Наднові типу Ia

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Наднові типу Ia — це тип наднових зорей, що виникають у бінарних системах, де одна із зір є білим карликом, а інша може бути як гігантом так і навіть меншим білим карликом. Наднова є результатом вибоху білого карлика після того як на нього натече речовина з компаньйона[1]. Білий карлик є «залишком» зірки, яка завершила свій нормальний життєвий цикл і в якій припинилися термоядерні реакції. Проте, у білих карликів за певних умов можуть відбуватися подальші реакції вуглецево-кисневого синтезу, які вивільняють величезну кількість енергії, якщо температура піднімається достатньо високо.

Фізично білі карлики з низькою швидкістю обертання обмежені за своєю масою межею Чандрасекара (близько 1,38 сонячних мас[2][3]). Це максимальна маса, яка може бути скомпенсована тиском виродження електронів. При нарощуванні маси від зорі-компаньйона (акреція), після досягнення цієї межі білий карлик почне стискатися. За загальноприйнятою гіпотезою, його ядро досягне температури ядерного горіння вуглецю по мірі наближення маси до межі. Якщо білий карлик зливається з іншою зіркою (дуже рідкісний випадок), він моментально перевищує межу Чандрасекара і почне руйнуватися, знову ж таки, піднімаючи свою температуру до точки займання згаданого ядерного синтезу. Протягом декількох секунд після початку ядерного синтезу зі значною частиною речовини білого карлика відбувається швидка термоядерна реакція з виділенням достатньої кількості енергії (1 — 2 × 1044 Дж), що викликає вибух нової наднової зірки.

Ця категорія наднових має однаково максимальну світимість через однорідність маси білих карликів, які вибухають за допомогою механізму акреції. Сталість цього значення дозволяє використовувати ці вибухи як шкалу стандартних вимірників (т.зв. «Стандартна свічка») для вимірювання відстані до їх галактик, оскільки видима зоряна величина наднових залежить насамперед від відстані.

Консенсусна модель[ред.ред. код]

Спектр SN1998aq, наднової типу Ia, один день після максимуму світла, в діапазоні B band[4]

Наднові типу Ia це підкатегорія в класифікації наднових за схемою Мінковського-Цвіккі, що була розроблена американськими астрономами Рудольфом Мінковські і Фріцом Цвіккі.[5] Є кілька способів, за допомогою яких наднові цього типу можуть утворюватись, але вони мають a спільний основний механізм. Коли карбоно-оксигеновий білий карлик що повільно обертається[2] акреціює речовину від компаньйона, він може перевищувати межу Чандрасекара близько 1.44 мас Сонця, за якою він вже не може витримати власну вагу з тиском виродженного електронного газу.[6] При відсутності компенсуючого процесу, білий карлик зруйнується з утворенням нейтронної зірки,[7] як зазвичай відбувається у разі якщо білий карлик в основному складається з магнію, неону та кисню.[8]

Однак серед астрономів, що моделюють процеси утворення таких наднових переважає думка, що насправді ліміт Чандрасекара ніколи так і не досягається в таких білих карликах, а колапс так і не настає. Натомість, коли до ліміту залишається приблизно 1%, тиск і температура в ядрі досягають таких значень, що починається конвекція,[3][9], що триває приблизно 1000 років.[10] В деякий момент цієї фази повільного тління народжується фронт дефлаграційного полум'я, що живиться ядерним горінням карбону. Деталі запалення досі невідомі, включаючи локацію і кількість точок, де починається горіння.[11] Процес ядерного горіння оксигену ініцюється скоро після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як карбон.[12]

Після того як почалась реакція сингтезу, температура білого карлика починаючи зростати. На відміну від зірок на головній послідовності, які підтримуються в рівновазі термальним тиском і розширюються та охолоджуються, чим підтримують баланс по відношеню до зрісшої термальної енергії, тиск виродження в білому карлику не залежиться від температури; в білих карликів немає змоги регулювати процес ядерного горіння як це роблять звичайні зірки, то ж він відкритий для реакції синтезу з тепловим розгоном. Полум'я шалено пришвидшується, частково завдяки нестійкості Релея-Тейлор і взаємодіями з турбулентністю. Досі ідуть суперечки чи це полум'я перевторюєтьяс в надзвукову детонацію, чи поширюється дефлаграційно.[10][13]

Криві блиску та значимість для космології[ред.ред. код]

Графік залежності світності (у одиницях світності Сонця) від часу показує характерну криву блиску наднових типу Ia. Пік викликаний, в основному, завдяки розпаду нікелю (Ni), пізніші стадії є результатом розпаду кобальту (Co)

Наднові типу Ia мають характерну криву блиску — графік залежності світимості від часу після вибуху. Поблизу часу максимуму світност, спектр містить лінії елементів з середньою атомною масою — від оксигену до кальцію; вони є основними складовими зовнішніх шарів зорі. Після того як від часу вибуху пройдуть місяці, коли зовнішні шари розширюються настільки, що стають прозорими, в спектрі починають домінувати лінії важких елементів, що знаходились поблизу ядра зорі, синтезованих вибухом. найбільш помітними є ізотопи, що близькі за масою до заліза (або ж елементи залізного піку). Радіоактивний розпад нікелю-56 через кобальт-56 в ферум-56 продукує вискоенергетичні фотони які домінують в енергетичному виході викидів на середніх та пізніх часах.[10]

