Ia típusú szupernóva - Type Ia supernova

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
A művész benyomása a Henize 2-428 bolygó köd központi részéről , egy egyedi objektumról, amelynek magja két fehér törpe csillag, mindegyik kissé egy naptömeg alatt . Várhatóan lassan közelebb kerülnek egymáshoz, mintegy 700 millió év alatt összeolvadva létrehozzák a két csillagot elpusztító Ia típusú szupernóvát.

Az Ia típusú szupernóva (olvasható: "egy-A típus") olyan típusú szupernóva , amely bináris rendszerekben fordul elő (két csillag kering egymás körül), amelyekben az egyik csillag fehér törpe . A másik csillag bármi lehet, egy óriási csillagtól a még kisebb fehér törpéig.

Fizikailag az alacsony forgási sebességű szén-oxigén fehér törpék 1,44 naptömeg alatt vannak ( M ). Ezen a " kritikus tömegen " túl újragyulladnak, és egyes esetekben szupernóva-robbanást váltanak ki. Némileg zavaróan ezt a kritikus tömeget gyakran Chandrasekhar tömegnek nevezik, annak ellenére, hogy kissé eltér az abszolút Chandrasekhar határtól, ahol az elektron degenerációs nyomás nem képes megakadályozni a katasztrofális összeomlást. Ha egy fehér törpe fokozatosan accretes masszát egy bináris társa, vagy összeolvad egy második fehér törpe, az általános hipotézis az, hogy a fő eléri a gyújtást hőmérsékleten szén-dioxid-fúziós ahogy közeledik a Chandrasekhar tömeget. A magfúzió megindulásától számított néhány másodpercen belül a fehér törpe anyagának jelentős része átmeneti reakción megy keresztül , elegendő energiát (1– 2 × 10 44   J ) a csillag megkötésére egy szupernóva-robbanásban.

Az Ia típusú szupernóva kategória meglehetősen állandó csúcsfényességet produkál e rögzített kritikus tömeg miatt, amelynél egy fehér törpe felrobban. Állandó csúcsfényességük lehetővé teszi, hogy ezeket a robbanásokat szokásos gyertyákként használják a galaxisuk távolságának mérésére: az Ia típusú szupernóva vizuális nagysága a Földtől megfigyelve jelzi a Földtől való távolságát.

2015 májusában, a NASA azt jelentette, hogy a Kepler tér obszervatórium megfigyelt KSN 2011b, egy Ia típusú szupernóva a folyamat felrobbant. A nova előtti pillanatok részletei segíthetnek a tudósoknak abban, hogy jobban megítéljék az Ia típusú szupernóvák minőségét standard gyertyákként, ami fontos láncszem a sötét energia érvelésében .

Konszenzus modell

Az Ia típusú szupernóva SN 1998aq spektruma egy nappal a
B-sáv maximális megvilágítása után

Az Ia típusú szupernóva a Minkowski – Zwicky szupernóva osztályozási séma alkategóriája, amelyet Rudolph Minkowski német-amerikai csillagász és Fritz Zwicky svájci csillagász készített . Az ilyen típusú szupernóva számos módon létrejöhet, de közös mögöttes mechanizmusuk van. Elméleti csillagászok régóta úgy a progenitor csillag az ilyen típusú szupernóva egy fehér törpe , és az empirikus bizonyíték erre találták 2014-ben, amikor egy Ia típusú szupernóva figyelhető meg a galaxis Messier 82 . Ha a lassan forgó szén - oxigén fehér törpe accretes számít egy társ, akkor haladhatja meg a Chandrasekhar-határ mintegy 1,44  M , amelyen túl már nem támogatja a súlyát elektron degeneráltsága nyomást. Kiegyenlítő folyamat hiányában a fehér törpe összeomolva neutroncsillagot képez , akkréció által kiváltott nem ejektív folyamatban, mint általában egy fehér törpe esetében, amely elsősorban magnéziumból , neonból és oxigénből áll. .

