Ia típusú szupernóva

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2022. augusztus 2-án felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzéshez 1 szerkesztés szükséges .

Az Ia típusú szupernóva a szupernóvák egyik alkategóriája  . Az Ia típusú szupernóva egy fehér törpe termonukleáris robbanásának eredménye .

A név eredete és a besorolás

Az Ia típusú szupernóva a Rudolf Minkowski német-amerikai csillagász és Fritz Zwicky svájci csillagász által kidolgozott Minkowski-Zwicky szupernóva-osztályozási rendszer egyik alkategóriájaEz a besorolás a sugárzás spektrális tulajdonságain alapult, és nem esik egybe a folyamatban lévő folyamatok mechanizmusával: az Ia típusú szupernóvák a fehér törpeanyag termonukleáris robbanásához kapcsolódnak, míg az Ib, Ic és az összes II típusú szupernóva a a csillagmag összeomlása.

2013-ban javasolták az Ia szupernóvák külön osztályának elkülönítését az Iax típusú szupernóváktól [2] , amelyeket alacsonyabb fényességük, a robbanás utáni fehér törpe megmaradása (legalább a csillagok egy része) és a nagy sebességek megszerzése maradványaik által. A tényleges különbség a két típus között a törpeanyag termonukleáris "égésben" való részvételének mértéke - a klasszikus Ia-ban a termonukleáris fúzió a csillag teljes térfogatára hatással van, teljesen disszipálva azt, míg az Iax-ban a folyamatok aszimmetriája miatt. , a csillagnak csak egy része robban fel, a többi pedig kompakt objektumként marad meg. Ezek a szupernóvák viszont abban különböznek az új csillagoktól, hogy az utóbbiakban az akkréció során egy bizonyos ponton termonukleáris reakció kezdődik, amely csak ennek az anyagnak a rétegét érinti, anélkül, hogy a csillag többi térfogatát befolyásolná, és ez a mechanizmus újra és újra megismétlődött folyamatos akkrécióval. Az Iax robbanása során a folyamat átterjed a csillag jelentős részére, és a becslések szerint az Iax szupernóvák az Ia 5-30%-át teszik ki [3] .

Kialakulási mechanizmusok

Akkréciós mechanizmus

A fehér törpe egy csillag "maradványa", amely befejezte normál életciklusát, a termonukleáris reakciók megszűntek, és a külső héj az evolúció során lehullott . Vagyis valójában egy fehér törpe egy egykori csillag magja, amely csak a jövőben hűlhet le. A fehér törpe azonban rendkívül nagy sűrűségű és gravitációjú objektum, és képes felszedni az anyagot. Először is, ez bináris rendszerekben történik, ahol a második és kezdetben könnyebb, tehát kevésbé fejlett komponens elérte a vörös óriás stádiumot, és kitöltötte a Roche-lebenyét . A héj anyaga az L1 Lagrange-ponton keresztül elkezd "folyni" a fehér törpére, növelve annak tömegét. Fizikailag az alacsony forgású fehér törpék tömegét a Chandrasekhar határérték (körülbelül 1,44 naptömeg ) korlátozza. Ez az a maximális tömeg, amelyet a degenerált elektronnyomás kompenzálhat . Miután elérte ezt a határt, a fehér törpe a következő módon kezd összeomlani neutroncsillaggá.

Ahogy az akkréció növekszik, a hőmérséklet és a nyomás a fehér törpe magjában növekszik. Azonban ahogy a központban növekszik a sűrűség, úgy nő a neutrínó hűtése miatti energiaveszteség is . A 2⋅10 9 g/cm 3 sűrűség elérésekor a degenerált gázban az elektronszűrő folyamatok elnyomódnak, és beindulnak a termonukleáris reakciók, amelyek energiája meghaladja a neutrínó veszteségeket. A következő ~1000 év során a magnak ez a "parázsló" régiója egyre gyorsuló konvekciót tapasztal. A közönséges csillagokban hidrosztatikus egyensúly van: ha a magban az energiafelszabadulás növekszik, akkor a csillag kitágul, a magban a nyomás csökken, és fordítva. A fehér törpék viszont atommagokból és egy degenerált elektrongázból állnak , amelynek állapotegyenlete nem tartalmazza a hőmérsékletet - a fehér törpe mélyén a nyomás csak a sűrűségtől függ, a hőmérséklettől nem. Megkezdődik az öngyorsuló termonukleáris égés, ahol a hőmérséklet emelkedése felgyorsítja a nukleáris reakciókat, ami további hőmérséklet-emelkedéshez vezet.

