Сверхновая типа II - Type II supernova

Расширяющийся остаток SN 1987A , пекулярной сверхновой типа II в Большом Магеллановом Облаке . Изображение НАСА .

Тип II сверхновой (множественное число: сверхновые или сверхновые ) является результатом быстрого распада и насильственных взрыва массивной звезды . Звезда должна иметь, по крайней мере, в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз больше массы Солнца ( M ), чтобы претерпеть этот тип взрыва. Сверхновые типа II отличаются от других типов сверхновых наличием водорода в их спектрах . Они, как правило , наблюдается в спиральных рукавах в галактиках и в регионах H II , но не в эллиптических галактиках ; они обычно состоят из более старых маломассивных звезд, и лишь немногие из молодых очень массивных звезд необходимы, чтобы вызвать сверхновую.

Звезды генерируют энергию за счет ядерного синтеза элементов. В отличие от Солнца, массивные звезды обладают массой, необходимой для слияния элементов с атомной массой, большей, чем водород и гелий, хотя и при все более высоких температурах и давлениях , что, соответственно, приводит к сокращению продолжительности жизни звезд. Давление вырождения электронов и энергия , генерируемая эти реакции синтеза является достаточными , чтобы противостоять силе тяжести и предотвратить звезду от коллапса, поддержание звездного равновесия. Звезда сплавляет элементы все большей массы, начиная с водорода, а затем с гелием , продвигаясь вверх по периодической таблице, пока не образуется ядро ​​из железа и никеля . Сплав железа или никеля не дает полезного выхода энергии, поэтому дальнейшее плавление невозможно, в результате чего никель-железный сердечник остается инертным. Из-за нехватки энергии, создающей внешнее тепловое давление, ядро ​​сжимается под действием силы тяжести до тех пор, пока вес звезды не сможет поддерживаться в значительной степени давлением вырождения электронов.

Когда спрессованная масса инертного ядра превышает предел Чандрасекара, составляющий около 1,4  M , вырождения электронов уже недостаточно для противодействия гравитационному сжатию. Катастрофический взрыв ядра происходит в считанные секунды. Без поддержки теперь взорвавшегося внутреннего ядра внешнее ядро ​​схлопывается внутрь под действием силы тяжести и достигает скорости до 23% от скорости света, а внезапное сжатие увеличивает температуру внутреннего ядра до 100 миллиардов кельвинов . Нейтроны и нейтрино образуются в результате обратного бета-распада , высвобождая около 10 46  джоулей (100  противников ) за 10-секундный всплеск. Кроме того, коллапс внутреннего ядра останавливается вырождением нейтронов , в результате чего имплозия отскакивает и отскакивает наружу. Энергии этой расширяющейся ударной волны достаточно, чтобы разрушить вышележащий звездный материал и разогнать его до космической скорости, что приведет к взрыву сверхновой. Ударная волна и чрезвычайно высокая температура и давление быстро рассеиваются, но присутствуют достаточно долго, чтобы обеспечить короткий период, в течение которого происходит образование элементов тяжелее железа. В зависимости от начальной массы звезды остатки ядра образуют нейтронную звезду или черную дыру . Из-за лежащего в основе механизма образовавшаяся сверхновая также описывается как сверхновая с коллапсом ядра.

Существует несколько категорий взрывов сверхновых типа II, которые классифицируются на основе полученной кривой блеска - графика зависимости яркости от времени - после взрыва. Сверхновые типа II-L демонстрируют устойчивое ( линейное ) снижение кривой блеска после взрыва, тогда как сверхновые типа II-P демонстрируют период более медленного снижения (плато) в своей кривой блеска, за которым следует нормальное затухание. Сверхновые типа Ib и Ic - это тип сверхновой с коллапсом ядра для массивной звезды, которая сбросила внешнюю оболочку из водорода и (для типа Ic) гелия. В результате, кажется, что в них отсутствуют эти элементы.

Формирование

Луковичные слои массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса ядра. (Не в масштабе.)

Звезды, которые намного массивнее Солнца, эволюционируют сложным образом. В ядре звезды, водород будет слит в гелий , высвобождая тепловую энергию , которая нагревает ядро звезды и обеспечивает внешнее давление , что поддерживает слои звезды против распада - ситуация , известной как звездное или гидростатического равновесие . Там накапливается гелий, образующийся в активной зоне. Температура в активной зоне еще недостаточно высока, чтобы вызвать ее плавление. В конце концов, когда водород в ядре истощается, термоядерный синтез начинает замедляться, и гравитация заставляет ядро ​​сжиматься. Это сжатие поднимает температуру достаточно высоко, чтобы позволить более короткую фазу синтеза гелия, которая производит углерод и кислород и составляет менее 10% от общего времени жизни звезды.

