Сверхновая типа Ia

в ядре планетарной туманности Ожидается, что Хенизе 2-428 две звезды -белые карлики , каждая с массой чуть меньше одной солнечной, сольются и создадут сверхновую типа Ia, уничтожив обе звезды примерно через 700 миллионов лет (впечатление художника).

Сверхновая типа Ia (читай: «тип один-А») — это тип сверхновой , которая возникает в двойных системах (две звезды , вращающиеся вокруг друг друга), в которых одна из звезд является белым карликом . Другая звезда может быть чем угодно, от гигантской звезды до еще меньшего белого карлика.

Физически углеродно-кислородные белые карлики с низкой скоростью вращения ограничены массой менее 1,44 солнечных масс ( M _☉ ). За пределами этой « критической массы » они вновь зажигаются, а в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой; эту критическую массу часто называют массой Чандрасекара, но она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара , при котором давление электронного вырождения не может предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно наращивает массу от бинарного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза состоит в том, что ядро ​​белого карлика достигнет температуры воспламенения для синтеза углерода по мере приближения к массе Чандрасекара. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества белого карлика подвергается неконтролируемой реакции, выделяя достаточно энергии ( 1 × 10 ⁴⁴  Дж ) освободить звезду при взрыве сверхновой.

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

консенсуса

Спектр сверхновой типа Ia SN 1998aq , через день после максимума блеска в диапазоне B

типа Ia Сверхновая — это подкатегория в схеме классификации сверхновых Минковского-Цвикки, которая была разработана немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . Есть несколько способов формирования сверхновой этого типа, но у них есть общий основной механизм. Астрономы-теоретики долгое время считали, что звездой-прародителем этого типа сверхновых является белый карлик наблюдалась сверхновая типа Ia , и эмпирические доказательства этого были найдены в 2014 году, когда в галактике Мессье 82 . Когда медленно вращающийся углеродно - кислородный белый карлик аккрецирует материю от компаньона, он может превысить предел Чандрасекара около 1,44 M _☉ , за пределами которого он уже не может поддерживать свой вес давлением электронного вырождения. В отсутствие противодействующего процесса белый карлик коллапсировал бы, образуя нейтронную звезду , в результате невыбрасывающего процесса, вызванного аккрецией. как обычно происходит в случае белого карлика, состоящего в основном из магния , неона и кислорода.

Однако нынешняя точка зрения астрономов, моделирующих взрывы сверхновых типа Ia, заключается в том, что этот предел на самом деле 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 дефлаграции рождается фронт пламени , питаемый синтезом углерода . Подробности возгорания пока неизвестны, в том числе место и количество точек, где начинается пламя. Вскоре после этого начинается синтез кислорода , но это топливо расходуется не так полно, как углерод.

G299 Остаток сверхновой типа Ia .

Как только начинается термоядерный синтез, температура белого карлика возрастает. Звезда главной последовательности, поддерживаемая тепловым давлением, может расширяться и охлаждаться, что автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не способны регулировать температуру, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для неконтролируемых реакций термоядерного 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 из дозвукового возгорания.

Независимо от точных деталей того, как зажигается сверхновая, общепринято, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжелые элементы всего за несколько секунд. с сопутствующим выделением энергии, повышающей внутреннюю температуру до миллиардов градусов. Выделившаяся 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 сильно взрывается и выпускает ударную волну , в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка 5 000–20 000 км/с , что составляет примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение светимости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M _v = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. Сверхновая типа Ia не оставляет компактного остатка, но вся масса бывшего белого карлика рассеивается в космосе.

Теория этого типа сверхновых аналогична теории новых , в которых белый карлик аккрецирует вещество медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв термоядерного синтеза 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

Аккреционный диск формируется вокруг компактного тела (например, белого карлика), отбирающего газ из звезды-компаньона-гиганта. НАСА Изображение

Суперкомпьютерное моделирование фазы взрыва модели образования сверхновой от горения до детонации.

Одиночные дегенеративные прародители

Одной из моделей формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем главная из них обладает большей массой, чем вторичная. Будучи большей по массе, главная звезда первой из пары эволюционирует в асимптотическую ветвь гигантов , 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 главная звезда деградировала в белого карлика, вторичная звезда позже превращается в красного гиганта, и создается почва для массовой аккреции на главную. Во время этой заключительной фазы общей оболочки две звезды сближаются по спирали, поскольку угловой момент теряется. Полученная орбита может иметь период всего несколько часов. Если аккреция продолжится достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .

Компаньон-белый карлик также может аккрецировать материю от других типов спутников, включая субгиганта или (если орбита достаточно близка) даже от звезды 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 спутнику белому карлику.

Подсчитано, что одиночные вырожденные предшественники составляют не более 20% всех сверхновых типа Ia.

Двойные вырожденные прародители

Вторым возможным механизмом возникновения сверхновой типа Ia является слияние двух белых карликов, чья совокупная масса превышает предел Чандрасекара . В результате слияния получил название белого карлика массы супер-Чандрасекара. В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

Столкновения одиночных звезд в Млечном Пути происходят только один раз в 10 ⁷ до 10 ¹³ годы ; гораздо реже, чем появление новых. Столкновения происходят чаще в плотных областях 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 в своей общей оболочке. Исследование, основанное на спектрах SDSS, выявило 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что подразумевает двойное слияние белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: эта скорость соответствует количеству сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе.

Сценарий двойного вырождения — одно из нескольких объяснений, предложенных для аномально массивного (2 M _☉ ) предшественника SN 2003fg . Это единственное возможное объяснение SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. Это также было настоятельно предложено для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. Наблюдения, проведенные с помощью космического телескопа НАСА Swift, исключили существование сверхгигантов или гигантских звезд-компаньонов каждой изученной сверхновой типа Ia. Выдутая внешняя оболочка компаньона сверхгиганта должна была излучать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено XRT (рентгеновским телескопом) Свифта в 53 ближайших остатках сверхновых. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдавшихся в течение 10 дней после взрыва, спутниковый UVOT (ультрафиолетовый/оптический телескоп) не выявил ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, на которую ударила ударная волна сверхновой, а это означает, что на орбите не было красных гигантов или более крупных звезд. эти прародители сверхновых. В случае SN 2011fe звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если бы она существовала. обнаружила Рентгеновская обсерватория «Чандра» , что рентгеновское излучение пяти эллиптических галактик и балджа Галактики Андромеды в 30–50 раз слабее, чем ожидалось. Рентгеновское излучение должно испускать аккреционные диски прародителей сверхновых типа Ia. Отсутствие излучения указывает на то, что лишь немногие белые карлики обладают аккреционными дисками , что исключает общепринятую модель сверхновых Ia, основанную на аккреции. Пары белых карликов, закручивающиеся внутрь по спирали, являются вероятными кандидатами в источники гравитационных волн , хотя непосредственно они не наблюдались.

Сценарии двойного вырождения вызывают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов значительно различается, а это означает, что светимость также варьируется.

Тип Iax

Было предложено отнести группу сверхновых сверхновых к типу Iax . Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика, а вместо этого оставить после себя звезду-зомби . Известные примеры сверхновых типа Iax включают: историческую сверхновую SN 1181 , SN 2012Z , SN 2002cx , SN 1991T и SN 1991bg .

Считается, что сверхновая SN 1181 связана с остатком сверхновой Pa 30 и ее центральной звездой IRAS 00500+6713 , которая является результатом слияния белого карлика CO и белого карлика ONe. Это делает Pa 30 и IRAS 00500+6713 единственными остатками SN Iax в Млечном Пути .

Наблюдение

Остаток сверхновой N103B, сделанный космическим телескопом Хаббл.

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

Давней проблемой астрономии является идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем могло бы обеспечить полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя продолжался уже более столетия. Наблюдение сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» не показали звезду в месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено , что расширяющаяся плазма взрыва содержит углерод и кислород, что позволяет предположить, что прародителем был белый карлик, в основном состоящий из этих элементов. Аналогично наблюдения близлежащей СН ПТФ 11кх, обнаруженная 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), привела к выводу, что этот взрыв возникает из-за одного вырожденного предшественника с красным гигантом-компаньоном, что позволяет предположить, что не существует единственного пути предшественника к SN Ia. Прямые наблюдения прародителя PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародительница испытывала периодические вспышки новых перед сверхновой – еще одно удивительное открытие. Однако более поздний анализ показал, что околозвездный материал слишком массивен для сценария с одиночным вырождением и лучше соответствует сценарию с вырождением ядра.

В мае 2015 года НАСА сообщило, что «Кеплер» космическая обсерватория наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia, находящуюся в процессе взрыва. Детали моментов перед новой звездой могут помочь ученым лучше оценить качество сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументации 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 появлялась в три разных момента эволюции своей яркости из-за разной длины пути света на трех изображениях; через -24, 92 и 107 дней от пика светимости. Четвертое изображение появится в 2037 году, что позволит наблюдать весь цикл светимости сверхновой.

Кривая блеска

Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L ₀ ) от времени показывает характерную кривую блеска сверхновой типа Ia. Пик обусловлен в первую очередь распадом никеля (Ni), а более поздняя стадия связана с распадом кобальта (Co).

Кривая блеска для типа Iа СН 2018гв

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска — график их светимости в зависимости от времени после взрыва. Вблизи момента максимальной светимости спектр содержит линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад никеля -56 через кобальт-56 на железо-56 высокой энергии приводит к образованию фотонов , которые доминируют в энерговыделении выбросов в промежуточные и поздние периоды времени.

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые использовано чилийскими и американскими астрономами в рамках исследования сверхновых Калан/Тололо . В серии статей 1990-х годов исследование показало, что, хотя не все сверхновые типа Ia достигают одинаковой максимальной светимости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, можно использовать для корректировки незакрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечи. Исходная поправка к стандартной стоимости свечи известна как соотношение Филлипса. Эта группа показала, что он способен измерять относительные расстояния с точностью 7%. Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, образующегося в белых карликах, предположительно взорвавшихся вблизи предела Чандрасекара.

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичной стандартной свечи во внегалактической астрономии. Улучшенная калибровка шкалы переменных расстояний цефеид. и прямые измерения геометрического расстояния до NGC 4258 по динамике мазерного излучения . в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний сверхновых типа Ia привели к улучшению значения постоянной Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат: Вселенная, по- видимому , подвергается ускоряющемуся расширению . За это открытие три члена двух команд впоследствии были удостоены Нобелевской премии.

Подтипы

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

Внутри класса сверхновых типа Ia существует значительное разнообразие. Отражая это, было идентифицировано множество подклассов. Два ярких и хорошо изученных примера включают в себя 1991T-like, сверхсветящийся $(M_{V}\lesssim -19.5)$ подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально мелкие элементы кремния, и типа 1991bg, исключительно тусклый $(M_{V}\gtrsim -18)$ подкласс, характеризующийся сильными признаками раннего поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией. Несмотря на аномальную светимость , членов обеих пекулярных групп можно стандартизировать, используя соотношение Филлипса для определения расстояния .

См. также

• Углеродная детонация
• Лестница космических расстояний
• История наблюдения сверхновых
• Список остатков сверхновых
• Околоземная сверхновая
• Остаток сверхновой

Внешние ссылки

• Список всех известных сверхновых типа Ia. Архивировано 2 февраля 2022 г. в Wayback Machine в Открытом каталоге сверхновых. Архивировано 3 марта 2016 г. в Wayback Machine .
• Фальк, Бриджит (2006). «Космология сверхновой типа Ia с ADEPT» . Университет Джонса Хопкинса. Архивировано из оригинала 30 октября 2007 г. Проверено 20 мая 2007 г.
• «Слоановский обзор сверхновых» . Слоановский цифровой обзор неба. 27 февраля 2007 года . Проверено 25 мая 2007 г.
• «Новые и сверхновые» . перипатус.gen.nz. Архивировано из оригинала 15 августа 2007 г. Проверено 25 мая 2007 г.
• «Источник основного типа сверхновой» . ООО «Полюс Стар Пабликейшнз», 6 августа 2003 г. Проверено 25 ноября 2007 г. (Найден прародитель типа Ia)

• «Обнаружены взрывы новых и сверхновых» . перипатус.gen.nz. Архивировано из оригинала 15 августа 2007 г. Проверено 25 мая 2007 г.
• SNFactory показывает, что «стандартные свечи» типа Ia имеют много масс (4 марта 2014 г.)