Парно -нестабильная сверхновая — это тип сверхновой, который, как предсказывают, возникает, когда рождение пар , то есть свободных электронов и позитронов при столкновении атомных ядер и энергичных гамма-лучей , временно снижает внутреннее радиационное давление, поддерживающее ядро сверхмассивной звезды от гравитационного коллапса . [1] Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает значительно ускоренное горение в неконтролируемом термоядерном взрыве, в результате чего звезда полностью разрывается на части, не оставляя после себя звездного остатка. [2]
Парно-нестабильные сверхновые могут возникать только в звездах с массой в диапазоне от 130 до 250 масс Солнца и низкой или умеренной металличностью (низкое содержание элементов, отличных от водорода и гелия, — ситуация, обычная для звезд населения III ).
Фотоны, испускаемые телом, находящимся в тепловом равновесии, имеют спектр черного тела с плотностью энергии, пропорциональной четвертой степени температуры, как описано законом Стефана-Больцмана . Закон Вина гласит, что длина волны максимального излучения черного тела обратно пропорциональна его температуре. Эквивалентно, частота и энергия пикового излучения прямо пропорциональны температуре.
В очень массивных, горячих звездах с внутренней температурой выше примерно300 000 000 К (3 × 10 8 K ), фотоны, образующиеся в ядре звезды, в основном находятся в форме гамма-лучей очень высокой энергии . Давление этих гамма-лучей, вылетающих из ядра наружу, помогает удерживать верхние слои звезды против внутреннего притяжения гравитации . Если уровень гамма-лучей ( плотность энергии ) уменьшается, то внешние слои звезды начнут сжиматься вовнутрь.
Гамма-лучи с достаточно высокой энергией могут взаимодействовать с ядрами, электронами или друг с другом. Одним из таких взаимодействий является образование пар частиц, таких как пары электрон-позитрон, и эти пары также могут встречаться и уничтожать друг друга, чтобы снова создать гамма-лучи, все в соответствии с уравнением эквивалентности массы и энергии Альберта Эйнштейна E = mc ² .
При очень высокой плотности большого звездного ядра рождение и аннигиляция пар происходят быстро. Гамма-лучи, электроны и позитроны в целом удерживаются в тепловом равновесии , гарантируя, что ядро звезды остается стабильным. Благодаря случайным флуктуациям, внезапное нагревание и сжатие ядра может генерировать гамма-лучи, достаточно энергичные для преобразования в лавину электрон-позитронных пар. Это снижает давление. Когда коллапс останавливается, позитроны находят электроны, и давление от гамма-лучей снова повышается. Популяция позитронов обеспечивает кратковременный резервуар новых гамма-лучей, поскольку давление в ядре расширяющейся сверхновой падает.
По мере увеличения температуры и энергии гамма-излучения все больше и больше энергии гамма-излучения поглощается при создании пар электрон-позитрон. Это уменьшение плотности энергии гамма-излучения уменьшает давление излучения, которое сопротивляется гравитационному коллапсу и поддерживает внешние слои звезды. Звезда сжимается, сжимая и нагревая ядро, тем самым увеличивая скорость производства энергии. Это увеличивает энергию производимых гамма-лучей, делая их более склонными к взаимодействию, и, таким образом, увеличивает скорость, с которой энергия поглощается при дальнейшем производстве пар. В результате ядро звезды теряет свою поддержку в процессе убегания, в котором гамма-лучи создаются с возрастающей скоростью; но все больше и больше гамма-лучей поглощается для создания пар электрон-позитрон, и аннигиляции пар электрон-позитрон недостаточно, чтобы остановить дальнейшее сжатие ядра. Наконец, тепловой убегающий процесс зажигает детонационное слияние кислорода и более тяжелых элементов, что приводит к образованию сверхновой.
Для того, чтобы звезда пережила парную нестабильность сверхновой, повышенное создание пар позитрон/электрон в результате столкновений гамма-лучей должно достаточно снизить внешнее давление, чтобы внутреннее гравитационное давление подавило его. Высокая скорость вращения и/или металличность могут предотвратить это. Звезды с такими характеристиками все еще сжимаются, когда их внешнее давление падает, но в отличие от своих более медленных или менее богатых металлами собратьев, эти звезды продолжают оказывать достаточное внешнее давление, чтобы предотвратить гравитационный коллапс.
Звезды, образованные в результате слияний и столкновений, имеющие металличность Z между 0,02 и 0,001, могут закончить свою жизнь как парно-нестабильные сверхновые, если их масса находится в соответствующем диапазоне. [3]
Очень крупные звезды с высокой металличностью, вероятно, нестабильны из-за предела Эддингтона и имеют тенденцию терять массу в процессе формирования.
