Сверхновая с парной нестабильностью — это тип сверхновой , которая, по прогнозам, возникает, когда образование пар , образование свободных электронов и позитронов в результате столкновения атомных ядер с энергичными гамма-лучами , временно снижает внутреннее радиационное давление, поддерживающее ядро сверхмассивной звезды против гравитации. крах . [1] Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает значительно ускоренное горение в результате безудержного термоядерного взрыва, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездных остатков. [2]
Сверхновые с парной нестабильностью могут возникать только у звезд с массой от 130 до 250 солнечных масс и металличностью от низкой до умеренной (низкое содержание других элементов, кроме 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 это 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.
У очень массивных горячих звезд с внутренней температурой выше примерно300 000 000 К (3 × 10 8 К ), фотоны, рождающиеся в ядре звезды , представлены преимущественно в виде гамма-лучей очень высокой энергии . Давление этих гамма-лучей, выходящих наружу из ядра, помогает удерживать верхние слои звезды против внутреннего притяжения силы тяжести . Если уровень гамма-лучей ( плотность энергии ) снизить, то внешние слои звезды начнут схлопываться внутрь.
Гамма-лучи достаточно высокой энергии могут взаимодействовать с ядрами, электронами или друг с другом. Одним из этих взаимодействий является образование пар частиц, таких как пары электрон-позитрон, и эти пары также могут встречаться и аннигилировать друг друга, снова создавая гамма-лучи, и все это 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 , обеспечивая стабильность ядра звезды. В результате случайных колебаний внезапный нагрев и сжатие ядра могут генерировать гамма-лучи, достаточно энергичные, чтобы превратиться в лавину электрон-позитронных пар. Это снижает давление. Когда коллапс прекращается, позитроны находят электроны, и давление гамма-лучей снова возрастает. Популяция позитронов обеспечивает кратковременный резервуар новых гамма-лучей, когда давление в ядре расширяющейся сверхновой падает.
По мере увеличения температуры и энергии гамма-лучей все больше и больше энергии гамма-лучей поглощается при создании электрон-позитронных пар. Это уменьшение плотности энергии гамма-лучей снижает давление излучения, которое противостоит 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, повышая вероятность их взаимодействия и, таким образом, увеличивает скорость поглощения энергии при дальнейшем образовании пар. В результате ядро звезды теряет опору в результате неконтролируемого процесса, в ходе которого гамма-лучи создаются с возрастающей скоростью; но все больше и больше гамма-лучей поглощается с образованием электрон-позитронных пар, а аннигиляции электрон-позитронных пар недостаточно, чтобы остановить дальнейшее сжатие ядра. Наконец, тепловой разгон вызывает детонационный синтез кислорода и более тяжелых элементов, в результате чего возникает сверхновая.
Чтобы звезда подверглась сверхновой с парной нестабильностью, возросшее образование пар позитрон/электрон в результате столкновений гамма-лучей должно уменьшить внешнее давление настолько, чтобы внутреннее гравитационное давление могло ее подавить. Высокая скорость вращения и/или металличность могут предотвратить это. Звезды с такими характеристиками все еще сжимаются по мере падения внешнего давления, но в отличие от своих более медленных или менее богатых металлами собратьев, эти звезды продолжают оказывать достаточное внешнее давление, чтобы предотвратить гравитационный коллапс.
Звезды, образовавшиеся в результате столкновений слияний и имеющие металличность Z от 0,02 до 0,001, могут закончить свою жизнь как сверхновые с парной нестабильностью, если их масса находится в соответствующем диапазоне. [3]
Очень большие звезды с высокой металличностью, вероятно, нестабильны из-за предела Эддингтона и имеют тенденцию терять массу в процессе формирования.
В нескольких источниках описано поведение крупных звезд в условиях парной нестабильности. [4] [5]
Гамма-лучи, производимые звездами с массой менее 100 солнечных масс, недостаточно энергичны для образования электрон-позитронных пар. Некоторые из этих звезд в конце своей жизни претерпят сверхновые другого типа, но причинные механизмы не связаны с парной нестабильностью.