A robbanószerkezet hidrodinamikáján végzett több évtizedes munka ellenére a tudósok még nem jutottak egyértelmű konszenzusra abban a tekintetben, hogy a csillag felrobban-e a szubszonikus nukleáris deflagráció következtében , amely erősen turbulenssé válik, vagy a kezdeti fázis turbulens. majd késleltetett detonációt követ a tágulási idő alatt. Az azonban már világos, hogy a gyors detonációs mechanizmus nem kompatibilis az Ia típusú szupernóvák spektrumával, mivel nem termel elegendő számú megfigyelhető köztes elemet (a szilíciumtól a vas alcsoportig) [4] . A számítások azt mutatják, hogy a robbanás idején a fehér törpe tömege eléri a Chandrasekhar-határ körülbelül 99%-át [5] .

A robbanás során a mag hőmérséklete eléri az egymilliárd fokot, és a főként oxigénből és szénből álló fehér törpeanyag jelentős része néhány másodperc alatt nehezebb elemmé alakul [ 6] és kilökődik a környező térbe.  5000–20 000 km /s sebességgel , ami a fénysebesség körülbelül 6%-a. A felszabaduló energia (1–2⋅10 44 J) [7] elegendő a csillag teljes összetöréséhez, azaz egyes alkotórészei elegendő mozgási energiát kapnak a gravitáció legyőzéséhez.

Egyesítési mechanizmus

Van egy másik mechanizmus is a termonukleáris reakciók kiváltására. Egy fehér törpe összeolvadhat egy másik fehér törpével (egyes adatok szerint az összes Ia típusú szupernóva legalább 80%-a [8] , kevesebb mint 15%-a, mások szerint akár rendkívül ritka [4] ), és rövid ideig meghaladhatja a tömeghatárt, és elkezdenek összeomlani , ismét a magfúzióhoz elegendő hőmérsékletre emelve [9] . A magfúzió megindulása után néhány másodpercen belül a fehér törpe anyagának jelentős része nagy mennyiségű energia (1-2⋅10 44 J) felszabadulásával gyors termonukleáris reakción megy keresztül , ami szupernóva-robbanást okoz.

Fénygörbe

Az Ia típusú szupernóvák jellemző fénygörbével rendelkeznek, a maximális fényerőt valamivel a robbanás után érik el. A maximális fényerő közelében a spektrum elemsorokat tartalmaz az oxigéntől a kalciumig; ezek a csillag külső rétegeinek fő alkotóelemei. Hónapokkal a robbanás után, amikor a külső rétegek az átlátszóságig tágultak, a spektrumot a csillag magjához közeli anyagok által kibocsátott fény uralja – a robbanás során szintetizált nehéz elemek; a vas tömegéhez közeli legszembetűnőbb izotópok (a vas alcsoport elemei). A nikkel-56 radioaktív bomlása következtében a kobalt-56-on keresztül vas-56-ig nagy energiájú fotonok keletkeznek, amelyek uralják a szupernóva-maradvány sugárzását [4] .

Észrevételek

Az Ia típusú szupernóva kategória ugyanazzal a maximális fényerővel rendelkezik a fehér törpék azonos tömegének köszönhetően, amelyet egyedülállóan korlátoz a Chandrasekhar határérték, amelyek az akkréciós mechanizmuson keresztül robbannak fel. Ennek az értéknek az állandósága lehetővé teszi, hogy az ilyen robbanásokat szabványmérőként (az ún. "standard gyertyák", bár más csillagászati ​​objektumok is lehetnek [10] ) a galaxisaik távolságának mérésére, mivel a vizuális nagyság Az Ia típusú szupernóvák függőnek bizonyulnak, mielőtt közvetlenül a távolságból .

Az Ia típusú szupernóvák pontos távolságmérésre való felhasználásával kapcsolatos kutatásokat először az 1990-es években kezdték el. Publikációsorozatban a szupernóva felülvizsgálati projekt keretébenkimutatták, hogy bár nem mindegyik Ia típusú szupernóva éri el ugyanazt a csúcsfényességet, a fényességgörbén mért egy paraméter felhasználható az Ia szupernóva-robbanások eredeti méréseinek szabványos gyertyaértékekre való átalakítására. A standard gyertyaérték kezdeti korrekciója Phillips-arány néven ismert.és megmutatták a relatív távolságok ily módon történő mérésének képességét 7%-os pontossággal [11] . A csúcsfényesség ezen egyenletességének oka a nikkel-56 mennyisége, amelyet a fehér törpék termelnek, amelyek állítólag a Chandrasekhar határ közelében robbannak fel [12] .

Szinte az összes ismert Ia típusú szupernóva abszolút fényességprofiljának hasonlósága vezetett ahhoz, hogy szabványos gyertyaként használják őket az extragalaktikus csillagászatban [13] . A Cepheid távolságskála továbbfejlesztett kalibrálása és az NGC 4258 - hoz mért távolság mérése a maser-sugárzás dinamikájából [14] , az Ia típusú szupernóvák Hubble-távolság-diagramjával kombinálva, a Hubble-állandó értékének javulásához vezetett. .

1998-ban a távoli Ia típusú szupernóvák megfigyelései azt a váratlan eredményt mutatták, hogy az Univerzum gyorsan tágul [15] [16] . Ezért a felfedezésért két munkacsoport három tudósát Nobel-díjjal jutalmazták [17] .

Az egyesülési forgatókönyvek azonban kérdéseket vetnek fel az Ia típusú szupernóvák szabványos gyertyaként való alkalmazhatóságával kapcsolatban, mivel a két összeolvadó fehér törpe össztömege jelentősen változik, ami azt jelenti, hogy a fényerő is változik.

2020-ban koreai kutatók egy csoportja kimutatta, hogy nagyon nagy valószínűséggel az ilyen típusú szupernóvák fényessége korrelál a csillagrendszerek kémiai összetételével és korával – és ezért felhasználják őket a galaktikus távolságok meghatározására, beleértve a csillagrendszerek sebességének meghatározását is. az Univerzum tágulása - hibát adhat [18] . És mivel az Univerzum tágulásának gyorsulását ilyen típusú szabványos gyertyák segítségével állapítják meg, a sötét energia fogalma, amelyet a gyorsuló tágulás jelenségének magyarázatára vezettek be, kétségeket vet fel [19] .

Altípusok

Az Ia típusú szupernóvák osztályán belül jelentős a sokféleség. Ezt szem előtt tartva számos alosztályt azonosítottak. Két jól ismert és jól tanulmányozott példa az 1991T típusú szupernóvák, egy olyan alosztály, amely különösen erős vasabszorpciós vonalakat és rendellenesen alacsony szilíciumot mutat [20] , valamint az 1991bg típus, egy kivételesen halvány alosztály, amelyet erős korai titánabszorpciós jellemzők és gyors fotometriai és spektrális evolúció [21] . Rendellenes fényességük ellenére mindkét specifikus csoport tagjai standardizálhatók a távolság meghatározására szolgáló Phillips-arány segítségével [22] .

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Szaurabh; Garnavich, P.M.; Berlind, P.; Calkins, M. L.; Blondin, S.; Balog, Z. Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae  (angol)  // Astronomical Journal  : Journal. - 2008. - Vol. 135. sz . 4 . - P. 1598-1615 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1598 . — Irányszám . - arXiv : 0803.1705 .
  2. ↑ Ryan J. Foley, PJ Challis, R. Chornock, M. Ganeshalingam, W. Li. TÍPUS Iax SUPERNOVAE: A CSILLAGROBBANÁS ÚJ OSZTÁLYA  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2013-03-25. — Vol. 767 , iss. 1 . — 57. o . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . Archiválva az eredetiből 2021. március 23-án.
  3. ↑ Curtis McCully, Saurabh W. Jha, Ryan J. Foley, Lars Bildsten, Wen-fai Fong. Világító, kék elődrendszer az Iax Supernova 2012Z típushoz  (angolul)  // Nature. — 2014-08. — Vol. 512 , iss. 7512 . - 54-56 . o . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature13615 . Archiválva : 2020. május 17.
  4. ↑ 1 2 3 Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Ia típusú szupernóva-robbanási modellek  // Astronomy and Astrophysics  éves áttekintése. — Éves Szemle, 2000-09. — 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 . Archiválva az eredetiből 2021. március 4-én.
  5. ↑ Wheeler, J. Craig. Kozmikus katasztrófák: szupernóvák, gamma-kitörések és kalandok a hiperűrben . - Cambridge: Cambridge University Press, 2000. - 96. o. - xv, 288 oldal p. - ISBN 0-521-65195-6 , 978-0-521-65195-0.
  6. ↑ FK Röpke, W. Hillebrandt. Az előd szén-oxigén aránya, mint az Ia típusú szupernóvák csúcsfényesség-változásainak forrása  // Csillagászat és asztrofizika  . - EDP Sciences , 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. IA típusú szupernóva-modellek fénygörbéi különböző robbanási mechanizmusokkal  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1993. - március ( 270. kötet ). - P. 223-248 . Archiválva : 2020. október 22.
  8. ↑ González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, HM; Montes, D.; Canal, R.; Mendez, J.; Bedin, LR Az SN 1006 ősének nincs túlélő evolúciós társa  //  Nature : Journal. - 2012. - Kt. 489 , sz. 7417 . - P. 533-536 . - doi : 10.1038/nature11447 . — . - arXiv : 1210.1948 . — PMID 23018963 .
  9. ↑ S.-C. Yoon, N. Langer. Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 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. ↑ Ütköztető. Fejezet a könyvből • Könyvklub . Archiválva : 2020. június 18. a Wayback Machine -nél
  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 . - IOP Publishing , 1996. - December ( 112. kötet ). - 2391. o . - doi : 10.1086/118190 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/9609059 . Archiválva az eredetiből 2014. július 3-án.
  12. ↑ SA Colgate. Szupernóvák, mint szabványos gyertya a kozmológiában  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1979. - szeptember ( 232. kötet , 1. szám ). - P. 404-408 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/157300 . - Iránykód . Archiválva : 2019. május 3.
  13. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Jose Maza, Nicholas B. Suntzeff, RA Schommer. Távoli IA típusú szupernóvák Hubble-diagramja  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1995. - január ( 109. kötet ). — 1. o . - doi : 10.1086/117251 .
  14. ↑ L. M. Macri, K. Z. Stanek, D. Bersier, L. J. Greenhill, M. J. Reid. Új cefeida távolság az NGC 4258 Maser-gazdagalaxistól és következményei a Hubble-konstansra  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - December ( 652. kötet , 2. szám ). - P. 1133-1149 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/508530 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0608211 . Archiválva az eredetiből 2022. május 8-án.
  15. ↑ S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent. Ω és Λ mérései 42 nagy vöröseltolódású szupernóvából  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1999. - június ( 517. kötet , 2. szám ). - P. 565-586 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307221 . - . - arXiv : astro-ph/9812133 . Archiválva : 2020. május 19.
  16. ↑ Adam G. Riess, Alekszej V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks. Megfigyelési bizonyítékok szupernóvákból egy gyorsuló univerzumhoz és egy kozmológiai állandóhoz  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1998. - szeptember ( 116. kötet , 3. szám ). - P. 1009-1038 . - doi : 10.1086/300499 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/9805201 . Archiválva : 2020. május 19.
  17. ↑ Steven Weinberg. Kozmológia // Oxford University Press. – 2008.
  18. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Az Ia típusú szupernóvák korai típusú gazdagalaxisai. II. Evidence for Luminosity Evolution in Supernova Cosmology  // The Astrophysical Journal. — 2020-01-20. - T. 889 , sz. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc . Archiválva az eredetiből 2021. április 19-én.
  19. ↑ Sötét energia nem létezik? Az új bizonyítékok azt mutatják, hogy a tudósok olyasmit keresnek, ami nincs – közölte a BBC News Russian Service . Az eredetiből archiválva : 2021. április 10. Letöltve: 2021. április 10.
  20. ↑ Michele Sasdelli, P. A. Mazzali, E. Pian, K. Nomoto, S. Hachinger. Abundancia rétegződés az Ia típusú szupernóvákban - IV. A világító, sajátos SN 1991T  // A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei  . - Oxford University Press , 2014. - szeptember 30. ( 445. kötet , 1. szám ). - P. 711-725 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/stu1777 . - . - arXiv : 1409.0116 . Az eredetiből archiválva : 2022. január 19.
  21. ↑ Paolo A. Mazzali, Stephan Hachinger. Az Ia típusú szupernóva 1991bg ködspektrumai: további bizonyítékok egy nem szabványos robbanásra: Az SN 1991bg ködspektruma  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . – Oxford University Press , 2012. – augusztus 21. ( 424. kötet , 4. szám ). - P. 2926-2935 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x . Az eredetiből archiválva : 2022. január 20.
  22. ↑ S. Taubenberger, S. Hachinger, G. Pignata, P. A. Mazzali, C. Contreras. Az alulfényes Ia típusú szupernóva 2005bl és az SN 1991bg-hez hasonló objektumok osztálya★: SN 2005bl  // A Royal Astronomical Society  havi értesítései . – Oxford University Press , 2008. – február 13. ( 385. kötet , 1. szám ). - 75-96 . o . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . - Iránykód . - arXiv : 0711.4548 . Az eredetiből archiválva : 2022. január 19.

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
 szupernóvák
osztályok
Fizika
Kapcsolódó témák
elődök
Maradványok
Felfedezések
Listák
Ismert
  • Kategória:Navigációs sablonok:Csillagászat
  • Commons: Szupernóvák