Supernova de tip Ia

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 2 august 2022; verificarea necesită 1 editare .

Supernova de tip Ia este o subcategorie  de supernove . O supernova de tip Ia este rezultatul unei explozii termonucleare a unei pitice albe .

Originea numelui și clasificarea

Supernova de tip Ia este o subcategorie din schema de clasificare a supernovei Minkowski-Zwicky , dezvoltată de astronomul germano-american Rudolf Minkowski și de astronomul elvețian Fritz Zwicky. Această clasificare s-a bazat pe caracteristicile spectrale ale radiațiilor și nu coincide cu mecanismul proceselor în curs: supernovele de tip Ia sunt asociate cu o explozie termonucleară a materiei pitice albe, în timp ce supernovele Ib, Ic și toate supernovele de tip II sunt asociate cu colapsul nucleului stelar.

În 2013, s-a propus separarea suplimentară de supernove Ia a unei clase separate de supernove de tip Iax [2] , care se disting prin luminozitatea lor mai scăzută, conservarea unei pitice albe după explozie (cel puțin unele dintre stele) și dobândirea de viteze mari de către resturile lor. Diferența reală dintre aceste două tipuri este gradul de implicare a materiei pitice în „arderea” termonucleară – în Ia clasică, fuziunea termonucleară afectează întregul volum al stelei, disipându-l complet, în timp ce în Iax, datorită asimetriei proceselor. , doar o parte din stele explodează, iar restul rămâne ca un obiect compact. La rândul lor, aceste supernove diferă de stele noi prin aceea că la acestea din urmă, în timpul acreției, la un moment dat, începe o reacție termonucleară, care afectează doar stratul acestei substanțe, fără a afecta restul volumului stelei, iar acest mecanism poate fi repetat iar și iar cu acumulare continuă. În timpul exploziei lui Iax, procesul se răspândește la o parte semnificativă a stelei și, conform estimărilor, supernovele Iax reprezintă 5 până la 30% din Ia [3] .

Mecanisme de formare

Mecanism de acreție

O pitică albă este „rămășița” unei stele care și-a încheiat ciclul normal de viață, reacțiile termonucleare au încetat, iar învelișul exterior a fost vărsat în timpul evoluției . Adică, de fapt, o pitică albă este nucleul unei foste stele, care nu se poate răci decât în ​​viitor. Cu toate acestea, o pitică albă este un obiect cu densitate și gravitație extrem de ridicate și poate acumula materie. În primul rând, acest lucru se întâmplă în sistemele binare, unde a doua componentă, inițial mai ușoară și, prin urmare, mai puțin evoluată, s-a apropiat de stadiul gigant roșu și și-a umplut lobul Roche . Substanța cochiliei sale prin punctul Lagrange L1 începe să „curgă” pe pitica albă, crescându-i masa. Din punct de vedere fizic, piticele albe cu rotație joasă sunt limitate în masă de limita Chandrasekhar (aproximativ 1,44 mase solare ). Aceasta este masa maximă care poate fi compensată de presiunea degenerată a electronilor . După ce atinge această limită, pitica albă începe să se prăbușească într-o stea neutronică în felul următor.

Pe măsură ce acreția crește, temperatura și presiunea din miezul piticii albe cresc. Cu toate acestea, pe măsură ce densitatea din centru crește, crește și pierderea de energie din cauza răcirii neutrinilor . Când se atinge o densitate de 2⋅10 9 g/cm 3 , procesele de screening de electroni în gazul degenerat sunt suprimate și încep reacțiile termonucleare, a căror energie depășește pierderile de neutrini. În următorii ∼1000 de ani, această regiune „focnind” a nucleului experimentează o convecție din ce în ce mai accelerată. În stelele obișnuite, există un echilibru hidrostatic: dacă eliberarea de energie în nucleu crește, atunci steaua se extinde și presiunea din nucleu scade și invers. Piticele albe, pe de altă parte, constau din nuclee atomice și un gaz de electroni degenerați , a cărui ecuație de stare nu include temperatura - presiunea în adâncimea unei pitice albe depinde numai de densitate, dar nu și de temperatură. Începe arderea termonucleară cu autoaccelerare, unde o creștere a temperaturii accelerează reacțiile nucleare, ceea ce duce la o creștere suplimentară a temperaturii.

În ciuda mai multor decenii de muncă asupra hidrodinamicii acestui mecanism exploziv, oamenii de știință nu au ajuns încă la un consens clar dacă steaua va exploda ca urmare a deflagrației nucleare subsonice , care devine extrem de turbulentă, sau dacă faza inițială este turbulentă, iar apoi urmează o detonare întârziată în timpul de expansiune. Cu toate acestea, este deja clar că mecanismul de detonare rapidă este incompatibil cu spectrele supernovelor de tip Ia, deoarece nu produce un număr suficient de elemente intermediare observabile (de la siliciu la subgrupul de fier) ​​[4] . Calculele arată că în momentul exploziei, masa piticei albe atinge aproximativ 99% [5] din limita Chandrasekhar.

În timpul exploziei, temperatura din nucleu atinge un miliard de grade, iar o parte semnificativă din materia pitică albă, care consta în principal din oxigen și carbon, se transformă în elemente mai grele în câteva secunde [ 6] și este aruncată în spațiul înconjurător. la viteze de până la  5.000–20.000 km /s, ceea ce reprezintă aproximativ 6% din viteza luminii. Energia eliberată (1–2⋅10 44 J) [7] este suficientă pentru a sparge complet steaua, adică părțile sale constitutive individuale primesc suficientă energie cinetică pentru a depăși gravitația.

Mecanism de fuziune

Există un alt mecanism de declanșare a reacțiilor termonucleare. O pitică albă poate fuziona cu o altă pitică albă (cel puțin 80% din toate supernovele de tip Ia conform unor date [8] , mai puțin de 15% sau chiar la fel de rară după altele [4] ) și pentru o perioadă scurtă de timp poate depăși limita de masă și începe să se prăbușească , ridicându-și din nou temperatura la suficient pentru fuziunea nucleară [9] . În câteva secunde după începerea fuziunii nucleare, o parte semnificativă a materiei piticei albe suferă o reacție termonucleară rapidă cu eliberarea unei cantități mari de energie (1-2⋅10 44 J), provocând o explozie de supernovă.

Curba luminii

Supernovele de tip Ia au o curbă caracteristică a luminii, luminozitatea maximă este atinsă la ceva timp după explozie. Aproape de luminozitatea maximă, spectrul conține linii de elemente de la oxigen la calciu; acestea sunt componentele principale ale straturilor exterioare ale stelei. La câteva luni după explozie, când straturile exterioare s-au extins până la un punct de transparență, spectrul este dominat de lumina emisă de materialul din apropierea miezului stelei – elemente grele sintetizate în timpul exploziei; cei mai vizibili izotopi aproape de masa fierului (elementele subgrupului fierului). Ca urmare a dezintegrarii radioactive a nichelului-56 prin cobalt-56 la fier-56, se formează fotoni de înaltă energie care domină radiația rămășiței supernovei [4] .

Observații

Categoria de supernove de tip Ia are aceeași luminozitate maximă datorită maselor identice de pitice albe, limitate în mod unic de limita Chandrasekhar, care explodează prin mecanismul de acreție. Constanța acestei valori face posibilă utilizarea unor astfel de explozii ca contoare standard (așa-numitele „lumânări standard”, deși pot fi și alte obiecte astronomice [10] ) pentru a măsura distanța până la galaxiile lor , deoarece magnitudinea vizuală a supernovele de tip Ia se dovedesc a fi dependente înainte doar de la distanță .

Cercetările privind utilizarea supernovelor de tip Ia pentru a măsura distanțe precise au fost inițiate pentru prima dată în anii 1990. Într-o serie de publicații în cadrul proiectului de revizuire a supernoveis-a demonstrat că, deși supernovele de tip Ia nu ating toate aceeași luminozitate maximă, un parametru măsurat pe curba de luminozitate poate fi utilizat pentru a converti măsurătorile inițiale ale exploziilor supernovei Ia la valori standard de lumânare. Corecția inițială a valorii standard a lumânării este cunoscută sub numele de raportul Phillips.și a fost demonstrată capacitatea de a măsura distanțe relative în acest mod cu o precizie de 7% [11] . Motivul acestei uniformități în luminozitatea maximă are de-a face cu cantitatea de nichel-56 produsă în piticele albe care se presupune că explodează în apropierea limitei Chandrasekhar [12] .

Asemănarea profilurilor de luminozitate absolută a aproape tuturor supernovelor de tip Ia cunoscute a condus la utilizarea lor ca lumânare standard în astronomia extragalactică [13] . Calibrări îmbunătățite ale scalei distanței Cefeide și măsurători ale distanței la NGC 4258 din dinamica radiației maser [14] , în combinație cu diagrama distanței Hubble a supernovelor de tip Ia, au condus la o îmbunătățire a valorii constantei Hubble. .

În 1998, observațiile îndepărtate ale supernovelor de tip Ia au arătat rezultatul neașteptat că Universul se poate extinde rapid [15] [16] . Pentru această descoperire, trei oameni de știință din două grupuri de lucru au primit ulterior premii Nobel [17] .

Cu toate acestea, scenariile de fuziune lasă întrebări cu privire la aplicabilitatea supernovelor de tip Ia ca lumânări standard, deoarece masa totală a celor două pitice albe care se fuzionează variază considerabil, ceea ce înseamnă că și luminozitatea se schimbă.

În 2020, un grup de cercetători coreeni a arătat că, cu o probabilitate foarte mare, luminozitatea acestui tip de supernove se corelează cu compoziția chimică și vârsta sistemelor stelare - și, prin urmare, folosindu-le pentru a determina distanțe intergalactice, inclusiv determinarea ratei de expansiunea Universului - poate da o eroare [18 ] . Și întrucât accelerarea expansiunii Universului este stabilită folosind lumânări standard de acest tip, conceptul de energie întunecată, introdus pentru a explica fenomenul de accelerare a expansiunii, ridică îndoieli [19] .

Subtipuri

Există o diversitate considerabilă în cadrul clasei de supernove de tip Ia. Având în vedere acest lucru, au fost identificate multe subclase. Două exemple bine-cunoscute și bine studiate includ supernove de tip 1991T, o subclasă care prezintă linii deosebit de puternice de absorbție a fierului și siliciu anormal de scăzut [20] , și tipul 1991bg, o subclasă excepțional de slab caracterizată prin caracteristici puternice de absorbție timpurie a titanului și fotometrice și rapide. evoluția spectrală [21 ] . În ciuda luminozităților lor anormale, membrii ambelor grupuri specifice pot fi standardizați folosind raportul Phillips pentru a determina distanța [22] .

Vezi și

Note

  1. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh; Garnavich, P.M.; Berlind, P.; Calkins, M.L.; Blondin, S.; Balog, Z. Spectroscopie optică a supernovelor de tip Ia  (engleză)  // Astronomical Journal  : journal. - 2008. - Vol. 135 , nr. 4 . - P. 1598-1615 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1598 . — Cod biblic . - arXiv : 0803.1705 .
  2. ↑ Ryan J. Foley, PJ Challis, R. Chornock, M. Ganeshalingam, W. Li. SUPERNOVAE DE TIP Iax: O NOUĂ CLASĂ DE EXPLOZII STELARE  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 25-03-2013. — Vol. 767 , iss. 1 . — P. 57 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . Arhivat din original pe 23 martie 2021.
  3. ↑ Curtis McCully, Saurabh W. Jha, Ryan J. Foley, Lars Bildsten, Wen-fai Fong. Un sistem progenitor luminos, albastru pentru supernova de tip Iax 2012Z  (engleză)  // Natură. — 2014-08. — Vol. 512 , iss. 7512 . - P. 54-56 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature13615 . Arhivat 17 mai 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Modele de explozie de supernove de tip Ia  // Revizuirea  anuală a astronomiei și astrofizicii. — Evaluări anuale , 2000-2009. — Vol. 38 , iss. 1 . - P. 191-230 . — ISSN 1545-4282 0066-4146, 1545-4282 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . - arXiv : astro-ph/0006305 . Arhivat din original pe 4 martie 2021.
  5. ↑ Wheeler, J. Craig. Catastrofe cosmice: supernove, explozii de raze gamma și aventuri în hiperspațiu . - Cambridge: Cambridge University Press, 2000. - p. 96. - xv, 288 pagini p. - ISBN 0-521-65195-6 , 978-0-521-65195-0.
  6. ↑ FK Röpke, W. Hillebrandt. Cazul împotriva raportului carbon-oxigen al progenitorului ca sursă de variații de vârf de luminozitate în supernove de tip Ia  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2004-06. — Vol. 420 , iss. 1 . - P. L1–L4 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040135 . - . — arXiv : astro-ph/0403509 .
  7. ↑ Khokhlov A., Mueller E., Hoeflich P. Light curves of type IA supernova models with different explosion mechanisms  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1993. - Martie ( vol. 270 ). - P. 223-248 . Arhivat 22 octombrie 2020.
  8. ↑ González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, HM; Montes, D.; Canal, R.; Mendez, J.; Bedin, LR Niciun însoțitor evoluat supraviețuitor al progenitorului SN 1006  //  Nature : journal. - 2012. - Vol. 489 , nr. 7417 . - P. 533-536 . - doi : 10.1038/nature11447 . — Cod . - arXiv : 1210.1948 . — PMID 23018963 .
  9. ↑ S.-C. Yoon, N. Langer. Evoluția presupernova a piticelor albe în creștere cu rotație  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2004-05. — Vol. 419 , iss. 2 . - P. 623-644 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 . - . - arXiv : astro-ph/0402287 .
  10. ↑ Ciocnitorul. Capitolul din carte • Clubul de carte . Arhivat pe 18 iunie 2020 la Wayback Machine
  11. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Nicholas B. Suntzeff, Robert A. Schommer, Jose Maza, Aviles R. The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1996. - Decembrie ( vol. 112 ). — P. 2391 . - doi : 10.1086/118190 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9609059 . Arhivat din original pe 3 iulie 2014.
  12. ↑ SA Colgate. Supernove ca lumânare standard pentru cosmologie  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1979. - Septembrie ( vol. 232 , nr. 1 ). - P. 404-408 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/157300 . - Cod biblic . Arhivat 3 mai 2019.
  13. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Jose Maza, Nicholas B. Suntzeff, RA Schommer. O diagramă Hubble a supernovelor de tip IA îndepărtate  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1995. - Ianuarie ( vol. 109 ). — P. 1 . - doi : 10.1086/117251 .
  14. ↑ L.M. Macri, K.Z. Stanek, D. Bersier, L.J. Greenhill, M.J. Reid. O nouă distanță cefeidă până la galaxia Maser-gazdă NGC 4258 și implicațiile sale pentru constanta Hubble  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2006. - Decembrie ( vol. 652 , iss. 2 ). - P. 1133-1149 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/508530 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0608211 . Arhivat din original pe 8 mai 2022.
  15. ↑ S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R.A. Knop, P. Nugent. Măsurătorile Ω și Λ din 42 de supernove cu deplasare în roșu mare  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1999. - Iunie ( vol. 517 , iss. 2 ). - P. 565-586 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307221 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9812133 . Arhivat 19 mai 2020.
  16. ↑ Adam G. Riess, Alexei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks. Dovezi observaționale de la supernove pentru un univers în accelerare și o constantă cosmologică  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1998. - Septembrie ( vol. 116 , iss. 3 ). - P. 1009-1038 . - doi : 10.1086/300499 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/9805201 . Arhivat 19 mai 2020.
  17. ↑ Steven Weinberg. Cosmologie // Oxford University Press. — 2008.
  18. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Galaxii gazdă de tip timpuriu ale supernovelor de tip Ia. II. Dovezi pentru evoluția luminozității în cosmologia supernovelor  // The Astrophysical Journal. — 20.01.2020. - T. 889 , nr. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc . Arhivat din original pe 19 aprilie 2021.
  19. ↑ Energia întunecată nu există? Noi dovezi arată că oamenii de știință caută ceva care nu există , BBC News Russian Service . Arhivat din original pe 10 aprilie 2021. Preluat la 10 aprilie 2021.
  20. ↑ Michele Sasdelli, P.A. Mazzali, E. Pian, K. Nomoto, S. Hachinger. Stratificarea abundenței în supernove de tip Ia - IV. SN 1991T  // Anunțurile lunare ale Societății Regale de Astronomie luminoase și deosebite  . - Oxford University Press , 2014. - 30 septembrie ( vol. 445 , iss. 1 ). - P. 711-725 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/stu1777 . - . - arXiv : 1409.0116 . Arhivat din original pe 19 ianuarie 2022.
  21. ↑ Paolo A. Mazzali, Stephan Hachinger. Spectrele nebulare ale supernovei de tip Ia 1991bg: dovezi suplimentare ale unei explozii non-standard: Spectrele nebulare ale SN 1991bg  // Notificări lunare ale Societății Regale de Astronomie  . — Oxford University Press , 2012. — 21 august ( vol. 424 , iss. 4 ). - P. 2926-2935 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x . Arhivat din original pe 20 ianuarie 2022.
  22. ↑ S. Taubenberger, S. Hachinger, G. Pignata, P.A. Mazzali, C. Contreras. Supernova subluminoasă de tip Ia 2005bl și clasa de obiecte similare cu SN 1991bg★: SN 2005bl  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2008. — 13 februarie ( vol. 385 , iss. 1 ). - P. 75-96 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . - . - arXiv : 0711.4548 . Arhivat din original pe 19 ianuarie 2022.

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
 supernove
Clase
Fizică
subiecte asemănătoare
predecesorii
Rămășițe
Descoperiri
Liste
Cunoscut
  • Categorie:Șabloane de navigație:Astronomie
  • Comune: Supernove