездах с массой от 130 до 250 M _☉ . Подобно сверхновым с парной нестабильностью, пульсационные сверхновые с парной нестабильностью вызваны истощением энергии звезды при образовании электрон - позитронных пар, но, в то время как сверхновая с парной нестабильностью полностью разрушает звезду в массивной сверхновой, пульсационная парная нестабильность звезды извержение проливает 10–25 M _☉ . Обычно это сжимает его до массы менее 100 M _☉ , что слишком мало для создания электрон-позитронной пары, где он затем подвергается коллапсу ядра сверхновой или гиперновой . Возможно, именно это произошло во время извержения главной звезды звездной системы Эта Киля в 1843 году , хотя существенных доказательств, подтверждающих это, нет.

Звездное поведение

Ниже 100 М _☉

Тепловые гамма-лучи в ядрах звезд размером менее 100 M _☉ недостаточно энергичны для образования электрон-позитронных пар. Некоторые из этих звезд в конце своей жизни станут сверхновыми, но причинные механизмы не связаны с нестабильностью пар.

100–130  M _☉

В звездах 100–130 M _☉ может возникнуть пульсационная сверхновая с парной нестабильностью. Такие звезды достаточно массивны, поэтому гамма-лучи обладают достаточной энергией, чтобы создавать пары электрон-позитрон, но обычно этого недостаточно, чтобы полностью взорвать звезду. Горящее углерод ядро ​​сжимается и нагревается по мере того, как электрон-позитронные пары снимают давление с внешних фотонов, пока кислород, хранящийся в ядре, внезапно не воспламеняется в результате термической неконтролируемой реакции, которая создает импульс наружу, а затем стабилизируется. В результате вероятным результатом станет пульсационная сверхновая с парной нестабильностью, в которой звезда выбросит большую часть своей массы, что обычно приведет к тому, что ее масса станет ниже 100 M _☉ , где она обычно подвергается обычной сверхновой с коллапсом ядра. ^[2][1]

Выше 130 М _☉

Звезды с массой выше 130 M _☉ будут иметь достаточную массу для создания пар электронов и позитронов; в этих звездах образование пар будет больше, чем в звездах менее 130 M _☉ . Звезды от 130 до 150 M _☉ часто подвергаются пульсационной парной нестабильности сверхновых и потенциально подвергаются более чем одной пульсации, чтобы снизить их массу до 100 M _☉, хотя потенциально они могут стать полностью сверхновыми. Звезды с массой выше 150 M _☉ обычно производят гораздо больший уровень электрон-позитронных пар и обычно производят больше, чем требуется от сверхновой с пульсационной парной нестабильностью. Звезда будет нагреваться сильнее, чем звезды 100–130 M _☉ , и тепловая реакция убегания при воспламенении кислородного топлива будет намного сильнее. В результате большинство звезд выше 150 M _☉ претерпят полную сверхновую с парной нестабильностью. ^[2][1] .

Физика

Фотонное давление

Свет в тепловом равновесии имеет спектр черного тела с плотностью энергии, пропорциональной четвертой степени температуры (отсюда и закон Стефана-Больцмана ). Длина волны максимального излучения черного тела обратно пропорциональна его температуре. То есть частота и энергия наибольшей популяции фотонов излучения черного тела прямо пропорциональны температуре и достигают диапазона энергий гамма-лучей при температурах выше 3 × 10 ⁸ К.

В очень больших горячих звездах давление гамма-лучей в звездном ядре удерживает верхние слои звезды, противодействуя гравитационному притяжению ядра. Если плотность энергии гамма-лучей внезапно уменьшится, то внешние слои звезды рухнут внутрь. Внезапный нагрев и сжатие ядра порождают гамма-лучи, достаточно энергичные, чтобы преобразоваться в лавину электрон-позитронных пар, что еще больше снижает давление. Когда коллапс прекращается, позитроны находят электроны, и давление гамма-лучей снова возрастает.

Создание и уничтожение пары

Достаточно энергичные гамма-лучи могут взаимодействовать с ядрами, электронами или друг с другом, образуя электрон-позитронные пары, а электрон-позитронные пары могут аннигилировать, производя гамма-лучи. Из уравнения Эйнштейна E = mc ² Для образования этих пар гамма-лучи должны иметь больше энергии, чем масса пар электрон-позитрон.

При высокой плотности ядра звезды рождение и аннигиляция пар происходят быстро, тем самым удерживая гамма-лучи, электроны и позитроны в тепловом равновесии. Чем выше температура, тем выше энергия гамма-лучей и тем больше количество передаваемой энергии.

Парная нестабильность

По мере увеличения температуры и энергии гамма-лучей все больше и больше энергии гамма-лучей поглощается при создании электрон-позитронных пар. Это уменьшение плотности энергии гамма-лучей снижает давление излучения, которое поддерживает внешние слои звезды. Звезда сжимается, сжимая и нагревая ядро, тем самым увеличивая долю энергии, поглощаемой образованием пары. Давление, тем не менее, увеличивается, но при коллапсе парной нестабильности увеличения давления недостаточно, чтобы противостоять увеличению гравитационных сил по мере того, как звезда становится плотнее.

Кривые блеска и спектры

Пульсационные сверхновые с парной нестабильностью, вероятно, являются наиболее распространенными событиями парной нестабильности и, вероятно, являются распространенными причинами событий-самозванцев сверхновых. В зависимости от природы звезды-прародителя они могут иметь вид сверхновой типа II, типа Ib или типа Ic. ^[2] . Подобно полномасштабным сверхновым с парной нестабильностью, пульсационная сверхновая с парной нестабильностью очень яркая и существует на много месяцев дольше, чем типичная сверхновая типа II или типа I.

Известные события пульсационной парной нестабильности

Возможные примеры сверхновых с пульсационной парной нестабильностью включают извержение Эта Киля A в 1843 году и, возможно, SN 1000+0216 , которая могла быть либо пульсационной сверхновой с парной нестабильностью, либо сверхновой с парной нестабильностью. События, подобные сверхновым 1961 года, SN 1961V и SN 2010dn, считаются потенциальными самозванцами сверхновых, включающими массивные LBV ( светящиеся синие переменные ) и могли быть пульсациями парной нестабильности, как и повторяющиеся события на iPTF14hls .