Tyypin Ia supernova

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 2. elokuuta 2022 tarkistetusta versiosta . vahvistus vaatii 1 muokkauksen .

Tyypin Ia supernova on supernovien alaluokka  . Tyypin Ia supernova on tulosta valkoisen kääpiön lämpöydinräjähdyksestä .

Nimen ja luokituksen alkuperä

Tyypin Ia supernova on Minkowski-Zwickyn supernovaluokitusjärjestelmän alaluokka, jonka ovat kehittäneet saksalais-amerikkalainen tähtitieteilijä Rudolf Minkowski ja sveitsiläinen tähtitieteilijä Fritz Zwicky. Tämä luokittelu perustui säteilyn spektrisiin ominaisuuksiin, eikä se vastaa käynnissä olevien prosessien mekanismia: tyypin Ia supernovat liittyvät valkoisen kääpiöaineen lämpöydinräjähdykseen, kun taas supernovat Ib, Ic ja kaikki tyypin II supernovat liittyvät tähden ytimen romahtaminen.

Vuonna 2013 ehdotettiin, että Ia-supernovaista erotettaisiin lisäksi erillinen tyyppi Iax-supernovat [2] , jotka erottuvat pienemmästä valovoimakkuudestaan, valkoisen kääpiön säilymisestä räjähdyksen jälkeen (ainakin osa tähdistä) ja suurten nopeuksien saaminen niiden jäännöksillä. Todellinen ero näiden kahden tyypin välillä on kääpiöaineen osallistumisaste lämpöydin "polttoon" - klassisessa Ia:ssa lämpöydinfuusio vaikuttaa tähden koko tilavuuteen ja hajottaa sen kokonaan, kun taas Iaxissa prosessien epäsymmetrian vuoksi , vain osa tähdestä räjähtää, ja loput jäävät kompaktiksi esineeksi. Nämä supernovat puolestaan ​​eroavat uusista tähdistä siinä, että jälkimmäisissä akkretion aikana alkaa jossain vaiheessa lämpöydinreaktio, joka vaikuttaa vain tämän aineen kerrokseen, vaikuttamatta tähden muuhun tilavuuteen, ja tämä mekanismi voi olla toistetaan uudestaan ​​​​ja uudestaan ​​​​ja jatkuvan lisääntymisen kanssa. Iax:n räjähdyksen aikana prosessi leviää merkittävään osaan tähteä ja arvioiden mukaan supernovat Iax muodostavat 5-30 % Ia:sta [3] .

Muodostumismekanismit

Kasvumekanismi

Valkoinen kääpiö on "jäännös" tähdestä, joka on päättänyt normaalin elinkaarensa, lämpöydinreaktiot ovat lakanneet ja ulkokuori on irronnut evoluution aikana . Eli itse asiassa valkoinen kääpiö on entisen tähden ydin, joka voi vain jäähtyä tulevaisuudessa. Valkoinen kääpiö on kuitenkin esine, jolla on erittäin suuri tiheys ja painovoima, ja se voi kerätä ainetta. Ensinnäkin tämä tapahtuu binäärisysteemeissä, joissa toinen ja alun perin kevyempi ja siksi vähemmän kehittynyt komponentti on lähestynyt punaista jättiläisvaihetta ja täyttänyt Roche-keilan . Sen kuoren aine Lagrange-pisteen L1 läpi alkaa "virrata" valkoisen kääpiön päälle, mikä lisää sen massaa. Fyysisesti vähän pyörivien valkoisten kääpiöiden massaa rajoittaa Chandrasekharin raja (noin 1,44 auringon massaa ). Tämä on suurin massa, joka voidaan kompensoida degeneroituneen elektronin paineella . Tämän rajan saavuttamisen jälkeen valkoinen kääpiö alkaa romahtaa neutronitähdeksi seuraavalla tavalla.