Використання наднових типу Ia для виміру відстаней було започатковане колаборацією китайських там американських астрономів, Calán/Tololo Supernova Survey.[14] В серії робіт в 1990-их цей огляд показав, що хоч не всі наднові типу Ia досягають однакового піку світимості, можна використати один з параметрів кривої блиску, для того щоб певним чином нормувати конкретну наднову, щоб використати її як стандартну свічку. Така поправка (що дозволяє точно встановити світність) носить назву співвідношення Філіпса [15] і цій групі вдалось поміряти відстані з точністю до 7% (порівнюючи світимісну відстань, та відстані на основі червоно зміщення).[16] Причиною однотипності піку блиску є кількість 56Ni вироблена в білому карлику.[17]

Подібність профілів абсолютної світимості майже всіх відомих наднових типу Ia привела до того що їх використовують як вторинні стандартні свічки в позагалактичній астрономії. [18] Покращення калібрування для цефеїдної шкали відстаней[19] і пряме геометричне вимірювання відстані до NGC 4258 по динаміці мазерного випромінювання [20] в комбінації з діаграмою Хаббла по відстанях до наднових типу Ia дозволили уточнити значення параметру Хаббла.

Саме завдяки надновим типу Ia в 1998 році вдалось несподівано відкрити, що що наш Всесвіт розширюється прискоренно. За це відкриття Сол Перлматтер, Браян П. Шмідт та Адам Рісс були нагородженні нобелівською премією в 2011 році.[21][22]

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum // Nature, 456 (2008-10-28) (7222) С. 617–9. — arXiv:0810.5106. — Bibcode:2008Natur.456..617K. — DOI:10.1038/nature07608. — PMID:19052622.
  2. а б Yoon, S.-C.; Langer, L. Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation // Astronomy and Astrophysics, 419 (2004) (2) С. 623. — arXiv:astro-ph/0402287. — Bibcode:2004A&A...419..623Y. — DOI:10.1051/0004-6361:20035822. Процитовано 2007-05-30.
  3. а б Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae // Science, 315 (2007) (5813) С. 825–828. — arXiv:astro-ph/0702351. — Bibcode:2007Sci...315..825M. — DOI:10.1126/science.1136259. — PMID:17289993.
  4. Matheson, Thomas Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae 135 (2008) (4) С. 1598–1615. — arXiv:0803.1705. — Bibcode:2008AJ....135.1598M. — DOI:10.1088/0004-6256/135/4/1598.
  5. da Silva L. A. L. The Classification of Supernovae // Astrophysics and Space Science, 202 (1993) (2) С. 215–236. — Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. — DOI:10.1007/BF00626878.
  6. Lieb E. H., Yau, H.-T. A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse // Astrophysical Journal, 323 (1987) (1) С. 140–144. — Bibcode:1987ApJ...323..140L. — DOI:10.1086/165813.
  7. Canal R., Gutiérrez, J. The possible white dwarf-neutron star connection // Astrophysics and Space Science Library, 214 (1997) С. 49. — arXiv:astro-ph/9701225. — Bibcode:1997astro.ph..1225C. — DOI:10.1007/978-94-011-5542-7_7.
  8. Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). «2.1 Collapse scenario». Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. Процитовано 2007-06-07. 
  9. Wheeler, J. Craig (2000-01-15). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: Cambridge University Press. с. 96. ISBN 0-521-65195-6. 
  10. а б в Hillebrandt W., Niemeyer, J. C. Type IA Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38 (2000) (1) С. 191–230. — arXiv:astro-ph/0006305. — Bibcode:2000ARA&A..38..191H. — DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.191.
  11. «Science Summary». ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. Процитовано 2006-11-27. 
  12. Röpke F. K., Hillebrandt, W. The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae // Astronomy and Astrophysics, 420 (2004) (1) С. L1–L4. — arXiv:astro-ph/0403509. — Bibcode:2004A&A...420L...1R. — DOI:10.1051/0004-6361:20040135.
  13. Gamezo V. N., Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications // Science, 299 (2003-01-03) (5603) С. 77–81. — DOI:10.1126/science.1078129. — PMID:12446871. Процитовано 2006-11-28.
  14. Hamuy, M. et al. 1993, Astronomical Journal, 106, 2392
  15. Phillips, M. M. 1993, Astrophysical Journal Letters",413, 105
  16. Hamuy, M. et al. 1996, Astronomical Journal, 112, 2391
  17. Colgate S. A. Supernovae as a standard candle for cosmology // Astrophysical Journal, 232 (1979) (1) С. 404–408. — Bibcode:1979ApJ...232..404C. — DOI:10.1086/157300.
  18. Hamuy, M. et al. 1996, Astronomical Journal, 109, 1
  19. Freedman, W. et al. "Astrophysical Journal, 553, 47
  20. Macri L. M., Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant // Astrophysical Journal, 652 (2006) (2) С. 1133–1149. — arXiv:astro-ph/0608211. — Bibcode:2006ApJ...652.1133M. — DOI:10.1086/508530.
  21. Perlmutter S. Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae // Astrophysical Journal, 517 (1999) (2) С. 565–86. — arXiv:astro-ph/9812133. — Bibcode:1999ApJ...517..565P. — DOI:10.1086/307221.
  22. Riess Adam G. Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant // Astronomical Journal, 116 (1998) (3) С. 1009–38. — arXiv:astro-ph/9805201. — Bibcode:1998AJ....116.1009R. — DOI:10.1086/300499.