Сверхъяркая сверхновая ( SLSN , множественное число — сверхъяркая сверхновая или SLSNe ) — это тип взрыва звезды со светимостью в 10 и более раз выше, чем у стандартных сверхновых . [1] Как и сверхновые , SLSNe, по-видимому, производятся несколькими механизмами, что легко выявляется по их кривым блеска и спектрам . Существует несколько моделей того, какие условия могут привести к возникновению SLSN, включая коллапс ядра в особенно массивных звездах , миллисекундные магнетары , взаимодействие с околозвездным веществом (модель CSM) или сверхновые с парной нестабильностью .
Первая подтвержденная сверхъяркая сверхновая, связанная со всплеском гамма-излучения, была обнаружена только в 2003 году, когда GRB 030329 осветил созвездие Льва. [2] SN 2003dh представляла собой смерть звезды, которая была в 25 раз массивнее Солнца, при этом вещество было выброшено со скоростью, превышающей одну десятую скорости света. [3]
Звезды с M ≥ 40 M ☉, вероятно, производят сверхъяркие сверхновые. [4]
Открытия многих сверхновых звезд в XXI веке показали, что они не только были на порядок ярче большинства сверхновых, но и их остатки вряд ли получали энергию от типичного радиоактивного распада, который отвечает за наблюдаемые энергии обычных сверхновых. [ требуется проверка ]
События SLSNe используют отдельную схему классификации, чтобы отличить их от обычных сверхновых типа Ia , типа Ib/Ic и типа II , [5] грубо различая спектральную сигнатуру событий с высоким и низким содержанием водорода. [ требуется проверка ]
Богатые водородом SLSNe классифицируются как Тип SLSN-II, с наблюдаемым излучением, проходящим через изменяющуюся непрозрачность толстой расширяющейся водородной оболочки. Большинство событий с низким содержанием водорода классифицируются как Тип SLSN-I, с его видимым излучением, производимым большой расширяющейся оболочкой материала, питаемого неизвестным механизмом. Третья менее распространенная группа SLSNe также бедна водородом и аномально светится, но явно питается радиоактивностью от 56 Ni . [6] [ требуется проверка ]
Все больше открытий показывают, что некоторые SLSNe не вписываются четко в эти три класса, поэтому были описаны дополнительные подклассы или уникальные события. Многие или все SLSN-I показывают спектры без водорода или гелия, но имеют кривые блеска, сравнимые с обычными сверхновыми типа Ic, и теперь классифицируются как SLSN-Ic. [7] PS1-10afx — это необычно красная безводородная SLSN с чрезвычайно быстрым ростом до почти рекордной пиковой светимости и необычно быстрым спадом. [8] PS1-11ap похожа на SLSN типа Ic, но имеет необычно медленный рост и спад. [7]
Для объяснения событий, которые на порядок или более превосходят по величине стандартные сверхновые, было предложено множество причин. Модели коллапсара и CSM (околозвездного вещества) являются общепринятыми, и ряд событий хорошо наблюдаются. Другие модели до сих пор принимаются только предварительно или остаются полностью теоретическими.
Модель коллапсара — это тип сверхъяркой сверхновой, которая производит гравитационно коллапсирующий объект, или черную дыру . Слово «коллапсар», сокращение от «коллапсировавшая звезда », ранее использовалось для обозначения конечного продукта звездного гравитационного коллапса , черной дыры звездной массы . Теперь это слово иногда используется для обозначения конкретной модели коллапса быстро вращающейся звезды. Когда коллапс ядра происходит в звезде с ядром, масса которого по крайней мере примерно в пятнадцать раз превышает массу Солнца ( M ☉ ), — хотя химический состав и скорость вращения также имеют значение, — энергии взрыва недостаточно, чтобы выбросить внешние слои звезды, и она коллапсирует в черную дыру, не производя видимой вспышки сверхновой.
Звезда с массой ядра немного ниже этого уровня — в диапазоне 5–15 M ☉ — испытает взрыв сверхновой, но так много выброшенной массы упадет обратно на остаток ядра, что она все равно коллапсирует в черную дыру. Если такая звезда вращается медленно, то она произведет слабую сверхновую, но если звезда вращается достаточно быстро, то падение в черную дыру произведет релятивистские струи . Энергия, которую эти струи передают в выброшенную оболочку, делает видимую вспышку существенно более яркой, чем стандартная сверхновая. Струи также излучают высокоэнергетические частицы и гамма-лучи непосредственно наружу и тем самым производят рентгеновские или гамма-всплески; струи могут длиться несколько секунд или дольше и соответствовать длительным гамма-всплескам, но они, по-видимому, не объясняют кратковременные гамма-всплески.
Звезды с ядрами 5–15 M ☉ имеют приблизительную общую массу 25–90 M ☉ , предполагая, что звезда не претерпела значительной потери массы. Такая звезда все еще будет иметь водородную оболочку и взорвется как сверхновая типа II. Были обнаружены слабые сверхновые типа II, но нет определенных кандидатов на SLSN типа II (за исключением типа IIn, которые, как полагают, не являются струйными сверхновыми). Только звезды популяции III с самой низкой металличностью достигнут этой стадии своей жизни с небольшой потерей массы. Другие звезды, включая большинство видимых нам, потеряют большую часть своих внешних слоев из-за своей высокой светимости и станут звездами Вольфа-Райе . Некоторые теории предполагают, что они произведут сверхновые типа Ib или типа Ic, но ни одно из этих событий до сих пор не наблюдалось в природе. Многие наблюдаемые SLSNe, вероятно, относятся к типу Ic. Те, что связаны с гамма-всплесками, почти всегда относятся к типу Ic, являясь очень хорошими кандидатами на релятивистские струи, созданные падением на черную дыру. Однако не все SLSNe типа Ic соответствуют наблюдаемым гамма-всплескам, но события были бы видны только в том случае, если бы одна из струй была направлена на нас.
В последние годы многочисленные данные наблюдений за длительными гамма-всплесками значительно расширили наше понимание этих событий и ясно показали, что модель коллапсара создает взрывы, которые отличаются от более или менее обычных сверхновых лишь в деталях и имеют энергетический диапазон от приблизительно нормальной до примерно в 100 раз большей.
Хорошим примером коллапсара SLSN является SN 1998bw [9] , которая была связана с гамма-всплеском GRB 980425. Она классифицируется как сверхновая типа Ic из-за ее отличительных спектральных свойств в радиоспектре , указывающих на присутствие релятивистской материи.
Почти все наблюдаемые SLSNe имели спектры, похожие на спектры сверхновых типа Ic или типа IIn. Считается, что SLSNe типа Ic производятся струями от падения в черную дыру, но SLSNe типа IIn имеют существенно отличающиеся кривые блеска и не связаны с гамма-всплесками. Все сверхновые типа IIn заключены в плотную туманность, вероятно, выброшенную из самой звезды-прародительницы, и этот околозвездный материал (CSM) считается причиной дополнительной светимости. [10] Когда материал, выброшенный при первоначальном нормальном взрыве сверхновой, встречается с плотным туманным материалом или пылью вблизи звезды, ударная волна эффективно преобразует кинетическую энергию в видимое излучение. Этот эффект значительно увеличивает эти длительные и чрезвычайно яркие сверхновые, даже несмотря на то, что начальная взрывная энергия была такой же, как у обычных сверхновых.
Хотя любой тип сверхновой может потенциально произвести тип IIn SLSNe, теоретические ограничения на окружающие размеры и плотности CSM предполагают, что он почти всегда будет произведен из самой центральной звезды-прародителя непосредственно перед наблюдаемым событием сверхновой. Такие звезды являются вероятными кандидатами на роль гипергигантов или LBV, которые, по-видимому, испытывают существенную потерю массы из-за нестабильности Эддингтона , например, SN2005gl . [11]
Другой тип предполагаемых SLSN — это сверхновая с парной нестабильностью , первым наблюдаемым примером которой, возможно, является SN 2006gy [12] . Это сверхновое событие наблюдалось в галактике на расстоянии около 238 миллионов световых лет (73 мегапарсека ) от Земли.
Теоретическая основа коллапса парной нестабильности известна уже много десятилетий [13] и была предложена в качестве доминирующего источника элементов с большей массой в ранней Вселенной, когда взрывались сверхмассивные звезды популяции III . В сверхновой парной нестабильности эффект образования пар вызывает внезапное падение давления в ядре звезды, что приводит к быстрому частичному коллапсу. Гравитационная потенциальная энергия коллапса вызывает неконтролируемое слияние ядра, которое полностью разрушает звезду, не оставляя никаких остатков.
Модели показывают, что это явление происходит только в звездах с чрезвычайно низкой металличностью и массой от 130 до 260 масс Солнца, что делает их крайне маловероятными в локальной вселенной. Хотя изначально предполагалось, что они будут производить взрывы SLSN в сотни раз сильнее, чем обычные сверхновые, современные модели предсказывают, что они на самом деле производят светимости в диапазоне от примерно такой же, как у обычной сверхновой с коллапсом ядра, до, возможно, в 50 раз ярче, хотя остаются яркими гораздо дольше. [14]
Модели создания и последующего замедления вращения магнетара дают гораздо более высокую светимость, чем обычные события сверхновых [15] [16] и соответствуют наблюдаемым свойствам [17] [18] по крайней мере некоторых SLSNe. В случаях, когда сверхновая с парной нестабильностью может не подходить для объяснения SLSN, [19] объяснение с помощью магнетара более правдоподобно.
Существуют еще модели взрывов сверхновых сверхновой, происходящих из двойных систем, белых карликов или нейтронных звезд, находящихся в необычных конфигурациях или подвергающихся слияниям, и некоторые из них предлагаются для объяснения некоторых наблюдаемых гамма-всплесков.
