Сверхновая с парной нестабильностью
Сверхновая с парной нестабильностью — это тип сверхновой, которая, по прогнозам, возникает, когда образование пар , образование свободных электронов и позитронов в результате столкновения атомных ядер с энергичными гамма-лучами , временно снижает внутреннее радиационное давление, поддерживающее сверхмассивной звезды ядро против гравитационного воздействия. крах . [1] Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает значительно ускоренное горение в результате безудержного термоядерного взрыва, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездных остатков. [2]
с парной нестабильностью Сверхновые могут возникать только у звезд с массой от 130 до 250 солнечных масс от низкой до умеренной и металличностью (низкое содержание других элементов, кроме водорода и гелия – ситуация, обычная для звезд населения III ).
Физика
[ редактировать ]Фотонная эмиссия
[ редактировать ]Фотоны, испускаемые телом, находящимся в тепловом равновесии, имеют спектр черного тела с плотностью энергии, пропорциональной четвертой степени температуры, как это описано законом Стефана-Больцмана . Закон Вина гласит, что длина волны максимального излучения черного тела обратно пропорциональна его температуре. Эквивалентно, частота и энергия пикового излучения прямо пропорциональны температуре.
Фотонное давление в звездах
[ редактировать ]У очень массивных горячих звезд с внутренней температурой выше примерно 300 000 000 К ( 3 × 10 8 K ), фотоны, образующиеся в ядре звезды, представлены преимущественно в виде гамма-лучей очень высокой энергии . Давление этих гамма-лучей, выходящих наружу из ядра, помогает удерживать верхние слои звезды против внутреннего притяжения силы тяжести . Если уровень гамма-лучей ( плотность энергии ) снизить, то внешние слои звезды начнут схлопываться внутрь.
Гамма-лучи достаточно высокой энергии могут взаимодействовать с ядрами, электронами или друг с другом. Одним из этих взаимодействий является образование пар частиц, таких как пары электрон-позитрон, и эти пары также могут встречаться и аннигилировать друг друга, снова создавая гамма-лучи, и все это в соответствии с Альберта Эйнштейна E эквивалентности массы и энергии уравнением = mc . ² .
При очень высокой плотности большого звездного ядра рождение и аннигиляция пар происходят быстро. Гамма-лучи, электроны и позитроны в целом удерживаются в тепловом равновесии , обеспечивая стабильность ядра звезды. В результате случайных колебаний внезапный нагрев и сжатие ядра могут генерировать гамма-лучи, достаточно энергичные, чтобы превратиться в лавину электрон-позитронных пар. Это снижает давление. Когда коллапс прекращается, позитроны находят электроны, и давление гамма-лучей снова возрастает. Популяция позитронов обеспечивает кратковременный резервуар новых гамма-лучей, когда давление в ядре расширяющейся сверхновой падает.
Парная нестабильность
[ редактировать ]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 противостоит гравитационному коллапсу и поддерживает внешние слои звезды. Звезда сжимается, сжимая и нагревая ядро, тем самым увеличивая скорость производства энергии. Это увеличивает энергию производимых гамма-лучей, повышая вероятность их взаимодействия и, таким образом, увеличивает скорость поглощения энергии при дальнейшем образовании пар. В результате ядро звезды теряет опору в результате неконтролируемого процесса, в ходе которого гамма-лучи создаются с возрастающей скоростью; но все больше и больше гамма-лучей поглощается с образованием электрон-позитронных пар, а аннигиляции электрон -позитронных пар недостаточно, чтобы остановить дальнейшее сжатие ядра. Наконец, тепловой разгон вызывает детонационный синтез кислорода и более тяжелых элементов, в результате чего возникает сверхновая.
Звездная восприимчивость
[ редактировать ]Чтобы звезда подверглась сверхновой с парной нестабильностью, возросшее образование пар позитрон/электрон в результате столкновений гамма-лучей должно уменьшить внешнее давление настолько, чтобы внутреннее гравитационное давление могло ее подавить. Высокая скорость вращения и/или металличность могут предотвратить это. Звезды с такими характеристиками все еще сжимаются по мере падения внешнего давления, но в отличие от своих более медленных или менее богатых металлами собратьев, эти звезды продолжают оказывать достаточное внешнее давление, чтобы предотвратить гравитационный коллапс.
Звезды, образовавшиеся в результате столкновений слияний и имеющие металличность Z от 0,02 до 0,001, могут закончить свою жизнь как сверхновые с парной нестабильностью, если их масса находится в соответствующем диапазоне. [3]
Очень большие звезды с высокой металличностью, вероятно, нестабильны из-за предела Эддингтона и имеют тенденцию терять массу в процессе формирования.
Звездное поведение
[ редактировать ]
В нескольких источниках описано поведение крупных звезд в условиях парной нестабильности. [4] [5]
Ниже 100 солнечных масс
[ редактировать ]Гамма-лучи, производимые звездами с массой менее 100 солнечных масс, недостаточно энергичны для образования электрон-позитронных пар. Некоторые из этих звезд в конце своей жизни претерпят сверхновые другого типа, но причинные механизмы не связаны с парной нестабильностью.
От 100 до 130 солнечных масс
[ редактировать ]Эти звезды достаточно велики, чтобы производить гамма-лучи с достаточной энергией для создания электрон-позитронных пар, но результирующее общее снижение противогравитационного давления недостаточно, чтобы вызвать избыточное давление в ядре, необходимое для возникновения сверхновой. Вместо этого сокращение, вызванное образованием пар, провоцирует усиление термоядерной активности внутри звезды, которая отталкивает внутреннее давление и возвращает звезду в равновесие. Считается, что звезды такого размера подвергаются серии таких импульсов, пока не потеряют достаточную массу, чтобы упасть ниже 100 солнечных масс, после чего они перестанут быть достаточно горячими, чтобы поддерживать образование пар. Пульсация такого рода, возможно, была ответственна за изменения яркости, наблюдавшиеся у Эта Киля в 1843 году , хотя это объяснение не является общепринятым. [ нужна ссылка ]
От 130 до 250 солнечных масс
[ редактировать ]Для звезд с очень большой массой, массой от 130 до, возможно, примерно 250 солнечных масс, может возникнуть настоящая сверхновая с парной нестабильностью. В этих звездах ситуация впервые выходит из-под контроля, когда условия поддерживают нестабильность образования пар. Коллапс продолжает эффективно сжимать ядро звезды; избыточного давления достаточно, чтобы неконтролируемый ядерный синтез сжег его за несколько секунд, создав термоядерный взрыв. [5] звезды Поскольку выделяется больше тепловой энергии, чем энергия гравитационной связи , она полностью разрушается; никаких черных дыр или других остатков не осталось. По прогнозам, это будет способствовать появлению « массового разрыва » в массовом распределении звездных черных дыр . [6] [7] (Этот «верхний разрыв масс» следует отличать от предполагаемого «нижнего разрыва масс» в диапазоне нескольких солнечных масс.)
Помимо немедленного выделения энергии, большая часть ядра звезды преобразуется в никель-56 , радиоактивный изотоп , который распадается с периодом полураспада 6,1 дня на кобальт-56 . Кобальт-56 имеет период полураспада 77 дней, а затем далее распадается на стабильный изотоп железо-56 (см. Нуклеосинтез сверхновых ). Исследования гиперновой показывают, что, возможно , SN 2006gy 40 солнечных масс исходной звезды были выпущены в виде Ni-56, почти вся масса областей ядра звезды. [4] Столкновение взрывающегося ядра звезды с газом, который оно выбросило ранее, и радиоактивный распад приводят к высвобождению большей части видимого света.
250 солнечных масс или более
[ редактировать ]Другой механизм реакции, фотораспад , следует за первоначальным коллапсом парной нестабильности в звездах с массой не менее 250 солнечных. Эта эндотермическая (поглощающая энергию) реакция поглощает избыточную энергию с более ранних стадий, прежде чем неконтролируемый термоядерный синтез может вызвать взрыв гиперновой звезды; затем звезда полностью коллапсирует в черную дыру. [5]
Появление
[ редактировать ]
Яркость
[ редактировать ]Сверхновые с парной нестабильностью обычно считаются очень яркими. Это справедливо только для самых массивных предшественников, поскольку светимость сильно зависит от выброшенной массы радиоактивных частиц. 56 Ни. Они могут иметь пиковую яркость более 10 37 W, ярче сверхновых типа Ia, но при меньших массах пиковая светимость менее 10 35 W, сравнимый или меньший, чем у типичных сверхновых II типа. [8]
Спектр
[ редактировать ]Спектры сверхновых с парной нестабильностью зависят от природы звезды-прародительницы. Таким образом, они могут выглядеть как спектры сверхновых типа II или типа Ib/c. Прародители со значительной оставшейся водородной оболочкой произведут сверхновую типа II, те, у кого нет водорода, но имеется значительное количество гелия, произведут тип Ib, а те, у кого нет водорода и практически нет гелия, произведут тип Ic. [8]
Кривые блеска
[ редактировать ]В отличие от спектров, кривые блеска сильно отличаются от обычных типов сверхновых. Кривые блеска сильно вытянуты, пик светимости приходится на несколько месяцев после начала. [8] Это связано с огромным количеством 56 Ni выброшен, а оптически плотный выброс, поскольку звезда полностью разрушена.
Остаток
[ редактировать ]
Сверхновые с парной нестабильностью полностью уничтожают звезду-прародительницу и не оставляют после себя нейтронной звезды или черной дыры. Вся масса звезды выбрасывается, поэтому образуется остаток туманности, и многие солнечные массы тяжелых элементов выбрасываются в межзвездное пространство.
Кандидаты в сверхновые с парной нестабильностью
[ редактировать ]Некоторые сверхновые-кандидаты для классификации как сверхновые с парной нестабильностью включают:
- СН 2006г.г.
- СН 2007би , [9]
- СН 2213-1745
- СН 1000+0216 , [10]
- СН 2010мб
- ОГЛЕ14-073, [11]
- СН 2016апс
- СН 2016ет, [12]
- СН 2018ибб, [13]
См. также
[ редактировать ]- Парное производство
- Сверхновая с пульсационной парной нестабильностью
- Тепловой побег
- Сверхновая типа Ia , «термоядерная сверхновая».
- Черная дыра промежуточной массы
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Ракави, Г.; Шавив, Г. (июнь 1967 г.). «Нестабильности в высокоразвитых звездных моделях» . Астрофизический журнал . 148 : 803. Бибкод : 1967ApJ...148..803R . дои : 10.1086/149204 .
- ^ Фрейли, Гэри С. (1968). «Взрывы сверхновых, вызванные нестабильностью образования пар» (PDF) . Астрофизика и космическая наука . 2 (1): 96–114. Бибкод : 1968Ap&SS...2...96F . дои : 10.1007/BF00651498 . S2CID 122104256 .
- ^ Белкус, Х.; Ван Бевер, Дж.; Ванбеверен, Д. (2007). «Эволюция очень массивных звезд». Астрофизический журнал . 659 (2): 1576–1581. arXiv : astro-ph/0701334 . Бибкод : 2007ApJ...659.1576B . дои : 10.1086/512181 . S2CID 16604353 .
- ^ Перейти обратно: а б Смит, Натан; Ли, Вэйдун; Фоли, Райан Дж.; Уилер, Дж. Крейг; и др. (2007). «SN 2006gy: Открытие самой яркой сверхновой из когда-либо зарегистрированных, вызванное смертью чрезвычайно массивной звезды, такой как η Киля». Астрофизический журнал . 666 (2): 1116–1128. arXiv : astro-ph/0612617 . Бибкод : 2007ApJ...666.1116S . дои : 10.1086/519949 . S2CID 14785067 .
- ^ Перейти обратно: а б с Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Хегер, А. (2001). «Сверхновые с парной нестабильностью, гравитационные волны и гамма-транзиенты». Астрофизический журнал . 550 (1): 372–382. arXiv : astro-ph/0007176 . Бибкод : 2001ApJ...550..372F . дои : 10.1086/319719 . S2CID 7368009 .