Несколько источников описывают звездное поведение крупных звезд в условиях парной нестабильности. [4] [5]
Гамма-лучи, производимые звездами массой менее 100 солнечных, не обладают достаточной энергией для образования электронно-позитронных пар. Некоторые из этих звезд в конце своей жизни подвергнутся взрыву сверхновых другого типа, но причинные механизмы не связаны с нестабильностью пар.
Эти звезды достаточно велики, чтобы производить гамма-лучи с достаточной энергией для создания электронно-позитронных пар, но результирующее чистое снижение противогравитационного давления недостаточно, чтобы вызвать избыточное давление в ядре, необходимое для сверхновой. Вместо этого сжатие, вызванное рождением пар, провоцирует повышенную термоядерную активность внутри звезды, которая отталкивает внутреннее давление и возвращает звезду в состояние равновесия. Считается, что звезды такого размера подвергаются серии таких импульсов, пока не теряют достаточно массы, чтобы упасть ниже 100 солнечных масс, после чего они уже не достаточно горячи, чтобы поддерживать рождение пар. Пульсации такого рода могли быть ответственны за изменения яркости, которые испытала Эта Киля в 1843 году , хотя это объяснение не является общепринятым. [ необходима цитата ]
Для очень массивных звезд, с массой не менее 130 и, возможно, до примерно 250 солнечных масс, может произойти настоящая парно-нестабильная сверхновая. В этих звездах, в первый раз, когда условия поддерживают нестабильность парного рождения, ситуация выходит из-под контроля. Коллапс продолжается, эффективно сжимая ядро звезды; избыточное давление достаточно, чтобы позволить неуправляемому ядерному синтезу сжечь его за несколько секунд, создавая термоядерный взрыв. [5] При выделении большего количества тепловой энергии, чем гравитационная энергия связи звезды , она полностью разрушается; не остается ни черной дыры , ни другого остатка. Предполагается, что это способствует « массовому разрыву » в распределении масс звездных черных дыр . [6] [7] (Этот «верхний массовый разрыв» следует отличать от предполагаемого «нижнего массового разрыва» в диапазоне нескольких солнечных масс.)
В дополнение к немедленному высвобождению энергии, большая часть ядра звезды преобразуется в никель-56 , радиоактивный изотоп , который распадается с периодом полураспада 6,1 дня в кобальт-56 . Кобальт-56 имеет период полураспада 77 дней, а затем далее распадается на стабильный изотоп железо-56 (см. Нуклеосинтез сверхновой ). Для гиперновой SN 2006gy исследования показывают, что, возможно, 40 солнечных масс исходной звезды были высвобождены в виде Ni-56, почти вся масса областей ядра звезды. [4] Столкновение между взрывающимся ядром звезды и газом, который он вытолкнул ранее, и радиоактивный распад высвобождают большую часть видимого света.
Другой механизм реакции, фотодезинтеграция , следует за начальным коллапсом парной нестабильности в звездах массой не менее 250 солнечных. Эта эндотермическая (энергопоглощающая) реакция поглощает избыточную энергию с более ранних стадий, прежде чем неконтролируемый синтез может вызвать взрыв гиперновой; затем звезда полностью коллапсирует в черную дыру. [5]
Парно-нестабильные сверхновые обычно считаются очень яркими. Это касается только самых массивных предшественников, поскольку светимость сильно зависит от выброшенной массы радиоактивного 56 Ni. Они могут иметь пиковую светимость более 10 37 Вт, ярче, чем сверхновые типа Ia, но при меньших массах пиковая светимость составляет менее 10 35 Вт, что сопоставимо или меньше, чем у типичных сверхновых типа II. [8]
Спектры парно-нестабильных сверхновых зависят от природы звезды-прародительницы. Таким образом, они могут выглядеть как спектры сверхновых типа II или типа Ib/c. Прародительницы со значительной остаточной водородной оболочкой произведут сверхновую типа II, те, у которых нет водорода, но есть значительный гелий, произведут сверхновую типа Ib, а те, у которых нет водорода и практически нет гелия, произведут сверхновую типа Ic. [8]
В отличие от спектров, кривые блеска сильно отличаются от обычных типов сверхновых. Кривые блеска сильно растянуты, с пиковой яркостью, возникающей через несколько месяцев после начала. [8] Это связано с экстремальными количествами выброшенного 56 Ni и оптически плотным выбросом, поскольку звезда полностью разрушена.
Сверхновые с парной нестабильностью полностью уничтожают звезду-прародительницу и не оставляют после себя нейтронной звезды или черной дыры. Вся масса звезды выбрасывается, поэтому образуется туманный остаток, и многие солнечные массы тяжелых элементов выбрасываются в межзвездное пространство.
Некоторые кандидаты на сверхновые для классификации как парно-нестабильные сверхновые включают в себя: