Наднові типу Ia

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

Наднові типу Ia — це тип наднових зір, що спалахують у бінарних системах, де одна з зір є білим карликом, а інша може бути гігантом або другим білим карликом. Наднова є результатом вибуху білого карлика після того, як на нього натече речовина з компаньйона[1]. Білий карлик є «залишком» зорі, яка завершила свій еволюційний шлях 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 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 зорею (дуже рідкісний випадок), він миттєво 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 величезної кількості енергії (1 — 2 × 1044 Дж), що викликає вибух наднової зорі.

Ця категорія наднових має однакову максимальну світність через однорідність маси білих карликів, які вибухають внаслідок акреції. Сталість цього значення дозволяє застосовувати ці спалахи як «стандартні свічки» для побудови шкали космічних відстаней, оскільки видима зоряна величина наднових залежить лише від відстані до них.

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 шляхів, якими можуть утворюватись наднові цього типу, але вони мають спільний основний механізм. Коли вуглецево-кисневий білий карлик, що повільно обертається[2] акреціює речовину супутника, він може перевищити межу Чандрасекара (близько 1,44 мас Сонця), за якою тиск виродженного електронного газу вже не може врівноважити сили гравітації[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 межа Чандрасекара в таких білих карликах ніколи не досягається, а колапс так і не настає. Натомість, коли до межі 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 вуглецю. Деталі запалення досі невідомі, включаючи локацію і кількість точок, де починається горіння.[11] Процес ядерного горіння кисню ініцюється скоро після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як вуглець.[12]

Після того, як почалась реакція синтезу, температура білого карлика починає зростати. На відміну від зір 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 залежить від температури; у білих карликів немає змоги регулювати процес ядерного горіння як це роблять звичайні зорі, то ж він відкритий для реакції синтезу з тепловим розгоном. Полум'я шалено пришвидшується, частково завдяки нестійкості Релея-Тейлора і взаємодіями з турбулентністю. Досі ідуть суперечки чи це полум'я перетворюється 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 світності від часу після вибуху. Поблизу максимуму, спектр містить лінії елементів із середньою атомною масою — від кисню 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 перебували 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 залізо-56 продукує високоенергетичні 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 виміряти відстані з точністю до 7% (порівнюючи світимісну відстань, та відстані на основі червоного зміщення).[16] Причиною однотипності піку блиску є приблизно однакова кількість 56Ni, що утворюється в білому карлику.[17]

Подібність профілів абсолютної світимості майже всіх відомих наднових типу Ia привела до того, що їх застосовують 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 прискорено. 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 (2008-10-28). Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum. Nature 456 (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. (2004). Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation. Astronomy and Astrophysics 419 (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. (2007). A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae. Science 315 (5813). с. 825–828. arXiv:astro-ph/0702351. Bibcode:2007Sci...315..825M. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993. 
  4. Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh та ін. (2008). Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae. Astronomical Journal 135 (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. (1993). The Classification of Supernovae. Astrophysics and Space Science 202 (2). с. 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. 
  6. Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. Astrophysical Journal 323 (1). с. 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813. 
  7. Canal, R.; Gutierrez; Gutiérrez, J. (1997). The possible white dwarf-neutron star connection. Astrophysics and Space Science Library. Astrophysics and Space Science Library 214. с. 49. arXiv:astro-ph/9701225. Bibcode:1997astro.ph..1225C. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5. 
  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. (2000). Type IA Supernova Explosion Models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (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. (2004). 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 (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. (2003-01-03). Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications. Science 299 (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. (1979). Supernovae as a standard candle for cosmology. Astrophysical Journal 232 (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. (2006). A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant. Astrophysical Journal 652 (2). с. 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530. 
  21. Perlmutter, S. та ін. (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae. Astrophysical Journal 517 (2). с. 565–86. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. 
  22. Riess, Adam G. та ін. (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant. Astronomical Journal 116 (3). с. 1009–38. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.