В звездах с массой менее восьми солнечных масс углерод, образующийся при синтезе гелия, не сливается, и звезда постепенно остывает, превращаясь в белый карлик . Если они накапливают больше массы от другой звезды или другого источника, они могут стать сверхновыми типа Ia . Но гораздо более крупная звезда достаточно массивна, чтобы продолжать синтез после этой точки.

Ядра этих массивных звезд непосредственно создают температуру и давление, необходимые для того, чтобы углерод в ядре начал плавиться, когда звезда сжимается в конце стадии горения гелия. Ядро постепенно становится слоистым, как луковица, по мере того, как все более тяжелые атомные ядра накапливаются в центре, причем самый внешний слой газообразного водорода, окружающий слой водорода, сливающийся с гелием, окружает слой гелия, сливающегося с углеродом через тройную альфа-форму. процесс , окружающие слои, которые соединяются с постепенно более тяжелыми элементами. По мере развития звезды, эта массивная звезда претерпевает повторяющиеся стадии, на которых синтез в ядре прекращается, а ядро ​​коллапсирует до тех пор, пока давление и температура не станут достаточными, чтобы начать следующую стадию термоядерного синтеза, и снова воспламениться, чтобы остановить коллапс.

Стадии ядерного синтеза с сжиганием ядра для звезды массой 25 солнечных
Процесс Основное топливо Основные продукты 25  M звезда
Температура
( K )
Плотность
(г / см 3 )
Продолжительность
сжигание водорода водород гелий 7 × 10 7 10 10 7  лет
тройной альфа-процесс гелий углерод , кислород 2 × 10 8 2000 г. 10 6  лет
процесс сжигания углерода углерод Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 лет
процесс горения неона неон O , Mg 1,6 × 10 9 10 7 3 года
процесс сжигания кислорода кислород Si , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 года
процесс горения кремния кремний никель (распадается на железо ) 2,5 × 10 9 10 8 5 дней

Обрушение ядра

Фактором, ограничивающим этот процесс, является количество энергии, которое высвобождается в результате синтеза, которое зависит от энергии связи , удерживающей вместе эти атомные ядра. Каждый дополнительный шаг производит все более тяжелые ядра, которые при слиянии выделяют все меньше энергии. Кроме того, начиная с сжигания углерода , потери энергии из-за образования нейтрино становятся значительными, что приводит к более высокой скорости реакции, чем в противном случае. Это продолжается до тех пор, пока не будет произведен никель-56 , который радиоактивно распадается на кобальт-56, а затем на железо-56 в течение нескольких месяцев. Поскольку железо и никель имеют самую высокую энергию связи на нуклон из всех элементов, энергия не может быть произведена в ядре путем синтеза, и ядро ​​никель-железо растет. Это ядро ​​находится под огромным гравитационным давлением. Поскольку нет слитого дальнейшего повышение температуры звезды , чтобы поддержать его против распада, он поддерживается только вырождение давления из электронов . В этом состоянии вещество настолько плотно, что для дальнейшего уплотнения электроны должны занять те же энергетические состояния . Однако это запрещено для идентичных фермионных частиц, таких как электрон, - явление, называемое принципом исключения Паули .

Когда масса ядра превышает предел Чандрасекара, составляющий около 1,4  M , давление вырождения больше не может поддерживать его, и происходит катастрофический коллапс. Внешняя часть ядра развивает скорости до70 000  км / с (23% скорости света ), когда он коллапсирует к центру звезды. Быстро сжимающееся ядро ​​нагревается, производя гамма-лучи высокой энергии, которые разлагают ядра железа на ядра гелия и свободные нейтроны посредством фотораспада . По мере увеличения плотности ядра становится энергетически выгодным для электронов и протонов слиться посредством обратного бета-распада , производя нейтроны и элементарные частицы, называемые нейтрино . Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с нормальным веществом, они могут вырваться из ядра, унося энергию и еще больше ускоряя коллапс, который происходит за миллисекунды. Когда ядро ​​отделяется от внешних слоев звезды, некоторые из этих нейтрино поглощаются внешними слоями звезды, что приводит к взрыву сверхновой.

Для сверхновых типа II коллапс в конечном итоге останавливается из-за короткодействующих отталкивающих нейтрон-нейтронных взаимодействий, опосредованных сильным взаимодействием , а также давлением вырождения нейтронов с плотностью, сравнимой с плотностью атомного ядра. Когда коллапс прекращается, падающее вещество отскакивает, создавая ударную волну, которая распространяется наружу. Энергия этого удара диссоциирует тяжелые элементы в ядре. Это снижает энергию удара, которая может остановить взрыв во внешнем ядре.

Фаза коллапса ядра настолько плотная и энергичная, что только нейтрино могут уйти. Когда протоны и электроны объединяются, образуя нейтроны посредством захвата электронов , образуется электронное нейтрино. В типичной сверхновой типа II новообразованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов , что в 10 4 раза превышает температуру ядра Солнца. Большая часть этой тепловой энергии должна быть потеряна для образования стабильной нейтронной звезды, иначе нейтроны «выкипят». Это достигается дальнейшим выбросом нейтрино. Эти «тепловые» нейтрино образуются как пары нейтрино-антинейтрино всех вкусов и в несколько раз превышают количество нейтрино, захваченных электроном. Два механизма производства нейтрино преобразуют гравитационную потенциальную энергию коллапса в десятисекундную вспышку нейтрино, высвобождая около 10 46 джоулей (100  противников ).

Через процесс, который не совсем понятен, около 1%, или 10 44  джоулей (1 противник), высвободившейся энергии (в форме нейтрино ) реабсорбируется остановившимся ударом, вызывая взрыв сверхновой. Нейтрино, порожденные сверхновой, наблюдались в случае сверхновой 1987A , что привело астрофизиков к выводу, что картина коллапса ядра в основном верна. Приборы Kamiokande II и IMB на водной основе обнаружили антинейтрино теплового происхождения, а баксанский прибор на основе галлия- 71 обнаружил нейтрино ( лептонное число = 1) либо теплового, либо электронного захвата.

Внутри массивной, эволюционировавшей звезды (а) многослойные луковичные оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя никелево-железное ядро ​​(b), которое достигает массы Чандрасекара и начинает разрушаться. Внутренняя часть активной зоны сжимается до нейтронов (c), в результате чего падающий материал отскакивает (d) и формирует распространяющийся наружу фронт ударной волны (красный). Шок начинает срываться (e), но он снова активизируется взаимодействием нейтрино. Окружающий материал взрывается (f), остается только дегенеративный остаток.

Когда звезда-прародитель ниже примерно 20  M - в зависимости от силы взрыва и количества материала, который падает обратно - вырожденный остаток коллапса ядра является нейтронной звездой . Выше этой массы остаток схлопывается, образуя черную дыру . Теоретическая предельная масса для этого типа основного сценария коллапса около 40-50  M . Считается, что выше этой массы звезда коллапсирует непосредственно в черную дыру, не образуя взрыва сверхновой, хотя неопределенности в моделях коллапса сверхновой делают расчет этих пределов неопределенным.

Теоретические модели

Стандартная модель в физике элементарных частиц является теорией , которая описывает три из четырех известных фундаментальных взаимодействий между элементарными частицами , которые составляют все вещества . Эта теория позволяет делать прогнозы о том, как частицы будут взаимодействовать во многих условиях. Энергия, приходящаяся на одну частицу в сверхновой, обычно составляет 1–150 пикоджоулей (от десятков до сотен МэВ ). Энергия сверхновой, приходящаяся на одну частицу, достаточно мала, поэтому предсказания, полученные на основе Стандартной модели физики элементарных частиц, скорее всего, в основном верны. Но высокая плотность может потребовать внесения поправок в Стандартную модель. В частности, земные ускорители частиц могут производить взаимодействия частиц с гораздо большей энергией, чем в сверхновых, но в этих экспериментах участвуют отдельные частицы, взаимодействующие с отдельными частицами, и вполне вероятно, что высокая плотность внутри сверхновой вызовет новые эффекты. . Взаимодействие между нейтрино и другими частицами сверхновой происходит с помощью слабого ядерного взаимодействия , которое, как полагают, хорошо изучено. Однако взаимодействия между протонами и нейтронами связаны с сильным ядерным взаимодействием , которое гораздо менее изучено.

Основная нерешенная проблема сверхновых типа II заключается в том, что непонятно, как нейтрино передают свою энергию остальной части звезды, создавая ударную волну, которая заставляет звезду взорваться. Из приведенного выше обсуждения, только один процент энергии должен быть передан, чтобы произвести взрыв, но объяснить, как происходит этот один процент передачи, оказалось чрезвычайно сложно, даже несмотря на то, что взаимодействие частиц, как полагают, хорошо изучено. В 1990-х годах одна из моделей для этого предполагала конвективный переворот , который предполагал, что конвекция, исходящая либо от нейтрино снизу, либо от падающего вещества сверху, завершает процесс разрушения звезды-прародителя. Более тяжелые элементы, чем железо, образуются во время этого взрыва в результате захвата нейтронов и давления нейтрино, вдавливающихся в границу «нейтриносферы», заполняя окружающее пространство облаком газа и пыли, которое богаче тяжелыми элементами, чем материал. из которого изначально образовалась звезда.

