Вікіпедія

Наднові типу Ia

Наднові типу Ia — це тип наднових зір, що спалахують у подвійних системах, де одна з зір є білим карликом, а інша може бути гігантом або іншим типом зорі (в тому числі навіть іншим карликом). Наднова є результатом вибуху білого карлика після того, як унаслідок перетікання речовини з супутника його маса перевищить межу Чандрасекара (~1,4 M☉)[1]. Білий карлик є «залишком» зорі, яка завершила свій еволюційний шлях і в якій припинилися термоядерні реакції. Проте, у білих карликів за певних умов можуть відбуватися подальші реакції вуглецево-кисневого синтезу, які вивільняють велику кількість енергії, якщо температура зростає достатньо високо.

Білі карлики з низькою швидкістю обертання обмежені за масою межею Чандрасекара (близько 1,38 сонячних мас[2][3]). Це максимальна маса, яка може утримуватися в рівновазі тиском вироджених електронів. У разі перевищення цієї межі внаслідок акреції речовини від зорі-супутника білий карлик починає стрімко стискатися (відбувається гравітаційний колапс). За загальноприйнятою гіпотезою, його ядро досягне температури ядерного горіння вуглецю у міру наближення маси до межі. Якщо білий карлик зливається з іншою зорею (дуже рідкісний випадок), він миттєво перевищує межу Чандрасекара і почне руйнуватися, знову ж таки, піднімаючи свою температуру до точки займання згаданого ядерного синтезу. Протягом декількох секунд після початку ядерного синтезу зі значною частиною речовини білого карлика відбувається швидка термоядерна реакція з виділенням величезної кількості енергії (1 — 2 × 1044 Дж), що призводить до спалаху наднової зорі.

Ця категорія наднових має приблизно однакову максимальну світність, а також схожу криву блиску через однорідність маси білих карликів, які спалахують. Сталість світності дозволяє застосовувати ці спалахи як «стандартні свічки» для побудови шкали космічних відстаней, оскільки видима зоряна величина наднових залежить лише від відстані до них.

Консенсусна модель ред.

 
Розподіл енергії в спектрі наднової типу Ia SN1998aq, через один день після максимуму, у діапазоні B band[4]

Наднові типу Ia це підкатегорія в класифікації наднових за схемою Мінковського—Цвіккі, що була розроблена американськими астрономами Рудольфом Мінковські і Фріцом Цвіккі[5]. Є кілька шляхів, якими можуть утворюватись наднові цього типу, але вони мають спільний основний механізм. Коли вуглецево-кисневий білий карлик, що повільно обертається[2] акреціює речовину супутника, він може перевищити межу Чандрасекара (близько 1,44 мас Сонця), після чого тиск виродженого електронного газу вже не може врівноважити сили гравітації[6] При відсутності компенсуючого процесу, білий карлик зруйнується з утворенням нейтронної зірки,[7] як зазвичай відбувається у разі якщо білий карлик в основному складається з магнію, неону та кисню.[8]

Однак серед астрономів, що моделюють процеси утворення таких наднових переважає думка, що межа Чандрасекара в таких білих карликах насправді не досягається, а колапс так і не настає. Натомість коли до межі залишається приблизно 1 %, тиск і температура в ядрі досягають таких значень, що починається конвекція[3][9], що триває приблизно 1000 років.[10]. У деякий момент цієї фази повільного тління народжується фронт дефлаграційного ядерного горіння вуглецю. Подробиці запалювання досі невідомі, включаючи місце і кількість точок, де починається горіння.[11] Процес ядерного горіння кисню ініціюється скоро після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як вуглець.[12]

Після того, як почалась реакція синтезу, температура білого карлика починає зростати. На відміну від зір головної послідовності, у яких внаслідок збільшення температури зростає тиск, що призводить до розширення та охолодження зорі, електронний газ у білому карлику перебуває у виродженому стані і його тиск не залежить від температури; тому розширення не відбувається, а внаслідок збільшення температури процес ядерного горіння набуває ланцюгового характеру. Горіння все пришвидшується, частково завдяки нестійкості Релея — Тейлора і турбулентній взаємодії. Досі тривають суперечки чи це горіння перетворюється в детонацію, чи поширюється дефлаграційно[10][13].

Криві блиску та значимість для космології ред.

 
Графік залежності світності (в одиницях світності Сонця) від часу показує характерну криву блиску наднових типу Ia. Пік зумовлений, в основному, розпадом нікелю (Ni), пізніші стадії є результатом розпаду кобальту (Co)

Наднові типу Ia мають характерну криву блиску — графік залежності світності від часу після вибуху. Поблизу максимуму, спектр містить лінії елементів із середньою атомною масою — від кисню до кальцію; вони є основними складовими зовнішніх шарів зорі. Після того як від часу вибуху минуть місяці, зовнішні шари розширюються настільки, що стають прозорими. У спектрі починають домінувати лінії синтезованих вибухом важких елементів, які перебували поблизу ядра зорі. Найбільш помітними є ізотопи, що близькі за масою до заліза (елементи залізного піку). Радіоактивний розпад нікелю-56 через кобальт-56 у залізо-56 виробляє високоенергетичні фотони, які становлять основну частину енергії, що випромінюється на середніх та пізніх етапах[10].

Застосування наднових типу Ia для виміру відстаней було започатковане співробітництвом китайських та американських астрономів, Calán/Tololo Supernova Survey[14]. У серії робіт у 1990-их цей огляд показав, що хоча світність наднових типу Ia у максимумі не зовсім однакова, один з параметрів кривої блиску можна застосувати для того, щоб нормувати конкретну наднову як стандартну свічку. Така поправка (яка дозволяє точно встановити світність) має назву співвідношення Філіпса[15][16] і цій групі вдалось визначити відстані до галактик із точністю до 7 % (порівнюючи відстань до наднової за її світністю та відстані на основі червоного зміщення)[17]. Причиною однотипності кривих блиску є приблизно однакова кількість 56Ni, що утворюється в білому карлику[18].

Подібність профілів абсолютної світності майже всіх відомих наднових типу Ia привела до того, що їх застосовують як вторинні стандартні свічки в позагалактичній астрономії[19]. Покращення калібрування для цефеїдної шкали відстаней[20] і пряме геометричне вимірювання відстані до NGC 4258 по динаміці мазерного випромінювання[21] в комбінації з діаграмою Хаббла по відстанях до наднових типу Ia дозволили уточнити значення параметру Хаббла.

Саме завдяки надновим типу Ia в 1998 році вдалось несподівано відкрити, що наш Всесвіт розширюється прискорено. За це відкриття Сол Перлматтер, Браян П. Шмідт та Адам Рісс були нагородженні нобелівською премією в 2011 році[22][23].

Спостереження ред.

Прикладом наднової типу Ia може бути історична наднова SN 1572 (наднова Тихо). В сучасній астрофізиці точні та чутливі інструменти дозволяють укладати каталоги задетектованих наднових до яких входять вже тисячі таких спалахів.

Див. також ред.

Примітки ред.

  1. ↑ Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi (28 жовтня 2008). Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum. Nature. 456 (7222): 617—9. arXiv:0810.5106. Bibcode:2008Natur.456..617K. doi:10.1038/nature07608. PMID 19052622.
  2. ↑ а б Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation. Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Архів оригіналу за 25 жовтня 2007. Процитовано 30 травня 2007.
  3. ↑ а б Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae. Science. 315 (5813): 825—828. arXiv:astro-ph/0702351. Bibcode:2007Sci...315..825M. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993.
  4. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh та ін. (2008). Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae. Astronomical Journal. 135 (4): 1598—1615. arXiv:0803.1705. Bibcode:2008AJ....135.1598M. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598.
  5. ↑ da Silva, L. A. L. (1993). The Classification of Supernovae. Astrophysics and Space Science. 202 (2): 215—236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878.
  6. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. Astrophysical Journal. 323 (1): 140—144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813.
  7. ↑ Canal, R.; Gutierrez; Gutiérrez, J. (1997). The possible white dwarf-neutron star connection. Astrophysics and Space Science Library. Astrophysics and Space Science Library. 214: 49. arXiv:astro-ph/9701225. Bibcode:1997astro.ph..1225C. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5.
  8. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 січня 2006). 2.1 Collapse scenario. Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. Архів оригіналу за 30 червня 2012. Процитовано 7 червня 2007. {{cite web}}: Недійсний |deadurl=404 (довідка)
  9. ↑ Wheeler, J. Craig (15 січня 2000). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: Cambridge University Press. с. 96. ISBN 0-521-65195-6. Архів оригіналу за 8 жовтня 2018. Процитовано 27 грудня 2013.
  10. ↑ а б в Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). Type IA Supernova Explosion Models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 191—230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191.
  11. ↑ Science Summary. ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. Архів оригіналу за 14 січня 2007. Процитовано 27 листопада 2006.
  12. ↑ Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae. Astronomy and Astrophysics. 420 (1): L1—L4. arXiv:astro-ph/0403509. Bibcode:2004A&A...420L...1R. doi:10.1051/0004-6361:20040135.
  13. ↑ Gamezo, V. N.; Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. (3 січня 2003). Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications. Science. 299 (5603): 77—81. doi:10.1126/science.1078129. PMID 12446871. Архів оригіналу за 12 березня 2009. Процитовано 28 листопада 2006.
  14. ↑ Hamuy, M. et al. 1993, Astronomical Journal, 106, 2392
  15. ↑ Калібрування маркерів шкали космічних відстаней. Український астрономічний портал. 12 грудня 2018. Архів оригіналу за 26 грудня 2018. Процитовано 26 грудня 2018.
  16. ↑ Phillips, M. M. 1993, Astrophysical Journal Letters",413, 105
  17. ↑ Hamuy, M. et al. 1996, Astronomical Journal, 112, 2391
  18. ↑ Colgate, S. A. (1979). Supernovae as a standard candle for cosmology. Astrophysical Journal. 232 (1): 404—408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300.
  19. ↑ Hamuy, M. et al. 1996, Astronomical Journal, 109, 1
  20. ↑ Freedman, W. et al. "Astrophysical Journal, 553, 47
  21. ↑ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant. Astrophysical Journal. 652 (2): 1133—1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530.
  22. ↑ Perlmutter, S. та ін. (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae. Astrophysical Journal. 517 (2): 565—86. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221.
  23. ↑ Riess, Adam G. та ін. (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant. Astronomical Journal. 116 (3): 1009—38. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Наднові_типу_Ia&oldid=36386220