Supernova typu Ia

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 2. srpna 2022; ověření vyžaduje 1 úpravu .

Supernova typu Ia je podkategorií  supernov . Supernova typu Ia je výsledkem termonukleární exploze bílého trpaslíka .

Původ názvu a klasifikace

Supernova typu Ia je podkategorií v Minkowski-Zwickyho klasifikačním schématu supernov , které vyvinuli německo-americký astronom Rudolf Minkowski a švýcarský astronom Fritz Zwicky. Tato klasifikace byla založena na spektrálních charakteristikách záření a neshoduje se s mechanismem probíhajících procesů: supernovy typu Ia jsou spojeny s termonukleární explozí bílé trpasličí hmoty, zatímco supernovy Ib, Ic a všechny supernovy typu II jsou spojeny s kolaps hvězdného jádra.

V roce 2013 bylo navrženo oddělit dodatečně od supernov Ia samostatnou třídu supernov typu Iax [2] , které se vyznačují nižší svítivostí, zachováním bílého trpaslíka po výbuchu (alespoň některé z hvězd) a získání vysokých rychlostí jejich zbytky. Skutečným rozdílem mezi těmito dvěma typy je míra zapojení trpasličí hmoty do termonukleárního „spalování“ – v klasickém Ia termojaderná fúze ovlivňuje celý objem hvězdy a zcela jej rozptýlí, zatímco v Iax díky asymetrii procesů exploduje pouze část hvězdy a zbytek zůstane jako kompaktní objekt. Tyto supernovy se zase liší od nových hvězd tím, že u nových hvězd během akrece v určitém okamžiku začíná termonukleární reakce, která ovlivňuje pouze vrstvu této látky, aniž by ovlivnila zbytek objemu hvězdy, a tento mechanismus může být opakoval znovu a znovu s pokračující akrecí. Při explozi Iax se proces rozšíří na významnou část hvězdy a podle odhadů tvoří supernovy Iax od 5 do 30 % Ia [3] .

Formovací mechanismy

Mechanismus akrece

Bílý trpaslík je „zbytkem“ hvězdy, která dokončila svůj normální životní cyklus, termonukleární reakce ustaly a vnější obal se během evoluce odhodil . To znamená, že bílý trpaslík je ve skutečnosti jádrem bývalé hvězdy, která se může v budoucnu pouze ochladit. Bílý trpaslík je však objekt s extrémně vysokou hustotou a gravitací a může nahromadit hmotu. Především se to děje v binárních systémech, kde se druhá a zpočátku lehčí, a tedy méně vyvinutá složka přiblížila ke stádiu rudého obra a zaplnila svůj Rocheův lalok . Látka jeho krunýře přes Lagrangeův bod L1 začne „téct“ na bílého trpaslíka a zvětšuje jeho hmotnost. Fyzicky jsou bílí trpaslíci s nízkou rotací omezeni ve své hmotnosti Chandrasekharovým limitem (asi 1,44 hmotností Slunce ). Toto je maximální hmotnost, kterou lze kompenzovat tlakem degenerovaných elektronů . Po dosažení této hranice se bílý trpaslík začne hroutit do neutronové hvězdy následujícím způsobem.

Jak se zvyšuje akrece, zvyšuje se teplota a tlak v jádru bílého trpaslíka. S rostoucí hustotou ve středu však roste i ztráta energie v důsledku ochlazování neutrin . Při dosažení hustoty 2⋅10 9 g/cm 3 jsou procesy elektronového stínění v degenerovaném plynu potlačeny a začínají termonukleární reakce, jejichž energie převyšuje ztráty neutrin. Během příštích ~ 1000 let tato „doutnající“ oblast jádra zažívá stále se zrychlující konvekci. U obyčejných hvězd existuje hydrostatická rovnováha: pokud se uvolňování energie v jádře zvýší, pak se hvězda rozpíná a tlak v jádru klesá a naopak. Bílí trpaslíci se naproti tomu skládají z atomových jader a degenerovaného elektronového plynu , jehož stavová rovnice nezahrnuje teplotu - tlak v hlubinách bílého trpaslíka závisí pouze na hustotě, nikoli však na teplotě. Začíná samourychlující termojaderné spalování, kde zvýšení teploty urychluje jaderné reakce, což vede k dodatečnému zvýšení teploty.