Эти звезды достаточно велики, чтобы производить гамма-лучи с достаточной энергией для создания электрон-позитронных пар, но результирующее общее снижение противогравитационного давления недостаточно, чтобы вызвать избыточное давление в ядре, необходимое для возникновения сверхновой. Вместо этого сокращение, вызванное образованием пар, провоцирует усиление термоядерной активности внутри звезды, которая отталкивает внутреннее давление и возвращает звезду в равновесие. Считается, что звезды такого размера подвергаются серии таких импульсов, пока не потеряют достаточную массу, чтобы упасть ниже 100 солнечных масс, после чего они перестанут быть достаточно горячими, чтобы поддерживать образование пар. Пульсация такого рода, возможно, была ответственна за изменения яркости, наблюдавшиеся у Эта Киля в 1843 году , хотя это объяснение не является общепринятым. [ нужна цитата ]
Для звезд с очень большой массой, массой от 130 до, возможно, примерно 250 солнечных масс, может возникнуть настоящая сверхновая с парной нестабильностью. В этих звездах ситуация впервые выходит из-под контроля, когда условия поддерживают нестабильность образования пар. Коллапс продолжает эффективно сжимать ядро звезды; избыточного давления достаточно, чтобы неконтролируемый ядерный синтез сжег его за несколько секунд, создав термоядерный взрыв. [5] Поскольку выделяется больше тепловой энергии, чем энергия гравитационной связи звезды , она полностью разрушается; никаких черных дыр или других остатков не осталось. По прогнозам, это будет способствовать появлению « массового разрыва » в массовом распределении звездных черных дыр . [6] [7] (Этот «верхний разрыв масс» следует отличать от предполагаемого «нижнего разрыва масс» в диапазоне нескольких солнечных масс.)
Помимо немедленного выделения энергии, большая часть ядра звезды преобразуется в никель-56 , радиоактивный изотоп , который распадается с периодом полураспада 6,1 дня на кобальт-56 . Кобальт-56 имеет период полураспада 77 дней, а затем далее распадается на стабильный изотоп железо-56 (см. Нуклеосинтез сверхновых ). Что касается гиперновой SN 2006gy , исследования показывают, что, возможно, 40 солнечных масс исходной звезды были выпущены в виде Ni-56, почти вся масса областей ядра звезды. [4] Столкновение взрывающегося ядра звезды с газом, который оно выбросило ранее, и радиоактивный распад приводят к высвобождению большей части видимого света.
Другой механизм реакции, фотораспад , следует за первоначальным коллапсом парной нестабильности в звездах с массой не менее 250 солнечных. Эта эндотермическая (поглощающая энергию) реакция поглощает избыточную энергию с более ранних стадий, прежде чем неконтролируемый термоядерный синтез может вызвать взрыв гиперновой звезды; затем звезда полностью коллапсирует в черную дыру. [5]
Сверхновые с парной нестабильностью обычно считаются очень яркими. Это справедливо только для наиболее массивных предшественников, поскольку светимость сильно зависит от выброшенной массы радиоактивного 56 Ni. Они могут иметь пиковую светимость более 10 37 Вт, что ярче, чем у сверхновых типа Ia, но при более низких массах пиковая светимость составляет менее 10 35 Вт, что сравнимо или меньше, чем у типичных сверхновых типа II. [8]
Спектры сверхновых с парной нестабильностью зависят от природы звезды-прародительницы. Таким образом, они могут выглядеть как спектры сверхновых типа II или типа Ib/c. Прародители со значительной оставшейся водородной оболочкой произведут сверхновую типа II, те, у кого нет водорода, но имеется значительное количество гелия, произведут тип Ib, а те, у кого нет водорода и практически нет гелия, произведут тип Ic. [8]
В отличие от спектров, кривые блеска сильно отличаются от обычных типов сверхновых. Кривые блеска сильно вытянуты, пик светимости приходится на несколько месяцев после начала. [8] Это связано с выбросом огромного количества 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 остаток туманности, и многие солнечные массы тяжелых элементов выбрасываются в межзвездное пространство.
Некоторые сверхновые-кандидаты для классификации как сверхновые с парной нестабильностью включают: