Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Supernova tip Ia

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Imagine cu raze X a restului Supernova 1572 ( Tycho's Nova ), o supernova de tip Ia observată în 1572 de astronomul danez Tycho Brahe . [1] (credit: ASA / CXC / Rutgers / J. Warren, J.Hughes și colab. )

O supernovă de tip Ia este un tip de supernovă care provine din explozia unui pitic alb . O pitică albă este ceea ce rămâne dintr-o stea cu masă mică până la medie , care și-a finalizat ciclul de viață și în care fuziunea nucleară a încetat; cu toate acestea, piticele albe carbon - oxigen , cele mai frecvente în Univers , [2] sunt capabile, dacă temperaturile lor cresc suficient, să provoace continuarea reacțiilor de fuziune, care eliberează o cantitate mare de energie .

Din punct de vedere fizic, piticii albi cu rotație lentă [3] au o masă limită, definită ca limita Chandrasekhar , care este echivalentă cu aproximativ 1,44 mase solare (M ). [4] Aceasta este cea mai mare masă care poate fi susținută de presiunea exercitată de electroni degenerați ; dincolo de această limită piticii albi tind să se prăbușească . Dacă o pitică albă își mărește treptat masa crescând-o de la un partener într-un sistem binar , se crede că, până când se apropie de limita sa, nucleul său poate atinge temperatura necesară pentru topirea carbonului . Dacă pitica albă fuzionează apoi cu o altă stea (un eveniment foarte rar de fapt), ar putea chiar să depășească limita și să înceapă să se prăbușească, ridicând temperatura înapoi la punctul de topire. La câteva secunde de la fuziune, o fracțiune substanțială a materiei pitice albe suferă o reacție termonucleară necontrolată care eliberează suficientă energie (1-2 × 10 44 J ) [5] pentru a perturba steaua într-o explozie violentă. [6]

Această categorie de supernove produce un vârf remarcabil de luminozitate absolută , care este aproape similar în toate exploziile de acest tip datorită uniformității relative a maselor de pitici albi care explodează în urma proceselor de acumulare. Din acest motiv, supernovele de tip Ia sunt utilizate ca lumânări standard pentru a măsura distanța galaxiei lor gazdă, deoarece magnitudinea lor aparentă depinde aproape exclusiv de distanța la care sunt situate. [7]

Modele fizice

Tipul Ia (unu a) este o subcategorie a clasificării supernova formulată de cei doi astronomi americani Rudolph Minkowski și Fritz Zwicky . [8]

Transfer și explozie în masă ( fișier info )
Videoclipul arată etapele terminale ale transferului de masă între un gigant roșu și un pitic alb și explozia acestuia din urmă într-o supernovă de tip Ia.

Diferitele scenarii care pot duce la formarea unei supernove de acest tip împărtășesc același mecanism de bază. Când o pitică albă carbon-oxigen cu rotație lentă [3] crește materia de la o altă stea, aceasta nu poate depăși limita impusă de masa Chandrasekhar, deoarece electronii degenerați nu ar mai putea susține masa obiectului compact în sine ; [9] acesta din urmă, în absența unui mecanism de compensare, se prăbușește într-o stea de neutroni , [10] fenomen care apare în mod normal în cazul unei pitici albe compuse în esență din magneziu, neon și oxigen . [11]

Cu toate acestea, astronomii implicați în modelarea exploziilor supernovelor de tip Ia sunt de acord că această limită nu este niciodată atinsă, astfel încât colapsul să nu înceapă niciodată; cu toate acestea, creșterea presiunii și densității datorată creșterii masei determină o creștere a temperaturii miezului pitic alb; [4] când acesta din urmă se apropie de 99% din limita Chandrasekhar, [12] au loc mișcări de convecție , care durează aproximativ o mie de ani. [13] La un moment dat în această fază, se declanșează un front de ardere, îmbunătățit de fuziunea carbonului ( detonarea carbonului ); detaliile acestui fenomen sunt necunoscute, inclusiv locația exactă a frontului și punctele din care provine. [14] La scurt timp după aceea, se declanșează și fuziunea oxigenului , care se desfășoară cu o rată mai mică decât cea a carbonului. [15]

De îndată ce topirea a început, temperatura internă a piticii albe suferă o creștere suplimentară. Dacă o stea normală, datorită efectului presiunii termice, tinde să se extindă și să se răcească pentru a contrabalansa o creștere a temperaturii, la o pitică albă presiunea electronilor degenerați este independentă de temperatură; rezultă că pitica albă este incapabilă să regleze procesele termonucleare așa cum o fac stelele normale, făcându-l vulnerabil la fugă termică . Reacțiile suferă o accelerație dramatică, în parte datorită instabilității Rayleigh-Taylor și interacțiunilor cu turbulența internă. Este încă o chestiune de dezbatere plină de viață dacă acest front de ardere se transformă dintr-o explozie subsonică într-o detonație supersonică. [13] [16]

Impresia artistului despre transferul de masă de la un gigant roșu la un pitic alb înconjurat de un disc de acumulare .

Fără a se răsfăța cu detaliile proceselor nucleare, se acceptă în general că o fracțiune substanțială de carbon și oxigen sunt transformate în elemente mai grele în doar câteva secunde, [15] ridicând temperatura centrală la miliarde de kelvini . Energia eliberată de fuziune (1-2 × 10 44 J [5] ) este mai mult decât suficientă pentru a determina dezmembrarea stelei; explozia violentă eliberează o undă de șoc care se deplasează cu o viteză cuprinsă între 5.000 și 20.000 km / s, aproximativ 6% din viteza luminii . Energia eliberată în timpul exploziei determină, de asemenea, o creștere imensă a luminozității; o supernova tipică Ia de tip atinge valori de magnitudine absolută egală cu -19,3, de aproape 5 miliarde de ori mai strălucitoare decât Soarele , cu variații minime între o supernova și alta. [13] Dacă steaua de neutroni originari din supernovă rămâne legată sau nu de însoțitorul său depinde de cantitatea de materie evacuată în rămășița de supernovă și de viteza cu care a fost evacuată.

Mecanismele care duc la explozia unei supernova de tip Ia sunt similare cu cele care declanșează novae , variabile cataclismice în care pitica albă acumulează materie de la o stea însoțitoare la o rată mai mică și nu atinge limita Chandrasekhar. În novae, materia care cade pe suprafața piticii albe suferă o creștere a temperaturii, astfel încât să declanșeze fuziunea hidrogenului, care provoacă o explozie de suprafață care, totuși, nu este capabilă să distrugă pitica albă. [13]

Supernovele de tip Ia diferă de supernovele nucleare prăbușite prin faptul că explozia acestora din urmă este consecința prăbușirii nucleului unei stele masive. [17]

Scenarii evolutive

Secvența imaginilor care arată evoluția unui binar îngust și explozia sa de supernova.