Физика нейтрино , которая моделируется Стандартной моделью , имеет решающее значение для понимания этого процесса. Другой важной областью исследований является гидродинамика плазмы, из которой состоит умирающая звезда; то, как она ведет себя во время схлопывания активной зоны, определяет, когда и как формируется ударная волна, а также когда и как она останавливается и возобновляется.

Фактически, некоторые теоретические модели включают гидродинамическую нестабильность в остановившемся толчке, известную как «неустойчивость стоячей аккреционной ударной волны» (SASI). Эта нестабильность возникает как следствие несферических возмущений, вызывающих колебания застрявшего скачка уплотнения, тем самым деформируя его. SASI часто используется в тандеме с теориями нейтрино в компьютерном моделировании для возобновления энергии остановившейся ударной волны.

Компьютерные модели оказались очень успешными в вычислении поведения сверхновых типа II при образовании ударной волны. Игнорируя первую секунду взрыва и предполагая, что взрыв начался, астрофизики смогли сделать подробные прогнозы об элементах, произведенных сверхновой, и ожидаемой кривой блеска от сверхновой.

Кривые блеска сверхновых типов II-L и II-P

Этот график зависимости светимости от времени показывает характерные формы кривых блеска сверхновых типов II-L и II-P.

Когда исследуется спектр сверхновой типа II, он обычно показывает линии поглощения Бальмера - уменьшенный поток на характерных частотах, на которых атомы водорода поглощают энергию. Наличие этих линий используется , чтобы отличить эту категорию сверхновой от сверхновой I типа .

Когда яркость сверхновой звезды типа II наносится на график за период времени, она показывает характерный подъем до пика яркости, за которым следует спад. Эти кривые блеска имеют среднюю скорость затухания 0,008  звездной величины в сутки; намного ниже, чем скорость распада сверхновых типа Ia. Тип II подразделяется на два класса в зависимости от формы кривой блеска. Кривая блеска сверхновой типа II-L показывает устойчивое ( линейное ) снижение после пика яркости. Напротив, кривая блеска сверхновой типа II-P имеет характерный плоский участок (называемый плато ) во время спада; представляющий период, когда яркость затухает медленнее. Скорость затухания чистой светимости ниже - 0,0075 звездной величины в день для Типа II-P по сравнению с 0,012 звездной величины в день для Типа II-L.

Считается, что различие в форме кривых блеска в случае сверхновых типа II-L вызвано выбросом большей части водородной оболочки звезды-прародителя. Фаза плато в сверхновых типа II-P связана с изменением непрозрачности внешнего слоя. Ударная волна ионизирует водород во внешней оболочке, отделяя электрон от атома водорода, что приводит к значительному увеличению непрозрачности . Это предотвращает утечку фотонов из внутренних частей взрыва. Когда водород достаточно охлаждается для рекомбинации, внешний слой становится прозрачным.

Сверхновые типа IIn

«N» обозначает узкую, что указывает на присутствие в спектрах линий излучения водорода с узкой или средней шириной. В случае средней ширины выбросы от взрыва могут сильно взаимодействовать с газом вокруг звезды - околозвездной средой. Предполагаемая околозвездная плотность, необходимая для объяснения наблюдательных свойств, намного выше, чем ожидалось из стандартной теории звездной эволюции. Принято считать, что высокая околозвездная плотность обусловлена ​​высокой скоростью потери массы прародителями типа IIn. Расчетные темпы потери массы обычно выше, чем10 -3  М в год. Есть признаки того, что они возникают как звезды, похожие на светящиеся синие переменные, с большими потерями массы перед взрывом. SN 1998S и SN 2005gl являются примерами сверхновых типа IIn; Еще одним примером может быть сверхновая сверхновая SN 2006gy .

Сверхновые типа IIb

Сверхновая типа IIb имеет слабую линию водорода в начальном спектре, поэтому она классифицируется как тип II. Однако позже излучение H становится необнаружимым, и на кривой блеска также появляется второй пик, спектр которого больше напоминает сверхновую типа Ib . Прародителем могла быть массивная звезда, которая удалила большую часть своих внешних слоев, или та, которая потеряла большую часть своей водородной оболочки из-за взаимодействий с компаньоном в двойной системе, оставив после себя ядро, которое почти полностью состояло из гелия. По мере того как выбросы типа IIb расширяются, водородный слой быстро становится более прозрачным и обнажает более глубокие слои. Классическим примером сверхновой типа IIb является SN 1993J , а другой пример Кассиопея А . Класс IIb был впервые представлен (как теоретическая концепция) Woosley et al. в 1987 году, и вскоре этот класс был применен к SN 1987K и SN 1993J .

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки