Сверхновая типа Ia (читается: «тип один-A») — это тип сверхновой , возникающий в двойных системах (две звезды, вращающиеся вокруг друг друга), в которых одна из звезд — белый карлик . Другая звезда может быть чем угодно: от гигантской звезды до еще меньшего белого карлика. [1]
Физически углеродно-кислородные белые карлики с низкой скоростью вращения ограничены массой менее 1,44 солнечных масс ( M ☉ ). [2] [3] За пределами этой « критической массы » они повторно зажигаются и в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой; эта критическая масса часто упоминается как масса Чандрасекара, но она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара , где давление вырождения электронов неспособно предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно набирает массу от двойного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза заключается в том, что ядро белого карлика достигнет температуры воспламенения для синтеза углерода по мере приближения к массе Чандрасекара. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества в белом карлике подвергается неуправляемой реакции, выделяя достаточно энергии (1 × 10 44 Дж ) [4] для разъединения звезды во взрыве сверхновой. [5]
Категория сверхновых типа Ia производит довольно постоянную пиковую светимость из-за фиксированной критической массы, при которой взорвется белый карлик. Их постоянная пиковая светимость позволяет использовать эти взрывы в качестве стандартных свечей для измерения расстояния до их родительских галактик: визуальная величина сверхновой типа Ia, наблюдаемая с Земли, указывает на ее расстояние от Земли.
Сверхновая типа Ia является подкатегорией в схеме классификации сверхновых Минковского-Цвикки, которая была разработана немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . [7] Существует несколько способов, с помощью которых может образоваться сверхновая этого типа, но они разделяют общий базовый механизм. Теоретические астрономы долгое время считали, что звездой-прародительницей этого типа сверхновой является белый карлик , и эмпирические доказательства этого были найдены в 2014 году, когда сверхновая типа Ia была обнаружена в галактике Мессье 82. [ 8] Когда медленно вращающийся [2] углеродно - кислородный белый карлик аккрецирует вещество от компаньона, он может превысить предел Чандрасекара около 1,44 M ☉ , за пределами которого он больше не может поддерживать свой вес с давлением вырождения электронов. [9] При отсутствии компенсационного процесса белый карлик коллапсировал бы, образовав нейтронную звезду , в процессе, вызванном аккрецией, без выброса, [10] как это обычно происходит в случае белого карлика, который в основном состоит из магния , неона и кислорода. [11]
Однако текущая точка зрения среди астрономов, которые моделируют взрывы сверхновых типа Ia, заключается в том, что этот предел никогда не достигается на самом деле, и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра, [3] и по мере того, как белый карлик приближается примерно к 99% предела, [12] наступает период конвекции , длящийся приблизительно 1000 лет. [13] В какой-то момент этой фазы кипения рождается фронт пламени дефлаграции , питаемый углеродным синтезом . Подробности воспламенения до сих пор неизвестны, включая местоположение и количество точек, где начинается пламя. [14] Вскоре после этого начинается кислородный синтез , но это топливо не потребляется так же полно, как углерод. [15]
Как только начинается синтез, температура белого карлика увеличивается. Звезда главной последовательности , поддерживаемая тепловым давлением, может расширяться и охлаждаться, что автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не способны регулировать температуру так, как это делают обычные звезды, поэтому они уязвимы для неконтролируемых реакций синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея-Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор ведутся серьезные споры о том, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию из дозвукового горения. [13] [16]
Независимо от точных деталей того, как загорается сверхновая, общепринято, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике сливается в более тяжелые элементы в течение всего лишь нескольких секунд, [15] с сопутствующим высвобождением энергии, повышающим внутреннюю температуру до миллиардов градусов. Выделяющаяся энергия (1–2 × 10 44 Дж ) [17] более чем достаточно, чтобы разъединить звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии, чтобы разлететься друг от друга. Звезда взрывается с силой и высвобождает ударную волну , в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка5000–20000 км/с , что составляет примерно 6% от скорости света . Энергия, высвобождаемая при взрыве, также вызывает экстремальное увеличение светимости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v = −19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. [13] Сверхновая типа Ia не оставляет компактного остатка, но вся масса бывшего белого карлика рассеивается в пространстве.
Теория этого типа сверхновых похожа на теорию новых , в которой белый карлик аккрецирует вещество медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой падающее вещество вызывает взрыв поверхности термоядерного синтеза водорода, который не разрушает звезду. [13]
Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые возникают в результате катастрофического взрыва внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии посредством нейтринного излучения. [18]
Одной из моделей формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем первичная обладает большей массой, чем вторичная. Будучи большей по массе, первичная звезда первой из пары эволюционирует на асимптотическую ветвь гигантов , где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, то система может потерять значительное количество массы, что уменьшит угловой момент , радиус орбиты и период . После того, как первичная звезда выродится в белого карлика, вторичная звезда позже эволюционирует в красного гиганта, и наступает этап для аккреции массы на первичную. Во время этой последней фазы общей оболочки две звезды по спирали сближаются по мере потери углового момента. Результирующая орбита может иметь период всего несколько часов. [19] [20] Если аккреция продолжается достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .
Белый карлик-компаньон также может аккрецировать материю от других типов компаньонов, включая субгиганта или (если орбита достаточно близка) даже от звезды главной последовательности. Фактический эволюционный процесс на этой стадии аккреции остается неопределенным, поскольку он может зависеть как от скорости аккреции, так и от передачи углового момента белому карлику-компаньону. [21]
Было подсчитано, что отдельные вырожденные предшественники составляют не более 20% всех сверхновых типа Ia. [22]
Вторым возможным механизмом возникновения сверхновой типа Ia является слияние двух белых карликов, чья совокупная масса превышает предел Чандрасекара . Полученное слияние называется белым карликом с массой сверх Чандрасекара. [23] [24] В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.
Столкновения одиночных звезд в пределах Млечного Пути происходят только один раз в год.10 7 к10 13 лет ; гораздо реже, чем появление новых звезд. [25] Столкновения происходят с большей частотой в плотных областях ядра шаровых скоплений [26] ( ср. голубые бродяги ). Вероятный сценарий - столкновение с двойной звездной системой или между двумя двойными системами, содержащими белые карлики. Это столкновение может оставить после себя тесную двойную систему из двух белых карликов. Их орбита распадается , и они сливаются через свою общую оболочку. [27] Исследование, основанное на спектрах SDSS, обнаружило 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что подразумевает двойное слияние белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: эта скорость соответствует количеству сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе. [28]
Двойной вырожденный сценарий является одним из нескольких объяснений, предложенных для аномально массивного (2 M ☉ ) прародителя SN 2003fg . [29] [30] Это единственное возможное объяснение для SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. [31] Это также настоятельно предлагалось для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. [22] Наблюдения, проведенные с помощью космического телескопа NASA Swift , исключили существующие сверхгигантские или гигантские звезды-компаньоны каждой изученной сверхновой типа Ia. Раздутая внешняя оболочка компаньона сверхгиганта должна испускать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено рентгеновским телескопом Swift в 53 ближайших остатках сверхновой. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдавшихся в течение 10 дней после взрыва, UVOT (ультрафиолетовый/оптический телескоп) спутника не показал ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, пораженной ударной волной сверхновой, что означает, что не было красных гигантов или более крупных звезд, вращающихся вокруг этих прародителей сверхновых. В случае SN 2011fe , звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если она существовала. [32] Рентгеновская обсерватория Чандра показала , что рентгеновское излучение пяти эллиптических галактик и балджа галактики Андромеды в 30–50 раз слабее ожидаемого. Рентгеновское излучение должно испускаться аккреционными дисками прародителей сверхновых типа Ia. Отсутствующее излучение указывает на то, что лишь немногие белые карлики обладают аккреционными дисками , что исключает распространенную модель сверхновых Ia, основанную на аккреции. [33] Пары белых карликов, закручивающихся вовнутрь, являются убедительно предполагаемыми кандидатами на роль источников гравитационных волн , хотя они и не наблюдались напрямую.
Сценарии с двойным вырождением поднимают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов существенно различается, а значит, различается и светимость .
Было предложено классифицировать группу сверхновых с низкой светимостью как тип Iax . [34] [35] Этот тип сверхновых не всегда может полностью уничтожить белого карлика-прародителя, а вместо этого оставить после себя звезду-зомби . [36] Известные примеры сверхновых типа Iax включают: историческую сверхновую SN 1181 , SN 1991T, SN 1991bg, SN 2002cx и SN 2012Z.
Сверхновая SN 1181 , как полагают, связана с остатком сверхновой Pa 30 и ее центральной звездой IRAS 00500+6713 , которая является результатом слияния белого карлика CO и белого карлика ONe. Это делает Pa 30 и IRAS 00500+6713 единственным остатком SN Iax в Млечном Пути . [37]
В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно возникают во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не проявляют предпочтения к областям текущего звездообразования. [39] Поскольку белые карлики образуются в конце эволюционного периода главной последовательности звезды, такая долгоживущая звездная система могла бы уйти далеко от области, где она изначально образовалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии передачи массы (возможно, образуя постоянные вспышки новых), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia. [40]
Давней проблемой в астрономии была идентификация предшественников сверхновых. Прямое наблюдение предшественника могло бы предоставить полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого предшественника продолжался более столетия. [41] Наблюдение за сверхновой SN 2011fe предоставило полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл не показали звезду в месте события, тем самым исключив красного гиганта как источник. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма от взрыва содержала углерод и кислород, что делает вероятным, что предшественник был белым карликом, в основном состоящим из этих элементов. [42] Аналогичным образом, наблюдения за близлежащей SN PTF 11kx, [43] обнаруженной 16 января 2011 года (UT) Palomar Transient Factory (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв возникает из единственного вырожденного прародителя с компаньоном из красного гиганта, таким образом, предполагая, что нет единого пути прародителя к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новой до сверхновой — еще одно удивительное открытие. [43] [44] Однако более поздний анализ показал, что околозвездный материал слишком массивен для сценария с единственным вырождением и лучше соответствует сценарию с вырождением ядра. [45]
В мае 2015 года НАСА сообщило, что космическая обсерватория Кеплер наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia в процессе взрыва. Подробности моментов до взрыва новой могут помочь ученым лучше оценить качество сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументе в пользу темной энергии . [46]
В сентябре 2021 года астрономы сообщили, что космический телескоп Хаббл сделал три снимка сверхновой типа Ia через гравитационную линзу . Эта сверхновая появилась в три разных момента в эволюции своей яркости из-за разной длины пути света на трех снимках: в −24, 92 и 107 дней от пиковой светимости. Четвертое изображение появится в 2037 году, что позволит наблюдать весь цикл светимости сверхновой. [47]
Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска , их график светимости как функции времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости спектр содержит линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Через несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширяются до точки прозрачности, в спектре доминирует свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметны изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад никеля -56 через кобальт-56 до железа-56 производит высокоэнергетические фотоны , которые доминируют в выходной энергии выброса в промежуточные и поздние времена. [13]
Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые использовано в сотрудничестве чилийских и американских астрономов в рамках исследования сверхновых Calán/Tololo . [48] В серии статей 1990-х годов исследование показало, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой светимости, один параметр, измеренный по кривой блеска, может быть использован для коррекции не покрасневших сверхновых типа Ia до стандартных значений свечи. Первоначальная коррекция до стандартного значения свечи известна как соотношение Филлипса [49] и, как показала эта группа, позволяет измерять относительные расстояния с точностью 7%. [50] Причина этой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, произведенного в белых карликах, предположительно взрывающихся вблизи предела Чандрасекара. [51]
Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичной стандартной свечи во внегалактической астрономии. [52] Улучшенные калибровки шкалы переменных расстояний цефеид [53] и прямые геометрические измерения расстояний до NGC 4258 по динамике мазерного излучения [54] в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний до сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянной Хаббла .
В 1998 году наблюдения за далекими сверхновыми типа Ia показали неожиданный результат: Вселенная , по-видимому, подвергается ускоренному расширению . [55] [56] Три члена двух групп впоследствии были удостоены Нобелевских премий за это открытие. [57]
В классе сверхновых типа Ia существует значительное разнообразие. Отражая это, было выявлено множество подклассов. Два выдающихся и хорошо изученных примера включают 1991T-подобные, сверхяркий подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально малые кремниевые особенности, [59] и 1991bg-подобные, исключительно тусклый подкласс, характеризующийся сильными ранними особенностями поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией. [60] Несмотря на их аномальную светимость , члены обеих пекулярных групп могут быть стандартизированы с помощью соотношения Филлипса , определенного на синих длинах волн, для определения расстояния . [61]