Au fost propuse mai multe modele pentru a explica formarea unei supernova de tip Ia. Una dintre acestea este evoluția unui sistem binar îngust. Sistemul este alcătuit inițial din două stele secvențiale principale , cu componenta primară puțin mai masivă decât secundară; posedând o masă mai mare, primarul suferă o evoluție mai rapidă, ajungând mai întâi la faza gigantică a ramurii asimptotice , o etapă în care volumul stelei se extinde enorm comparativ cu cel posedat atunci când se afla în interiorul secvenței principale. Dacă cele două stele sunt suficient de apropiate pentru a împărți un anvelopă comună de gaz exterior, primarul poate pierde o fracțiune semnificativă din masa sa, oferind în același timp o anumită cantitate de impuls unghiular , ceea ce face ca orbita să se descompună, ceea ce se reflectă într-o reducere a orbită. axa semi-majoră și perioada de revoluție , rezultând o apropiere a celor două stele. Componenta primară în cele din urmă își scoate straturile cele mai exterioare într-o nebuloasă planetară , în timp ce nucleul se prăbușește într-o pitică albă.
Într-un al doilea moment, componenta secundară începe, de asemenea, să se confrunte cu faza principală post-secvență, extinzându-se într-un gigant roșu și încorporând pitica albă. În această fază, cele două stele împart din nou un anvelopă gazoasă comună și continuă să se apropie pe măsură ce pierd impulsul unghiular; rezultatul va fi o orbită atât de strânsă încât poate fi finalizată în câteva ore. [18] [19] În această fază, mecanismele de transfer de masă sunt activate de la gigant la pitica albă; dacă acest mecanism durează suficient timp, pitica albă se poate apropia de masa limită a lui Chandrasekhar, egală cu aproximativ 1,44 M . Durata transferului de materie de la secundar la pitica albă poate dura câteva milioane de ani (timp în care poate suferi explozii repetate de nova ) înainte ca condițiile potrivite pentru o explozie de supernova de tip Ia să fie atinse. [20]

Secvență care arată diferitele faze ale coliziunii dintre doi pitici albi. NASA

Piticul alb poate fura, de asemenea, materie de la tovarăși care nu aparțin neapărat tipului de giganți , cum ar fi subgiganți sau chiar, dacă orbita este suficient de îngustă, de la o stea de secvență principală. Procesele care au loc efectiv în timpul fazei de acumulare rămân subiectul incertitudinilor, deoarece acestea depind atât de viteza de acumulare a materiei, cât și de transferul impulsului unghiular către pitica albă. [21]

Un al doilea mecanism posibil, chiar dacă mai puțin probabil, îl constituie fuziunea a doi pitici albi ale căror mase, atunci când sunt adunate împreună, depășesc masa lui Chandrasekhar. [22] [23] Inițial, cele două pitici albi sunt situate la o distanță destul de mică una de cealaltă. De-a lungul a mii de ani, orbita celor două stele din jurul centrului de greutate comun începe să se micșoreze și să se descompună din cauza pierderii progresive a impulsului unghiular, datorită atât interacțiunilor magnetice dintre cele două stele și atmosferele lor, cât și emisiei de unde gravitaționale . [24] Scăderea progresivă a amplitudinii orbitei și creșterea consecventă a atracției gravitaționale dintre cele două componente determină dezmembrarea unuia dintre cei doi pitici albi; procesul de rupere este extrem de complex și ar duce la formarea unui disc plasmatic aproape degenerat pe orbita din jurul piticului supraviețuitor. [24] Pe măsură ce particulele discului își pierd impulsul unghiular, acestea precipită pe suprafața piticului supraviețuitor, crescând masa acestuia; depășirea masei Chandrasekhar duce la prăbușirea piticului alb și explozia ulterioară. Această ipoteză a fost formulată pentru a explica masa anormală (2 M ) a progenitorului SN 2003fg . [25] [26]

Coliziuni între stele individuale din cadrul galaxiei noastre sunt un eveniment destul de rar, cu o frecventa estimata de una la fiecare 10 7 -10 13 ani, mult mai puțin frecvente decât apariția Novae ; [27] cu toate acestea, frecvența unor astfel de evenimente crește în regiuni cu densitate stelară deosebit de ridicate, cum ar fi regiunile centrale ale grupurilor globulare , [28] ducând la formarea unui anumit tip cunoscut sub numele de vagabond albastru stelar (straggler albastru). În ceea ce privește piticii albi, un scenariu probabil este coliziunea dintre o singură pitică albă și o stea binară sau între două binare care conțin pitici albi; rezultatul este formarea unui binar îngust de pitici albi, care, în modul descris mai sus, poate fuziona și da naștere la o explozie. [29]

În ciuda altor tipuri de supernove, supernovele de tip Ia sunt, în general, găzduite în toate tipurile de galaxii , inclusiv în cele eliptice , care nu prezintă nicio preferință pentru anumite regiuni galactice. [30]

Spectre și curbe de lumină

Curba caracteristică a luminii unei supernove de tip Ia. Vârful se datorează în principal degradării nichelului (Ni), în timp ce următoarea fază este îmbunătățită de cobalt (Co).
Spectrul SN 1998aq , o supernovă de tip Ia, la o zi după luminozitatea maximă din banda B. [31]

Supernovele de tip Ia au curbe de lumină caracteristice, adică grafice care arată variația luminozității în funcție de timpul scurs de la explozie. La luminozitatea maximă, spectrul arată liniile elementelor de masă intermediară dintre oxigen și calciu , care sunt principalii constituenți ai straturilor exterioare ale piticii albe. La câteva luni după explozie, când aceste straturi s-au extins pentru a deveni transparente, spectrul este dominat de liniile elementelor prezente în profunzime, sintetizate în timpul exploziei, în cea mai mare parte izotopi de masă atomică 56 și număr atomic diferit (aparținând vârful de fier ), care suferă dezintegrare radioactivă . Decăderea nichelului -56 în cobalt -56 și a acestuia din urmă în fier -56 produce fotoni cu energie ridicată care domină emisia energetică a materialului evacuat pentru scări de timp mediu-lung. [13]

Similitudinea în profilurile de luminozitate absolută a aproape tuturor supernovelor de tip Ia cunoscute le face utilizabile ca lumânări secundare standard [7] . [32] Cauza acestei uniformități în curba luminii face obiectul speculațiilor.

Observația unor supernove îndepărtate de tip Ia, în 1998, a arătat că, în mod surprinzător, universul părea să fie în curs de expansiune accelerată . [33] [34] [35] [36]

Notă

  1. ^ Tycho's Supernova Remnant: Tycho's Remnant oferă dovezi șocante pentru razele cosmice , Chandra X-ray Observatory , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 20 februarie 2009. Accesat la 14 ianuarie 2014 .
  2. ^ Simon Jeffery, Stars Beyond Maturity , pe arm.ac.uk. Adus la 3 mai 2007 (arhivat din original la 24 aprilie 2007) .
  3. ^ a b S.-C. Yoon, L. Langer, Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation , în Astronomie și astrofizică , vol. 419, nr. 2, 2004, p. 623, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20035822 . Adus la 30 mai 2007 (arhivat din original la 25 octombrie 2007) .
  4. ^ a b PA Mazzali, FK Röpke, S. Benetti, W. Hillebrandt, A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae , in Science , vol. 315, nr. 5813, 2007, pp. 825–828, DOI : 10.1126 / science.1136259 . Adus 24-05-2007 .
  5. ^ a b A. Khokhlov, E. Mueller, P. Hoeflich, Curbe de lumină ale modelelor de supernova de tip IA cu mecanisme de explozie diferite , în Astronomie și astrofizică , vol. 270, nr. 1-2, 1993, pp. 223–248. Adus 22.05.2007 .
  6. ^ Introducere în Supernova Remnants , la heasarc.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard / SAO, 7 septembrie 2006. Accesat la 1 mai 2007 .
  7. ^ a b SA Colgate, Supernovae ca o lumânare standard pentru cosmologie , în Astrophysical Journal , vol. 232, nr. 1, 1979, pp. 404–408, DOI : 10.1086 / 157300 .
  8. ^ LAL da Silva, Clasificarea supernovelor , în astrofizică și știința spațiului , vol. 202, nr. 2, 1993, pp. 215–236, DOI : 10.1007 / BF00626878 .
  9. ^ EH Lieb, H.-T. Yau, O examinare riguroasă a teoriei Chandrasekhar a colapsului stelar , în Astrophysical Journal , vol. 323, nr. 1, 1987, pp. 140-144, DOI : 10.1086 / 165813 .
  10. ^ R. Canal, J. Gutiérrez, The possible white pit-neutron star connection , in Astrophysics and Space Science Library , vol. 214, 1997, p. 49, DOI : 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7 , ISBN 978-0-7923-4585-5 , arXiv : astro-ph / 9701225 .
  11. ^ CL Fryer, KCB New, scenariu 2.1 Collapse , la livingreviews.org , Gravitational Waves from Gravitational Collapse, Max-Planck-Gesellschaft, 24 ianuarie 2006. Accesat la 7 iunie 2007 .
  12. ^ JC Wheeler, Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace , Cambridge, Marea Britanie, Cambridge University Press, 15 ianuarie 2000, p. 96, ISBN 0-521-65195-6 .
  13. ^ a b c d e WW Hillebrandt, JC Niemeyer, Model IA Supernova Explosion Models , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 38, nr. 1, 2000, pp. 191–230, DOI : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 , arXiv : astro-ph / 0006305 .
  14. ^ Science Summary ( TXT ), la flash.uchicago.edu , ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes, 2001. Accesat la 27 noiembrie 2006 (arhivat din original la 14 ianuarie 2007) .
  15. ^ a b FK Röpke, W. Hillebrandt, Cazul împotriva raportului carbon-oxigen al progenitorului ca sursă de variații de lumină de vârf în supernovele de tip Ia , în Astronomie și astrofizică , vol. 420, n. 1, 2004, pp. L1 - L4, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040135 , arXiv : astro-ph / 0403509 .
  16. ^ VN Gamezo, AM Khokhlov, ES Oran, AY Chtchelkanova, RO Rosenberg, Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and their Implications , în Știință , vol. 299, nr. 5603, 3 ianuarie 2003, pp. 77–81, DOI : 10.1126 / science.1078129 , PMID 12446871 . Adus la 28 noiembrie 2006 .
  17. ^ G. Gilmore, The Short Spectacular Life of a Superstar , în Știință , vol. 304, nr. 5697, 2004, pp. 1915–1916, DOI : 10.1126 / știință . 1100370 , PMID 15218132 . Adus 01.05.2007 .
  18. ^ B. Paczynski, Common Envelope Binaries , Structure and Evolution of Close Binary Systems , Cambridge, Anglia, Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 28 iulie-1 august 1975, pp. 75–80, Bibcode : http://adsabs.harvard.edu/abs/1976IAUS...73...75P .
  19. ^ KA Postnov, LR Yungelson, The Evolution of Compact Binary Star Systems , la relativity.livingreviews.org , Living Reviews in Relativity, 2006. Accesat la 8 ianuarie 2007 (arhivat din original la 26 septembrie 2007) .
  20. ^ Evoluția stelei secvenței principale + sistemelor binare pitice albe spre supernove de tip Ia , în Astronomie și astrofizică , vol. 362, 1999, pp. 1046-1064, arXiv : astro-ph / 0008444 .
  21. ^ N. Langer, S.-C. Yoon, S. Wellstein, S. Scheithauer, Despre evoluția binarelor care interacționează care conțin o pitică albă , The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings , San Francisco, California, BT Gänsicke, K. Beuermann, K. Rein , Societatea Astronomică din Pacific, 2002, p. 252.
  22. ^ Tipul Ia Supernova Progenitors , pe cosmos.swin.edu.au , Universitatea Swinburne. Adus 20.05.2007 .
  23. ^ Cea mai strălucită descoperire a supernovai sugerează coliziunea stelară , New Scientist, 3 ianuarie 2007. Accesat la 6 ianuarie 2007 (arhivat din original la 6 ianuarie 2007) .
  24. ^ a b Hideyuki Saio, Simon Jeffery, Simularea unei fuziuni pitice albe binare , su arm.ac.uk. Adus la 22 ianuarie 2009 .
  25. ^ The Weirdest Type Ia Supernova yet , Lawrence Berkeley National Laboratory, 20 septembrie 2006. Accesat la 2 noiembrie 2006 .
  26. ^ Bizarre Supernova Breaks All The Rules , New Scientist, 20 septembrie 2006. Adus la 8 ianuarie 2007 (arhivat din original la 9 mai 2007) .
  27. ^ FL Whipple, supernove și coliziuni stelare [ link rupt ] , în Proceedings of the National Academy of Sciences din Statele Unite ale Americii , vol. 25, nr. 3, 1939, pp. 118–125, DOI : 10.1073 / pnas.25.3.118 .
  28. ^ VC Rubin, WKJ Ford, A Thousand Blazing Suns: The Interior Life of Globular Clusters , în Mercur , vol. 28, 1999, p. 26. Accesat la 2 iunie 2006 .
  29. ^ J. Middleditch, A White Dwarf Merger Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Burst , in The Astrophysical Journal , vol. 601, n. 2, 2004, pp. L167 - L170, DOI : 10.1086 / 382074 , arXiv : astro-ph / 0311484 .
  30. ^ SD van Dyk, Asociația supernovelor cu regiuni recente de formare a stelelor în galaxiile de tip târziu , în Astronomical Journal , vol. 103, nr. 6, 1992, pp. 1788-1803, DOI : 10.1086 / 116195 .
  31. ^ T. Matheson, R. Kirshner, P. Challis și colab. , Spectroscopia optică a supernovelor de tip Ia , în Jurnalul Astronomic , vol. 135, nr. 4, 2008, pp. 1598–1615, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 135/4/1598 , arXiv : 0803.1705 .
  32. ^ LM Macri, KZ Stanek, D. Bersier, LJ Greenhill, MJ Reid, A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and its Implications for the Hubble Constant , în Astrophysical Journal , vol. 652, nr. 2, 2006, pp. 1133–1149, DOI : 10.1086 / 508530 , arXiv : astro-ph / 0608211 .
  33. ^ Saul Perlmutter , Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae , în Astrophysical Journal , vol. 517, nr. 2, 1999, pp. 565–86, DOI : 10.1086 / 307221 , arXiv : astro-ph / 9812133 .
  34. ^ AG Riess, Dovezi observaționale de la supernove pentru un Univers accelerat și o constantă cosmologică , în Astronomical Journal , vol. 116, nr. 3, 1998, pp. 1009–38, DOI : 10.1086 / 300499 , arXiv : astro-ph / 9805201 .
  35. ^ J. Sollerman, O surpriză cosmologică: universul accelerează , în Știri Europhysics , vol. 32, nr. 4, 2001, p. 121, DOI : 10.1051 / epn: 2001401 . Adus la 1 februarie 2007 .
  36. ^ Confirmarea expansiunii accelerate a Universului , Centre National de la Recherche Scientifique, 19 septembrie 2003. Accesat la 3 noiembrie 2006 .

Bibliografie

  • (EN) Martin Schwarzschild, Structura și evoluția stelelor, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • (EN) Pickover Cliff, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • (EN) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life-The Cosmic Connection, Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stele, galaxii și mistere cosmice , Trieste, Editorial Science, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , ediția a doua, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, ISBN 0-521-85714-7 .
  • (EN) Martin Mobberley, Supernovae and How to Observe Them, New York, Springer, 2007, 209 pagini, ISBN 0-387-35257-0 .

Elemente conexe

linkuri externe

Wikimedaglia
Acesta este un articol de calitate .
Acesta a fost recunoscut ca atare la 29 octombrie 2011 - accesați raportul .
Desigur, alte sugestii și modificări care îmbunătățesc și mai mult activitatea sunt binevenite.

Recomandări · Criterii de admitere · Voci de calitate în alte limbi