Navzdory několika desetiletím práce na hydrodynamice tohoto výbušného mechanismu vědci dosud nedospěli k jasné shodě, zda hvězda vybuchne v důsledku podzvukové jaderné deflagrace , která se stává vysoce turbulentní, nebo zda je počáteční fáze turbulentní. a poté následuje zpožděná detonace během expanze. Již nyní je však zřejmé, že mechanismus rychlé detonace je nekompatibilní se spektry supernov typu Ia, protože neprodukuje dostatečné množství pozorovatelných meziprvků (od křemíku po podskupinu železa) [4] . Výpočty ukazují, že v době exploze dosahuje hmotnost bílého trpaslíka přibližně 99 % [5] Chandrasekharovy meze.

Při explozi dosáhne teplota v jádře miliardy stupňů a značná část hmoty bílého trpaslíka, která se skládala převážně z kyslíku a uhlíku, se během pár sekund promění v těžší prvky [ 6] a je vyvržena do okolního prostoru. při rychlostech do  5 000–20 000 km /s, což je asi 6 % rychlosti světla. Uvolněná energie (1–2⋅10 44 J) [7] stačí k úplnému rozbití hvězdy, to znamená, že její jednotlivé součásti obdrží dostatek kinetické energie k překonání gravitace.

Slučovací mechanismus

Existuje další mechanismus pro spouštění termonukleárních reakcí. Bílý trpaslík může splynout s jiným bílým trpaslíkem (nejméně 80 % všech supernov typu Ia podle některých údajů [8] , méně než 15 % nebo dokonce jako extrémně vzácné podle jiných [4] ) a na krátkou dobu může překročit hmotnostní limit a začnou se hroutit , znovu zvyšovat jeho teplotu k dostatečné pro jadernou fúzi [9] . Během několika sekund po zahájení jaderné fúze projde značná část hmoty bílého trpaslíka rychlou termonukleární reakcí s uvolněním velkého množství energie (1-2⋅10 44 J), která způsobí výbuch supernovy.

Světelná křivka

Supernovy typu Ia mají charakteristickou světelnou křivku, maximální svítivosti je dosaženo nějakou dobu po výbuchu. Blízko maximální svítivosti obsahuje spektrum čáry prvků od kyslíku po vápník; to jsou hlavní součásti vnějších vrstev hvězdy. Měsíce po explozi, kdy se vnější vrstvy roztáhly do bodu průhlednosti, ve spektru dominuje světlo vyzařované materiálem v blízkosti jádra hvězdy – těžké prvky syntetizované během exploze; nejnápadnější izotopy blízké hmotnosti železa (prvky podskupiny železa). V důsledku radioaktivního rozpadu niklu-56 přes kobalt-56 na železo-56 vznikají vysokoenergetické fotony, které dominují záření zbytku supernovy [4] .

Pozorování

Kategorie supernov typu Ia má stejnou maximální svítivost díky identickým hmotnostem bílých trpaslíků, jedinečně omezených Chandrasekharovým limitem, kteří explodují akrečním mechanismem. Stálost této hodnoty umožňuje používat takové exploze jako standardní metry (tzv. „standardní svíčky“, ačkoli to mohou být i jiné astronomické objekty [10] ) k měření vzdálenosti jejich galaxií , protože vizuální velikost supernovy typu Ia se ukázaly být závislé již na dálku .

Výzkum využití supernov typu Ia k měření přesných vzdáleností byl poprvé zahájen v 90. letech 20. století. V sérii publikací v rámci projektu hodnocení supernovyukázalo se, že ačkoliv supernovy typu Ia nedosahují všechny stejné maximální svítivosti, jeden parametr naměřený na křivce svítivosti lze použít k převodu původních měření výbuchů supernov Ia na standardní hodnoty svíčky. Počáteční korekce standardní hodnoty svíčky je známá jako Phillips Ratio.a byla prokázána schopnost měřit relativní vzdálenosti tímto způsobem s přesností 7 % [11] . Důvod této uniformity ve špičkové jasnosti souvisí s množstvím niklu-56 produkovaného v bílých trpaslících, kteří údajně explodují blízko Chandrasekharovy meze [12] .

Podobnost v profilech absolutní svítivosti téměř všech známých supernov typu Ia vedla k jejich použití jako standardní svíčky v extragalaktické astronomii [13] . Vylepšené kalibrace cefeidní škály vzdálenosti a měření vzdálenosti k NGC 4258 z dynamiky záření maseru [14] v kombinaci s Hubbleovým diagramem vzdálenosti supernov typu Ia vedly ke zlepšení hodnoty Hubbleovy konstanty. .

V roce 1998 ukázala pozorování vzdálených supernov typu Ia neočekávaný výsledek, že se vesmír může rychle rozpínat [15] [16] . Za tento objev byly následně třem vědcům ze dvou pracovních skupin uděleny Nobelovy ceny [17] .

Scénáře sloučení však zanechávají otázky ohledně použitelnosti supernov typu Ia jako standardních svíček, protože celková hmotnost dvou splývajících bílých trpaslíků se značně liší, což znamená, že se mění i jas.

V roce 2020 skupina korejských výzkumníků prokázala, že s velmi vysokou pravděpodobností svítivost tohoto typu supernov koreluje s chemickým složením a stářím hvězdných systémů – a proto pomocí nich určují mezigalaktické vzdálenosti, včetně určování rychlosti expanze vesmíru - může způsobit chybu [18] . A protože zrychlení expanze vesmíru je stanoveno pomocí standardních svíček tohoto typu, vzbuzuje pojem temná energie, zavedený pro vysvětlení jevu zrychlující se expanze, pochybnosti [19] .

Podtypy

V rámci třídy supernov typu Ia existuje značná rozmanitost. S ohledem na to bylo identifikováno mnoho podtříd. Dva dobře známé a dobře prostudované příklady zahrnují supernovy typu 1991T, podtřída, která vykazuje zvláště silné čáry absorpce železa a anomálně nízký obsah křemíku [20] , a typ 1991bg, výjimečně slabá podtřída charakterizovaná silnými ranými absorpčními charakteristikami titanu a rychlými fotometrickými a spektrální vývoj [21] . Přes jejich anomální svítivost lze členy obou specifických skupin standardizovat pomocí Phillipsova poměru k určení vzdálenosti [22] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh; Garnavich, P.M.; Berlind, P.; Calkins, M. L.; Blondin, S.; Balog, Z. Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae  (anglicky)  // Astronomical Journal  : journal. - 2008. - Sv. 135 , č.p. 4 . - S. 1598-1615 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1598 . — . - arXiv : 0803.1705 .
  2. ↑ Ryan J. Foley, PJ Challis, R. Chornock, M. Ganeshalingam, W. Li. TYP Iax SUPERNOVAE: NOVÁ TŘÍDA STELAR EXPLOZE  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2013-03-25. — Sv. 767 , iss. 1 . — S. 57 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . Archivováno z originálu 23. března 2021.
  3. ↑ Curtis McCully, Saurabh W. Jha, Ryan J. Foley, Lars Bildsten, Wen-fai Fong. Světelný, modrý progenitorový systém pro supernovu typu Iax 2012Z  (anglicky)  // Nature. — 2014-08. — Sv. 512 , iss. 7512 . - str. 54-56 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/příroda13615 . Archivováno 17. května 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Modely výbuchu supernovy typu Ia  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Výroční přehledy , 2000-09. — Sv. 38 , iss. 1 . - S. 191-230 . — ISSN 1545-4282 0066-4146, 1545-4282 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . - arXiv : astro-ph/0006305 . Archivováno z originálu 4. března 2021.
  5. ↑ Wheeler, J. Craig. Kosmické katastrofy: supernovy, gama záblesky a dobrodružství v hyperprostoru . - Cambridge: Cambridge University Press, 2000. - str. 96. - xv, 288 stran str. - ISBN 0-521-65195-6 , 978-0-521-65195-0.
  6. ↑ FK Röpke, W. Hillebrandt. Případ proti poměru uhlíku ke kyslíku progenitoru jako zdroje kolísání vrcholové svítivosti u supernov typu Ia  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2004-06. — Sv. 420 , iss. 1 . - P. L1–L4 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040135 . - . — arXiv : astro-ph/0403509 .
  7. ↑ Khokhlov A., Mueller E., Hoeflich P. Světelné křivky modelů supernov typu IA s různými mechanismy výbuchu  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1993. - Březen ( sv. 270 ). - str. 223-248 . Archivováno 22. října 2020.
  8. ↑ González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, HM; Montes, D.; Canal, R.; Mendez, J.; Bedin, LR Žádní přeživší vyvinutí společníci předchůdce SN 1006  //  Nature : journal. - 2012. - Sv. 489 , č.p. 7417 . - str. 533-536 . - doi : 10.1038/příroda11447 . — . - arXiv : 1210,1948 . — PMID 23018963 .
  9. ↑ S.-C. Yoone, N. Langer. Presupernova evoluce přibývajících bílých trpaslíků s rotací  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2004-05. — Sv. 419 , iss. 2 . - S. 623-644 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 . - . - arXiv : astro-ph/0402287 .
  10. ↑ Urychlovač. Kapitola z knihy • Knižní klub . Archivováno 18. června 2020 na Wayback Machine
  11. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Nicholas B. Suntzeff, Robert A. Schommer, Jose Maza, Aviles R. Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Prosinec ( roč. 112 ). — S. 2391 . - doi : 10.1086/118190 . - . - arXiv : astro-ph/9609059 . Archivováno z originálu 3. července 2014.
  12. ↑ SA Colgate. Supernovy jako standardní svíčka pro kosmologii  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1979. - Září ( roč. 232 , č. 1 ). - str. 404-408 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/157300 . - . Archivováno 3. května 2019.
  13. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Jose Maza, Nicholas B. Suntzeff, RA Schommer. Hubbleův diagram vzdálených supernov typu IA  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Leden ( roč. 109 ). — P. 1 . - doi : 10.1086/117251 .
  14. ↑ L. M. Macri, K. Z. Staněk, D. Bersier, L. J. Greenhill, M. J. Reid. Nová vzdálenost cefeid k hostitelské galaxii Maser NGC 4258 a její důsledky pro Hubbleovu konstantu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Prosinec ( roč. 652 , výr. 2 ). - S. 1133-1149 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/508530 . - . — arXiv : astro-ph/0608211 . Archivováno z originálu 8. května 2022.
  15. ↑ S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent. Měření Ω a Λ ze 42 supernov s vysokým rudým posuvem  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1999. - Červen ( roč. 517 , vyd. 2 ). - str. 565-586 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307221 . - . - arXiv : astro-ph/9812133 . Archivováno 19. května 2020.
  16. ↑ Adam G. Riess, Alexej V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks. Pozorovací důkazy ze supernov pro zrychlující se vesmír a kosmologickou konstantu  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Září ( roč. 116 , výr. 3 ). - S. 1009-1038 . - doi : 10.1086/300499 . - . — arXiv : astro-ph/9805201 . Archivováno 19. května 2020.
  17. ↑ Steven Weinberg. Kosmologie // Oxford University Press. — 2008.
  18. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Hostitelské galaxie raného typu supernov typu Ia. II. Důkaz pro evoluci svítivosti v kosmologii supernov  // The Astrophysical Journal. — 20. 1. 2020. - T. 889 , č.p. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc . Archivováno z originálu 19. dubna 2021.
  19. ↑ Temná energie neexistuje? Nové důkazy ukazují, že vědci hledají něco, co tam není , BBC News Russian Service . Archivováno z originálu 10. dubna 2021. Staženo 10. dubna 2021.
  20. ↑ Michele Sasdelli, P. A. Mazzali, E. Pian, K. Nomoto, S. Hachinger. Stratifikace abundance u supernov typu Ia - IV. Svítící, zvláštní SN 1991T  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2014. - 30. září ( vol. 445 , vyd. 1 ). - str. 711-725 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/stu1777 . - . - arXiv : 1409.0116 . Archivováno z originálu 19. ledna 2022.
  21. ↑ Paolo A. Mazzali, Stephan Hachinger. Spektra mlhoviny supernovy typu Ia 1991bg: další důkaz nestandardního výbuchu: Spektra mlhoviny SN 1991bg  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxford University Press , 2012. — 21. srpen ( vol. 424 , ses. 4 ). - S. 2926-2935 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x . Archivováno z originálu 20. ledna 2022.
  22. ↑ S. Taubenberger, S. Hachinger, G. Pignata, P. A. Mazzali, C. Contreras. Podsvícená supernova typu Ia 2005bl a třída objektů podobných SN 1991bg★: SN 2005bl  //  Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti . — Oxford University Press , 2008. — 13. února ( sv. 385 , ses. 1 ). - str. 75-96 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . - . - arXiv : 0711.4548 . Archivováno z originálu 19. ledna 2022.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
 supernovy
Třídy
Fyzika
související témata
předchůdci
Zůstává
Objevy
Seznamy
Známý
  • Kategorie:Navigační šablony:Astronomie
  • Commons:Supernovae