Kasvun kasvaessa lämpötila ja paine valkoisen kääpiön ytimessä kasvavat. Kuitenkin, kun tiheys keskellä kasvaa, myös neutriinojäähdytyksen aiheuttama energiahäviö kasvaa . Kun tiheys 2⋅10 9 g/cm 3 saavutetaan, degeneroituneen kaasun elektronien seulontaprosessit tukahdutetaan ja alkavat lämpöydinreaktiot, joiden energia ylittää neutrinohäviöt. Seuraavien ∼ 1000 vuoden aikana tämä "kytevä" ytimen alue kokee yhä kiihtyvän konvektion. Tavallisissa tähdissä vallitsee hydrostaattinen tasapaino: jos energian vapautuminen ytimessä kasvaa, tähti laajenee ja paine ytimessä laskee ja päinvastoin. Valkoiset kääpiöt puolestaan ​​koostuvat atomiytimistä ja degeneroituneesta elektronikaasusta , jonka tilayhtälö ei sisällä lämpötilaa - paine valkoisen kääpiön syvyyksissä riippuu vain tiheydestä, mutta ei lämpötilasta. Alkaa itsestään kiihtyvä lämpöydinpalaminen, jossa lämpötilan nousu kiihdyttää ydinreaktioita, mikä johtaa lämpötilan lisänousuun.

Huolimatta useiden vuosikymmenien työstä tämän räjähdysmekanismin hydrodynamiikassa, tiedemiehet eivät ole vielä päässeet selkeään yksimielisyyteen siitä, räjähtääkö tähti subsonic- ydinsytytyksen seurauksena , josta tulee erittäin turbulentti, vai onko alkuvaihe myrskyinen. ja sitten seuraa viivästynyttä räjähdystä laajenemisajan aikana. Jo nyt on kuitenkin selvää, että nopea räjähdysmekanismi ei ole yhteensopiva tyypin Ia supernovaen spektrien kanssa, koska se ei tuota riittävää määrää havaittavia välialkuaineita (piistä raudan alaryhmään) [4] . Laskelmat osoittavat, että räjähdyksen aikaan valkoisen kääpiön massa saavuttaa noin 99 % [5] Chandrasekharin rajasta.

Räjähdyksen aikana ytimen lämpötila nousee miljardiin asteeseen, ja merkittävä osa valkoisesta kääpiöaineesta, joka koostui pääasiassa hapesta ja hiilestä, muuttuu muutamassa sekunnissa raskaammiksi alkuaineiksi [ 6] ja sinkoutuu ympäröivään tilaan. 5  000–20 000 km /s nopeuksilla , mikä on noin 6 % valon nopeudesta. Vapautunut energia (1–2⋅10 44 J) [7] riittää rikkomaan tähden kokonaan, eli sen yksittäiset osat saavat tarpeeksi kineettistä energiaa voittamaan painovoiman.

Yhdistysmekanismi

On olemassa toinen mekanismi lämpöydinreaktioiden laukaisemiseksi. Valkoinen kääpiö voi sulautua toiseen valkoiseen kääpiöön (joiden tietojen mukaan vähintään 80 % kaikista tyypin Ia supernoveista [8] , alle 15 % tai toisten mukaan jopa erittäin harvinainen [4] ) ja lyhyen aikaa ylittää massarajan ja alkaa romahtaa nostaen sen lämpötilan jälleen riittäväksi ydinfuusiota varten [9] . Muutaman sekunnin kuluessa ydinfuusion alkamisesta merkittävä osa valkoisen kääpiön aineesta käy läpi nopean lämpöydinreaktion, jossa vapautuu suuri määrä energiaa (1-2⋅10 44 J), mikä aiheuttaa supernovaräjähdyksen.

Valokäyrä

Tyypin Ia supernovalla on ominaisvalokäyrä, maksimaalinen kirkkaus saavutetaan jonkin aikaa räjähdyksen jälkeen. Lähellä maksimivalovoimaa spektri sisältää alkuainerivit hapesta kalsiumiin; nämä ovat tähden ulompien kerrosten pääkomponentteja. Kuukausia räjähdyksen jälkeen, kun ulommat kerrokset ovat laajentuneet läpinäkyvyyteen asti, spektriä hallitsee valo, jonka säteilee lähellä tähden ydin – räjähdyksen aikana syntetisoituneet raskaat elementit; havaittavimmat isotoopit lähellä raudan massaa (raudan alaryhmän alkuaineet). Nikkeli-56:n radioaktiivisen hajoamisen seurauksena koboltti-56:n kautta rauta-56:ksi muodostuu korkeaenergisiä fotoneja, jotka hallitsevat supernovajäännöksen säteilyä [4] .

Havainnot

Tyypin Ia supernova-kategorialla on sama maksimaalinen kirkkaus johtuen identtisistä valkoisten kääpiöiden massoista, joita rajoittaa yksilöllisesti Chandrasekhar-raja ja jotka räjähtävät akkretoitumismekanismin kautta. Tämän arvon pysyvyys mahdollistaa tällaisten räjähdysten käyttämisen standardimittareina (ns. "vakiokynttilöitä", vaikka ne voivat olla myös muita tähtitieteellisiä kohteita [10] ) etäisyyden mittaamiseen galakseihinsa , koska Tyypin Ia supernovat osoittautuvat riippuviksi ennen kuin vain etäisyydeltä .

Tyypin Ia supernovien käyttöä tarkan etäisyyden mittaamiseen tutkittiin ensimmäisen kerran 1990-luvulla. Supernova-arviointiprojektin julkaisusarjassaon osoitettu, että vaikka tyypin Ia supernovat eivät kaikki saavuta samaa huippuluminositeettia, yhtä valoisuuskäyrällä mitattua parametria voidaan käyttää Ia-supernovaräjähdyksen alkuperäisten mittausten muuttamiseksi standardikynttilän arvoiksi. Vakiokynttilän arvon alkukorjaus tunnetaan Phillips-suhteena.ja kyky mitata suhteellisia etäisyyksiä tällä tavalla 7 % [11] tarkkuudella osoitettiin . Syy tähän huippukirkkauden tasaisuuteen liittyy nikkeli-56:n määrään, jota tuotetaan valkoisissa kääpiöissä, joiden oletetaan räjähtävän lähellä Chandrasekhar-rajaa [12] .

Melkein kaikkien tunnettujen tyypin Ia supernovien absoluuttisen valoisuusprofiilien samankaltaisuus on johtanut niiden käyttöön standardikynttilänä ekstragalaktisessa tähtitiedossa [13] . Kefeidin etäisyysasteikon parannetut kalibroinnit ja etäisyyden mittaukset NGC 4258 :aan masersäteilyn dynamiikasta [14] yhdistettynä tyypin Ia supernovien Hubblen etäisyysdiagrammiin ovat johtaneet Hubble-vakion arvon paranemiseen. .

Vuonna 1998 kaukaisten tyypin Ia supernovien havainnot osoittivat odottamattoman tuloksen, että maailmankaikkeus saattaa laajeta nopeasti [15] [16] . Tästä löydöstä kolme tutkijaa kahdesta työryhmästä sai myöhemmin Nobel-palkinnon [17] .

Sulautumisskenaariot jättävät kuitenkin kysymyksiä tyypin Ia supernovien soveltuvuudesta vakiokynttilöitä, sillä kahden sulautuvan valkoisen kääpiön kokonaismassa vaihtelee huomattavasti, mikä tarkoittaa, että myös kirkkaus muuttuu.

Vuonna 2020 ryhmä korealaisia ​​tutkijoita osoitti, että erittäin suurella todennäköisyydellä tämän tyyppisten supernovien kirkkaus korreloi tähtijärjestelmien kemiallisen koostumuksen ja iän kanssa - ja siksi niiden avulla määritetään galaksien väliset etäisyydet, mukaan lukien nopeuden määrittäminen. universumin laajeneminen - saattaa antaa virheen [18] . Ja koska universumin laajenemisen kiihtyvyys saadaan aikaan käyttämällä tämän tyyppisiä tavallisia kynttilöitä, pimeän energian käsite, joka otettiin käyttöön selittämään kiihtyvän laajenemisen ilmiötä, herättää epäilyksiä [19] .

Alatyypit

Tyypin Ia supernovien luokassa on huomattavaa monimuotoisuutta. Tätä silmällä pitäen on tunnistettu monia alaluokkia. Kaksi hyvin tunnettua ja hyvin tutkittua esimerkkiä ovat tyypin 1991T supernovat, alaluokka, jolla on erityisen vahvat raudan absorptioviivat ja poikkeuksellisen alhainen piipitoisuus [20] , ja tyyppi 1991bg, poikkeuksellisen himmeä alaluokka, jolle on tunnusomaista vahvat varhaiset titaanin absorptio-ominaisuudet ja nopeat fotometriset ja spektrinen evoluutio [21] . Huolimatta poikkeavista valovoimaisuudestaan, molempien erityisryhmien jäsenet voidaan standardoida Phillips-suhteen avulla etäisyyden määrittämiseen [22] .

Katso myös

Muistiinpanot

  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  (englanniksi)  // Astronomical Journal  : Journal. - 2008. - Voi. 135 , nro. 4 . - P. 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. TYYPPI Iax SUPERNOVA: UUSI TÄHIRÄJÄHDYSLUOKKA  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 25.3.2013. — Voi. 767 , iss. 1 . - s. 57 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. maaliskuuta 2021.
  3. ↑ Curtis McCully, Saurabh W. Jha, Ryan J. Foley, Lars Bildsten, Wen-fai Fong. Valoisa, sininen progenitorijärjestelmä tyypin Iax supernova 2012Z  (englanniksi)  // Luonto. – 2014-08. — Voi. 512 , iss. 7512 . - s. 54-56 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/luonto13615 . Arkistoitu 17. toukokuuta 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Tyypin Ia supernovaräjähdysmallit  // Tähtitieteen ja astrofysiikan  vuosikatsaus. — Vuosikatsaukset , 2000-2009. — Voi. 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 . Arkistoitu alkuperäisestä 4.3.2021.
  5. ↑ Wheeler, J. Craig. Kosmiset katastrofit: supernovat, gammapurkaukset ja seikkailut hyperavaruudessa . - Cambridge: Cambridge University Press, 2000. - s. 96. - xv, 288 sivua s. - ISBN 0-521-65195-6 , 978-0-521-65195-0.
  6. ↑ FK Röpke, W. Hillebrandt. Esimiesten hiili-happi-suhdetta vastaan ​​tyypin Ia supernovien valovoimahuippuvaihteluiden lähteenä  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2004-06. — Voi. 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. IA-tyypin supernovamallien valokäyrät erilaisilla räjähdysmekanismeilla  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1993. - maaliskuu ( nide 270 ). - s. 223-248 . Arkistoitu 22. lokakuuta 2020.
  8. ↑ González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, HM; Montes, D.; Canal, R.; Mendez, J.; Bedin, LR Ei SN 1006:n esi-isän säilyneitä kehittyneitä kumppaneita  //  Nature : Journal. - 2012. - Vol. 489 , no. 7417 . - s. 533-536 . - doi : 10.1038/luonto11447 . — . - arXiv : 1210.1948 . — PMID 23018963 .
  9. ↑ S.-C. Yoon, N. Langer. Kiertyvien valkoisten kääpiöiden Presupernova-evoluutio  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2004-05. — Voi. 419 , iss. 2 . - s. 623-644 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 . - . - arXiv : astro-ph/0402287 .
  10. ↑ Törmäyskone. Luku kirjasta • Kirjakerho . Arkistoitu 18. kesäkuuta 2020 Wayback Machinessa
  11. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Nicholas B. Suntzeff, Robert A. Schommer, Jose Maza, Aviles R. The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Joulukuu ( nide 112 ). - s. 2391 . - doi : 10.1086/118190 . - . - arXiv : astro-ph/9609059 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2014.
  12. ↑ SA Colgate. Supernovat standardikynttilänä kosmologiassa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1979. - syyskuu ( osa 232 , nro 1 ). - s. 404-408 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/157300 . - . Arkistoitu 3. toukokuuta 2019.
  13. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Jose Maza, Nicholas B. Suntzeff, RA Schommer. Hubble-kaavio kaukaisista tyypin IA supernoveista  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1995. - tammikuu ( nide 109 ). — s. 1 . - doi : 10.1086/117251 .
  14. ↑ L. M. Macri, K. Z. Stanek, D. Bersier, L. J. Greenhill, M. J. Reid. Uusi kefeidietäisyys Maser-isäntägalaksista NGC 4258 ja sen vaikutukset Hubble-vakioon  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Joulukuu ( nide 652 , painos 2 ). - s. 1133-1149 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/508530 . - . — arXiv : astro-ph/0608211 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. toukokuuta 2022.
  15. ↑ S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent. Ω:n ja Λ:n mittaukset 42 korkean punasiirtymän supernovasta  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1999. - Kesäkuu ( nide 517 , painos 2 ). - s. 565-586 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307221 . - . - arXiv : astro-ph/9812133 . Arkistoitu 19. toukokuuta 2020.
  16. ↑ Adam G. Riess, Aleksei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks. Supernovien havainnointitodisteet kiihtyvälle universumille ja kosmologiselle vakiolle  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1998. - syyskuu ( osa 116 , painos 3 ). - s. 1009-1038 . - doi : 10.1086/300499 . - . — arXiv : astro-ph/9805201 . Arkistoitu 19. toukokuuta 2020.
  17. ↑ Steven Weinberg. Kosmologia // Oxford University Press. – 2008.
  18. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Tyypin Ia supernovat varhaisen tyypin isäntägalaksit. II. Todisteita luminosity-evoluutiosta supernovakosmologiassa  // The Astrophysical Journal. – 20.1.2020. - T. 889 , no. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc . Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2021.
  19. ↑ Pimeää energiaa ei ole olemassa? Uudet todisteet osoittavat, että tutkijat etsivät jotain, mitä ei ole , BBC News Russian Service . Arkistoitu alkuperäisestä 10. huhtikuuta 2021. Haettu 10. huhtikuuta 2021.
  20. ↑ Michele Sasdelli, P.A. Mazzali, E. Pian, K. Nomoto, S. Hachinger. Runsauskerrostuminen tyypin Ia supernovassa - IV.  Valoisa , erikoinen SN 1991T // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . - Oxford University Press , 2014. - 30. syyskuuta ( nide 445 , painos 1 ). - s. 711-725 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/stu1777 . - . - arXiv : 1409.0116 . Arkistoitu alkuperäisestä 19. tammikuuta 2022.
  21. ↑ Paolo A. Mazzali, Stephan Hachinger. Tyypin Ia supernovan 1991bg sumuspektrit: lisätodisteita epätyypillisestä räjähdyksestä: SN 1991bg:n sumuspektrit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxford University Press , 2012. — 21. elokuuta ( nide 424 , painos 4 ). - P. 2926-2935 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x . Arkistoitu alkuperäisestä 20. tammikuuta 2022.
  22. ↑ S. Taubenberger, S. Hachinger, G. Pignata, P.A. Mazzali, C. Contreras. Alhainen Type Ia -supernova 2005bl ja SN 1991bg:n kaltaisten esineiden luokka★: SN 2005bl  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2008. — 13. helmikuuta ( nide 385 , painos 1 ). - s. 75-96 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . - . - arXiv : 0711.4548 . Arkistoitu alkuperäisestä 19. tammikuuta 2022.

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
 supernovat
Luokat
Fysiikka
liittyvät aiheet
edeltäjät
Jäännökset
Löytöjä
Luettelot
Tunnettu
  • Luokka:Navigointimallit:Astronomia
  • Yleiset: Supernovat