Az Ia típusú szupernóva-robbanásokat modellező csillagászok jelenlegi álláspontja azonban az, hogy ezt a határt valójában soha nem érik el, és soha nem kezdődik meg az összeomlás. Ehelyett a növekvő súly miatti nyomás- és sűrűségnövekedés megemeli a mag hőmérsékletét, és ahogy a fehér törpe megközelíti a határ körülbelül 99% -át, konvekciós periódus következik, amely körülbelül 1000 évig tart. Ebben a párolgási szakaszban egy ponton megszületik a lángfolt , amely fúzióval működik . A gyújtás részletei még mindig nem ismertek, beleértve a láng kezdetének helyét és számát. Az oxigénfúzió röviddel ezután megindul, de ezt az üzemanyagot nem fogyasztják el teljesen, mint a szenet.

G299 Ia típusú szupernóva maradvány .

Amint a fúzió megkezdődik, a fehér törpe hőmérséklete megnő. A fősorozatban csillag által támogatott termikus nyomás bővítheti és hűvös, amely automatikusan szabályozza a növekedést hőenergiát. A degenerációs nyomás azonban független a hőmérséklettől; a fehér törpék nem képesek szabályozni a hőmérsékletet a normális csillagok módján, ezért kiszolgáltatottak a kifutó fúziós reakcióknak. A fellángolás drámai módon felgyorsul, részben a Rayleigh – Taylor instabilitás és a turbulenciával való kölcsönhatások miatt . Ez még mindig kérdés, jelentős vita, hogy ez a fáklyát átváltozik egy szuperszonikus robbanás egy szubszonikus deflagrációt.

A szupernóva meggyulladásának pontos részleteitől függetlenül általánosan elfogadott vélemény, hogy a fehér törpe szén és oxigén jelentős része csak néhány másodpercen belül nehezebb elemekké olvad össze, és az ezzel járó energia felszabadulás növeli a belső hőmérséklet milliárd fokig. A felszabadult energia (1– 2 × 10 44   J ) több mint elegendő a csillag kikapcsolásához ; vagyis a fehér törpét alkotó egyes részecskék elegendő kinetikus energiát nyernek ahhoz , hogy egymástól elrepüljenek. A csillag hevesen felrobban, és lökéshullámot bocsát ki , amelyben az anyag jellemzően kb 5000–20 000 km / s , ami nagyjából a fénysebesség 6% -a . A robbanásban felszabaduló energia a fényerő rendkívüli növekedését is okozza. Az Ia típusú szupernóvák tipikus vizuális abszolút nagysága M v  = −19,3 (kb. 5 milliárdszor fényesebb, mint a Nap), kevés variációval.

Az ilyen típusú szupernóvák elmélete hasonló a novaáéhoz , amelyben egy fehér törpe lassabban halmozza fel az anyagot, és nem közelíti meg a csandrasekhári határt. Nova esetében a beeső anyag hidrogén-fúziós felület robbanást okoz, amely nem rontja meg a csillagot.

Ia típusú szupernóvák eltérnek a II típusú szupernóva , amely által okozott katasztrofális robbanás a külső rétegek egy nagy tömegű csillag, mint a mag összeomlik, powered by kiadása gravitációs potenciális energia keresztül neutrínó kibocsátása.

Képződés

Kialakulási folyamat
Akkumulációs tárcsa képződik egy kompakt test (például egy fehér törpe) körül, amely a kísérő óriáscsillagtól leválasztja a gázt. NASA kép
Négy kép az Ia típusú szupernóva szimulációjáról
A szupernóvák képződésének deflagráció-detonáció modelljének robbanási fázisának szuperszámítógépes szimulációja.

Egyetlen degenerált progenitorok

A szupernóva ezen kategóriájának kialakulásának egyik modellje egy közeli bináris csillagrendszer . A bináris progenitor rendszer fő szekvencia csillagokból áll, az elsődleges nagyobb tömegű, mint a szekunder. Mivel a tömeg nagyobb, az elsődleges a pár közül az első, amely az aszimptotikus óriáságra fejlődik , ahol a csillag burkolata jelentősen kitágul. Ha a két csillagnak közös burkolata van, akkor a rendszer jelentős tömegmennyiséget veszíthet, csökkentve a szögmomentumot , az orbitális sugarat és az időszakot . Miután az elsődleges fehér törpévé degenerálódott, a másodlagos csillag később vörös óriássá fejlődik, és a színpadot az elsődleges tömeges felhalmozódására állítják be. Ebben a végső megosztott burkolati szakaszban a két csillag közelebb spirálozik egymáshoz, amikor a szögleti momentum elvész. Az így létrejövő pályának lehet olyan rövid időtartama, mint néhány óra. Ha az akkumuláció elég hosszú ideig folytatódik, a fehér törpe végül megközelítheti a Csandrasekhar határt .

A fehér törpe társa más típusú társaktól is gyűjthet anyagot, beleértve egy alóriást vagy (ha a pálya kellően közel van) akár egy fő szekvencia csillagot is. A tényleges evolúciós folyamat ebben az akkréciós szakaszban továbbra is bizonytalan, mivel függhet mind az akkréció sebességétől, mind a szögimpulzus átadásától a fehér törpe társáig.

Becslések szerint az egyetlen degenerált progenitor az összes Ia típusú szupernóva legfeljebb 20% -át teszi ki.

Kettős degenerált progenitorok

Az Ia típusú szupernóva kiváltásának második lehetséges mechanizmusa két fehér törpe egyesülése, amelyek együttes tömege meghaladja a csandrasekhári határt. A létrejövő egyesülést szuper-Csandrasekhar tömeges fehér törpének hívják. Ilyen esetben az össztömeget nem korlátozná a csandrasekhári határ.

A Tejúton belüli magányos csillagok ütközése csak egyszer fordul elő 10 7- ig 10 13  év ; jóval ritkábban, mint a nova megjelenése. Az ütközések nagyobb gyakorisággal fordulnak elő a gömbös fürtök sűrű magrégióiban ( vö. Kék csavargók ). Valószínű forgatókönyv egy ütközés egy bináris csillagrendszerrel, vagy két fehér törpét tartalmazó bináris rendszer között. Ez az ütközés két fehér törpe közeli bináris rendszert hagyhat maga után. Pályájuk bomlik, és a közös borítékon keresztül egyesülnek. Az SDSS spektrumokon alapuló tanulmány a 4000 vizsgált fehér törpe 15 kettős rendszerét találta, ami 100 évente kettős fehér törpe egyesülést jelent a Tejútrendszerben: ez az arány megegyezik a szomszédságunkban kimutatott Ia típusú szupernóvák számával.

A kettős degenerált szcenárió egyike az SN 2003fg rendellenesen masszív (2 M itor ) progenitorjának javasolt számos magyarázatról  . Ez az egyetlen lehetséges magyarázat az SNR 0509-67.5-re , mivel kizárták az összes lehetséges modellt, csak egy fehér törpével. Erősen javasoljuk az SN 1006-hoz is , mivel ott nem találtak társ kísérő csillag maradványokat. Megfigyelések készült NASA „s Swift űrteleszkóp kizárni meglévő szuperóriás vagy óriás társa csillagok minden Ia típusú szupernóva vizsgálták. A szuperóriás társa kifújt külső héjának röntgensugarakat kell kibocsátania , de ezt a ragyogást a Swift XRT (röntgenteleszkóp) nem észlelte az 53 legközelebbi szupernóva maradványban. A robbanástól számított 10 napon belül megfigyelt 12 Ia típusú szupernóva esetében a műhold UVOT (ultraibolya / optikai teleszkóp) nem mutatott ultraibolya sugárzást, amely a szupernóva lökéshullám által elfújt, felmelegedett társcsillag felszínéből származott, vagyis vörös óriások vagy nagyobb csillagok nem keringtek. azok a szupernóva-ősök. Az SN 2011fe esetében a társcsillagnak kisebbnek kellett lennie, mint a Nap , ha létezett. A Chandra röntgen obszervatórium feltárta, hogy öt elliptikus galaxis és az Andromeda galaxis domborulatának röntgensugárzása a vártnál 30–50-szer halkabb. A röntgensugárzást az Ia típusú szupernóva progenitorok akkreceptív lemezeinek kell kibocsátaniuk. A hiányzó sugárzás azt jelzi, hogy kevés fehér törpének van akkréciós korongja , ami kizárja az Ia szupernóvák közös, akkréción alapuló modelljét. A befelé haladó, fehér törpepárok erősen levezethető gravitációs hullámok forrásai , bár közvetlenül nem figyelték meg őket.

A kettős degenerált forgatókönyvek kérdéseket vetnek fel az Ia típusú szupernóvák standard gyertyaként való alkalmazhatóságával kapcsolatban , mivel a két egyesülő fehér törpe teljes tömege jelentősen változik, vagyis a fényesség is változik.

Iax típus

Javasolták, hogy az alvilágos szupernóvák egy csoportját, amelyek akkor fordulnak elő, amikor a hélium fehér törpére gyűlik, az Iax típusba kell sorolni . Ez a fajta szupernóva nem mindig teljesen tönkreteszi a fehér törpe ősöket, hanem egy zombi csillagot hagy maga után .

Megfigyelés

Az N103B szupernóva maradványa , amelyet a Hubble Űrtávcső vett el.

A szupernóvák más típusaitól eltérően az Ia típusú szupernóvák általában minden típusú galaxisban előfordulnak, beleértve az elliptikusokat is. Nem mutatják, hogy előnyben részesítenék a jelenlegi csillagképződés régióit. Ahogy a fehér törpecsillagok egy csillag fő evolúciós periódusának végén képződnek, egy ilyen hosszú életű csillagrendszer messze tévedhetett attól a régiótól, ahol eredetileg kialakult. Ezt követően egy közeli bináris rendszer további egymillió évet tölthet el a tömegátadási szakaszban (esetleg tartós nova-kitöréseket képezhet), mielőtt a körülmények megérettek lennének az Ia típusú szupernóva előfordulásához.

A csillagászat egyik régóta fennálló problémája a szupernóva progenitorok azonosítása volt. A progenitor közvetlen megfigyelése hasznos korlátozásokat jelentene a szupernóva modellek számára. 2006-tól kezdve több mint egy évszázada folyt az ilyen ősök felkutatása. Az SN 2011fe szupernóva megfigyelése hasznos korlátozásokat hozott. A Hubble Űrtávcsővel végzett korábbi megfigyelések nem mutattak csillagot az esemény helyzetében, ezáltal egy vörös óriást kizártak forrásként. Megállapították, hogy a robbanás következtében kialakuló táguló plazma szén és oxigén tartalmú volt, így valószínűleg az őshonos fehér törpe volt, amely elsősorban ezekből az elemekből állt. Hasonlóképpen, a közeli SN PTF 11kx megfigyelései, amelyeket 2011. január 16-án (UT) fedezett fel a Palomari Átmeneti Gyár (PTF), arra a következtetésre engednek következtetni, hogy ez a robbanás egy degenerált progenitorból származik, vörös óriás társaival, így arra utalva nem egyetlen progenitor út az SN Ia-hoz. A PTF 11kx progenitorjának közvetlen megfigyeléseiről a Science augusztus 24-i kiadásában számoltak be, és alátámasztják ezt a következtetést, és azt is mutatják, hogy az őscsillag időszakos nova kitöréseket tapasztalt a szupernóva előtt - ez egy másik meglepő felfedezés. Későbbi elemzésből azonban kiderült, hogy a körüli anyag túl masszív az egy-degenerált forgatókönyvhöz, és jobban illeszkedik a mag-degenerált forgatókönyvhöz.

Fénygörbe

Ez a fényességi diagram (a Naphoz viszonyítva, L 0 ) az idő függvényében mutatja az Ia típusú szupernóva jellegzetes fénygörbéjét. A csúcs elsősorban a nikkel (Ni) bomlásának köszönhető , míg a későbbi stádiumot kobalt (Co) hajtja .

Az Ia típusú szupernóvák jellegzetes fénygörbével rendelkeznek , fényességgrafikonjuk a robbanás utáni idő függvényében. A maximális fényesség idejének közelében a spektrum közepes tömegű elemeket tartalmaz az oxigéntől a kalciumig ; ezek a csillag külső rétegeinek fő alkotóelemei. Hónapokkal a robbanás után, amikor a külső rétegek az átlátszóságig kitágultak, a spektrumot a csillag magja közelében lévő anyag által kibocsátott fény, a robbanás során szintetizált nehéz elemek uralják; leginkább a vas tömegéhez közeli izotópok ( vascsúcs elemek). A radioaktív bomlás a nikkel-56 keresztül kobalt-56 , hogy a vas-56 termel nagy energiájú fotonokat , amelyek uralják az energia termelés a ejecta közbenső késő alkalommal.

Az Ia típusú szupernóvák használatát a pontos távolságok mérésére chilei és amerikai csillagászok, a Calán / Tololo Supernova Survey közös munkája indította el . Az 1990-es évek egyik tanulmányában a felmérés kimutatta, hogy míg az Ia típusú szupernóvák nem mindegyike éri el ugyanazt a csúcsfényességet, a fénygörbéből mért egyetlen paraméter felhasználható a nem redukált Ia típusú szupernóvák korrigálására a standard gyertyaértékekre. A standard gyertya érték eredeti korrekciója Phillips kapcsolat néven ismert, és ez a csoport kimutatta, hogy képes a relatív távolságok 7% -os pontossággal történő mérésére. A csúcsfényesség ezen egyenletességének oka a fehér törpékben termelődött nikkel-56 mennyiségével függ össze, amely feltehetően a Chandrasekhar-határ közelében robban.

Szinte az összes ismert Ia típusú szupernóva abszolút fényességi profiljának hasonlósága oda vezetett, hogy másodlagos standard gyertyaként használják az extragalaktikus csillagászatban. A Cepheid változó távolsági skála továbbfejlesztett kalibrálása és az NGC 4258-ra történő közvetlen geometriai távolságmérések a maser emisszió dinamikájából az Ia típusú szupernóva távolságok Hubble diagramjával kombinálva a Hubble konstans értékének javulását eredményezték .

1998-ban a távoli Ia típusú szupernóvák megfigyelései azt a váratlan eredményt jelezték, hogy az univerzum gyorsuló tágulásnak tűnik . Két csapat három tagját később Nobel-díjjal jutalmazták ezért a felfedezésért.

Altípusok

Az SNR 0454-67.2 szupernóva maradvány valószínűleg egy Ia típusú szupernóva robbanás eredménye.

Az Ia típusú szupernóvák osztályán belül jelentős a sokféleség. Ennek tükrében rengeteg alosztályt azonosítottak. Két kiemelkedő és jól tanulmányozott példa a 1991T-like-ok, egy túlvilágos alosztály, amely különösen erős vasabszorpciós vonalakkal és rendellenesen kicsi szilícium-tulajdonságokkal rendelkezik, és az 1991bg-like-ok, egy kivételesen homályos alosztály, amelyet erős korai titánabszorpciós jellemzők, valamint gyors fotometrikus és spektrális evolúció . Rendellenes fényességük ellenére mindkét sajátos csoport tagjai a távolság meghatározásához a Phillips-relációval szabványosíthatók .

Lásd még

Hivatkozások

Külső linkek