- ^ Эбботт, BP; Эбботт, Р.; Эбботт, Т.Д.; Авраам, С.; Ачернезе, Ф.; Экли, К.; Адамс, К.; Адхикари, RX; Адья, В.Б.; Аффельдт, К.; Агатос, М. (11 сентября 2019 г.). «Свойства популяции бинарных черных дыр, полученные на основе первого и второго наблюдательных запусков Advanced LIGO и Advanced Virgo» (PDF) . Астрофизический журнал . 882 (2): Л24. arXiv : 1811.12940 . Бибкод : 2019ApJ...882L..24A . дои : 10.3847/2041-8213/ab3800 . hdl : 1721.1/132410 . ISSN 2041-8213 . S2CID 119216482 .
- ^ Фармер, Р.; Ренцо, М.; де Минк, SE ; Маршан, П.; Джастэм, С. (2019). «Не забывайте о разрыве: расположение нижнего края разрыва в массах черной дыры сверхновой с парной нестабильностью» . Астрофизический журнал . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Бибкод : 2019ApJ...887...53F . дои : 10.3847/1538-4357/ab518b . ISSN 1538-4357 . S2CID 204949567 .
- ^ Перейти обратно: а б с Касен, Д.; Вусли, ЮВ; Хегер, А. (2011). «Парная нестабильность сверхновых: кривые блеска, спектры и ударный прорыв». Астрофизический журнал . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Бибкод : 2011ApJ...734..102K . дои : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . S2CID 118508934 .
- ^ Гал-Ям, А.; Маццали, П.; Офек, Е.О.; и др. (3 декабря 2009 г.), «Сверхновая 2007bi как взрыв парной нестабильности», Nature , 462 (7273): 624–627, arXiv : 1001.1156 , Bibcode : 2009Natur.462..624G , doi : 10.1038/nature08579 , PMID 19956 255 , S2CID 4336232
- ^ Кук, Дж.; Салливан, М.; Гал-Ям, А.; Бартон, Э.Дж.; Карлберг, Р.Г.; Райан-Вебер, EV ; Хорст, К.; Омори, Ю.; Диас, CG (2012). «Сверхяркие сверхновые на красных смещениях 2,05 и 3,90». Природа . 491 (7423): 228–231. arXiv : 1211.2003 . Бибкод : 2012Natur.491..228C . дои : 10.1038/nature11521 . ПМИД 23123848 . S2CID 4397580 .
- ^ Козырева Александра; Кромер, Маркус; Ноебауэр, Ульрих М; Хирши, Рафаэль (21 сентября 2018 г.). «OGLE14-073 - многообещающий кандидат в сверхновые с парной нестабильностью». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 479 (3): 3106–3114. arXiv : 1804.05791 . дои : 10.1093/mnras/sty983 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119430876 – через ОУП.
- ^ Гомес, Себастьян; Бергер, Эдо; Николл, Мэтт; Бланшар, Питер К.; Вильяр, В. Эшли; Паттон, Локк; Чорнок, Райан; Лея, Джоэл; Хоссейнзаде, Гриффин; Каупертуэйт, Филип С. (2019). «SN 2016iet: Пульсационный или парный нестабильный взрыв массивного ядра CO с низкой металличностью, встроенного в плотную, бедную водородом околозвездную среду» . Астрофизический журнал . 881 (2): 87. arXiv : 1904.07259 . Бибкод : 2019ApJ...881...87G . дои : 10.3847/1538-4357/ab2f92 . S2CID 119314293 .
- ^ Шульце, Стив; Франссон, Клаас; Козырева Александра; Ченг, Тин-Ван; Ярон, Офер; Джеркстранд, Андерс; Гал-Ям, Авишай; Соллерман, Йеспер; Ян, Лин; Кангас, Туомас (2023). «1100 дней из жизни сверхновой 2018ibb — лучший кандидат на сверхновую с парной нестабильностью на сегодняшний день». Астрономия и астрофизика . в прессе. arXiv : 2305.05796 . Бибкод : 2023arXiv230505796S .
Внешние ссылки
[ редактировать ]| Классы |  | |
|---|---|---|
| Физика | ||
| Связанный | ||
| Прародители | ||
| Остатки | ||
| Открытие | ||
| Списки | ||
| Примечательный | ||
| Исследовать |
| |
