WikiDer > Сверхновая звезда

SN 1994D (яркое пятно слева внизу), Сверхновая типа Ia внутри своей галактики, NGC 4526

А сверхновая звезда (/ˌsuпərˈпoʊvə/ множественное число: сверхновые /ˌsuпərˈпoʊvя/ или же сверхновые, сокращения: SN и SNe) - мощная и яркая звездная взрыв. Этот кратковременное астрономическое событие происходит во время последнего этапы эволюции из массивная звезда или когда белый Гном запускается в бегство термоядерная реакция. Исходный объект, названный прародитель, либо сворачивается в нейтронная звезда или же черная дыра, либо полностью разрушен. Пик оптический яркость сверхновой можно сравнить с целым галактика до исчезновения в течение нескольких недель или месяцев.

Сверхновые более энергичны, чем новые. В латинский, новая звезда означает «новая», астрономически относясь к тому, что кажется временной новой яркой звездой. Добавление приставки «супер-» отличает сверхновые от обычных новых, которые имеют гораздо меньшую яркость. Слово сверхновая звезда был придуман Вальтер Бааде и Фриц Цвикки в 1929.

Самая последняя непосредственно наблюдаемая сверхновая в Млечный Путь был Сверхновая Кеплера в 1604 г., но остатки были обнаружены более свежие сверхновые. Наблюдения за сверхновыми в других галактиках позволяют предположить, что они встречаются в Млечном Пути в среднем примерно три раза в столетие. Эти сверхновые почти наверняка можно будет наблюдать с помощью современных астрономических телескопов. Самая последняя сверхновая, наблюдаемая невооруженным глазом, была SN 1987A, взрыв голубая сверхгигантская звезда в Большое Магелланово Облако, спутник Млечного Пути.

Теоретические исследования показывают, что большинство сверхновых запускается одним из двух основных механизмов: внезапным повторным зажиганием термоядерная реакция в вырожденная звезда например, белый карлик или внезапный гравитационный коллапс массивной звезды основной. В первом классе событий температура объекта повышается достаточно, чтобы вызвать убегай ядерный синтез, полностью разрушивший звезду. Возможные причины - скопление материала из двоичный компаньон через нарастание, или звездное слияние. В случае массивной звезды ядро массивная звезда может внезапно обрушиться, выпуская гравитационно потенциальная энергия как сверхновая. Хотя некоторые наблюдаемые сверхновые являются более сложными, чем эти две упрощенные теории, астрофизическая механика была установлена ​​и принята большинством астрономов в течение некоторого времени.^{[нечеткий]}

Сверхновые могут изгнать несколько солнечные массы материала со скоростью до нескольких процентов скорость света. Это приводит к расширению ударная волна в окружающее межзвездная среда, сметая расширяющуюся оболочку из газа и пыли, наблюдаемую как остаток сверхновой. Сверхновые - главный источник элементы в межзвездной среде из кислород к рубидий. Расширяющиеся ударные волны сверхновых могут вызвать образование новых звезд. Остатки сверхновой могут быть основным источником космические лучи. Сверхновые могут производить гравитационные волны, хотя до сих пор гравитационные волны были обнаружены только от слияния черных дыр и нейтронных звезд.

История наблюдений

В Крабовидная туманность это пульсарная туманность ветра связанный с 1054 сверхновая

Выделенные отрывки относятся к китайскому наблюдению SN 1054.

По сравнению со всей историей звезды, сверхновая может появиться очень недолго, возможно, за несколько месяцев, так что шансы увидеть ее невооруженным глазом составляют примерно один раз в жизни. Лишь малая часть из 100 миллиардов звезд в типичном галактика обладают способностью стать сверхновой, ограничиваясь либо имеющими большую массу, либо чрезвычайно редкими видами двойные звезды содержащий белые карлики.^[1]

Самая ранняя из возможных сверхновых, известная как HB9, могла быть просмотрена и записана неизвестными Индийский наблюдатели в 4500±1000 до н.э.^[2] Потом, SN 185 был просмотрен Китайские астрономы в 185 г. н.э. Самая яркая зарегистрированная сверхновая была SN 1006, который произошел в 1006 году нашей эры в созвездии Волчанка, и был описан наблюдателями в Китае, Японии, Ираке, Египте и Европе.^[3][4][5] Широко наблюдаемая сверхновая SN 1054 произвел Крабовидная туманность. Сверхновые SN 1572 и SN 1604, последнее, что наблюдалось невооруженным глазом в галактике Млечный Путь, оказало заметное влияние на развитие астрономии в Европе, потому что они использовались для аргументации против Аристотелевский идея, что Вселенная за пределами Луны и планет статична и неизменна.^[6] Иоганн Кеплер начал наблюдать SN 1604 на пике 17 октября 1604 года и продолжал делать оценки его яркости, пока год спустя не исчез из поля зрения невооруженного глаза.^[7] Это была вторая сверхновая, наблюдаемая в поколении (после SN 1572, которую Тихо Браге в Кассиопее).^[8]

Есть некоторые свидетельства того, что самая молодая галактическая сверхновая, G1.9 + 0.3, произошедшие в конце 19 века, значительно позже, чем Кассиопея А примерно с 1680 г.^[9] В то время ни одна из сверхновых не была замечена. В случае G1.9 + 0.3 сильное поглощение вдоль плоскости галактики могло бы затемнить событие настолько, чтобы оно осталось незамеченным. Ситуация с Кассиопеей А менее ясна. Инфракрасный легкое эхо были обнаружены, показывая, что это была сверхновая звезда типа IIb и не находилась в области особенно высоких вымирание.^[10]

Наблюдение и открытие внегалактических сверхновых стало теперь гораздо более распространенным явлением. Первое такое наблюдение было SN 1885A в Галактика Андромеды. Сегодня астрономы-любители и профессиональные астрономы находят несколько сотен каждый год, некоторые из которых находятся на максимальной яркости, другие - на старых астрономических фотографиях или пластинах. Американские астрономы Рудольф Минковски и Фриц Цвикки разработал современную схему классификации сверхновых, начиная с 1941 года.^[11] В 1960-х годах астрономы обнаружили, что максимальную интенсивность сверхновых можно использовать в качестве стандартные свечи, отсюда и показатели астрономических расстояний.^[12] Некоторые из самых далеких сверхновых, наблюдавшихся в 2003 году, казались более тусклыми, чем ожидалось. Это подтверждает мнение о том, что расширение Вселенная ускоряется.^[13] Были разработаны методы реконструкции сверхновых, которые не наблюдались в письменной форме. Дата проведения Кассиопея А событие сверхновой было определено из легкое эхо выключенный туманности,^[14] а возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 было оценено по измерениям температуры^[15] и гамма-луч выбросы от радиоактивного распада титан-44.^[16]

SN Antikythera в скоплении галактик RXC J0949.8 + 1707. SN Eleanor и SN Alexander наблюдались в одной галактике в 2011 году.^[17]

Самая яркая сверхновая из когда-либо зарегистрированных - это АСАССН-15лх. Впервые он был обнаружен в июне 2015 года и достиг 570 миллиардов.L_☉, что вдвое больше болометрическая светимость любой другой известной сверхновой.^[18] Однако природа этой сверхновой продолжает обсуждаться, и было предложено несколько альтернативных объяснений, например приливное разрушение звезды черной дырой.^[19]

Среди наиболее ранних обнаруженных с момента взрыва и для которых были получены самые ранние спектры (начиная через 6 часов после фактического взрыва) является тип II. SN 2013fs (iPTF13dqy), который был зарегистрирован через 3 часа после вспышки сверхновой 6 октября 2013 г. Промежуточный Palomar Transient Factory (iPTF). Звезда находится в спиральная галактика названный NGC 7610Находится на расстоянии 160 миллионов световых лет от нас в созвездии Пегаса.^[20][21]

20 сентября 2016 года астроном-любитель Виктор Бузо из Росарио, Аргентина проверял свой телескоп.^[22][23] При съемке нескольких фотографий галактики NGC 613Бусо случайно наткнулся на сверхновую, которая только что стала видимой на Земле. Изучив изображения, он связался с Институтом астрофизики Ла-Платы. «Это был первый раз, когда кто-либо когда-либо запечатлел начальные моменты« прорыва ударной волны »от оптической сверхновой звезды, не связанной с гамма- или рентгеновской вспышкой».^[22] По словам астронома Мелины Берстен из Института астрофизики, шансы запечатлеть такое событие составляли от одного к десяти миллионам до одного на сто миллионов. солнце.^[22] Астроном Алексей Филиппенко, от Калифорнийский университет, отметил, что профессиональные астрономы давно искали такое событие. Он заявил: «Наблюдения за звездами в первые моменты их взрыва дают информацию, которую нельзя напрямую получить никаким другим способом».^[22]

Открытие

Остаток сверхновой SNR E0519-69.0 в Большое Магелланово Облако

Ранняя работа над тем, что изначально считалось просто новой категорией новые исполнялась в 1920-е гг. Их по-разному называли «Новыми высшего класса», «Хауптновыми» или «гигантскими новыми».^[24] Считается, что название «сверхновые» было придумано Вальтер Бааде и Фриц Цвикки в лекциях в Калтех в 1931 году. Оно использовалось как «супер-Новаэ» в журнальной статье, опубликованной Кнут Лундмарк в 1933 г.,^[25] и в статье Бааде и Цвикки 1934 года.^[26] К 1938 году дефис был утерян и использовалось современное название.^[27] Поскольку сверхновые - относительно редкие события в галактике, происходящие в Млечном Пути примерно три раза в столетие,^[28] Получение хорошей выборки сверхновых для изучения требует регулярного наблюдения за многими галактиками.

Сверхновые в других галактиках невозможно предсказать с какой-либо значительной точностью. Обычно, когда они обнаруживаются, они уже выполняются.^[29] Чтобы использовать сверхновые как стандартные свечи для измерения расстояния требуется наблюдение за их максимальной яркостью. Поэтому важно обнаружить их задолго до того, как они достигнут максимума. Астрономы-любители, которых намного больше, чем профессиональных астрономов, сыграли важную роль в обнаружении сверхновых, обычно рассматривая некоторые из ближайших галактик через оптический телескоп и сравнивая их с более ранними фотографиями.^[30]

К концу 20 века астрономы все чаще обращались к телескопам с компьютерным управлением и ПЗС-матрицы для охоты на сверхновые. Хотя такие системы популярны среди любителей, существуют и профессиональные установки, такие как Автоматический телескоп Кацмана.^[31] В Система раннего предупреждения о сверхновых (SNEWS) использует сеть детекторы нейтрино чтобы дать раннее предупреждение о сверхновой в галактике Млечный Путь.^[32][33] Нейтрино находятся частицы которые в больших количествах производятся сверхновой, и они не поглощаются в значительной степени межзвездным газом и пылью галактического диска.^[34]

"Звезда собирается взорваться", туманность SBW1 окружает массивный синий сверхгигант в Туманность Киля.

Поисковые запросы Supernova делятся на два класса: те, которые сосредоточены на относительно близких событиях, и те, которые смотрят дальше. Из-за расширение вселенной, расстояние до удаленного объекта с известным спектр излучения можно оценить, измерив ее Доплеровский сдвиг (или же красное смещение); в среднем более далекие объекты удаляются с большей скоростью, чем ближайшие, и поэтому имеют большее красное смещение. Таким образом, поиск делится на высокое красное смещение и низкое красное смещение, при этом граница находится в диапазоне красного смещения z=0.1–0.3^[35]-куда z - безразмерная мера сдвига частоты спектра.

Поиски сверхновых с большим красным смещением обычно включают наблюдение кривых блеска сверхновых. Они полезны для стандартных или калиброванных свечей для генерации Диаграммы Хаббла и делать космологические предсказания. Спектроскопия сверхновых, используемая для изучения физики и окружающей среды сверхновых, более практична при низком, чем при большом красном смещении.^[36][37] Наблюдения за малым красным смещением также фиксируют конец диапазона малых расстояний. Кривая Хаббла, который представляет собой график зависимости расстояния от красного смещения для видимых галактик.^[38][39]

Соглашение об именовании

Многоволновой рентгеновский снимок, инфракрасный, и оптический компиляция изображения Кеплера остаток сверхновой, SN 1604

Об открытиях сверхновых сообщается Международный астрономический союзс Центральное бюро астрономических телеграмм, который рассылает циркуляр с именем, которое он присваивает этой сверхновой. Название образовано от префикса SN, за которым следует год открытия с суффиксом с одно- или двухбуквенным обозначением. Первые 26 сверхновых в году обозначаются заглавной буквой от А к Z. Далее используются пары строчных букв: аа, ab, и так далее. Отсюда, например, SN 2003C обозначает третью сверхновую, зарегистрированную в 2003 году.^[40] Последняя сверхновая 2005 года, SN 2005nc, была 367-й (14 × 26 + 3 = 367). Суффикс «nc» действует как биективное основание-26 кодирование, с а = 1, б = 2, c = 3, ... z = 26. С 2000 года профессиональные астрономы и астрономы-любители обнаруживают несколько сотен сверхновых каждый год (572 в 2007 году, 261 в 2008 году, 390 в 2009 году; 231 в 2013 году).^[41][42]

Исторические сверхновые звезды известны просто по году их возникновения: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (называется Тихо Нова) и SN 1604 (Звезда Кеплера). С 1885 года использовались дополнительные буквенные обозначения, даже если в этом году была открыта только одна сверхновая (например, SN 1885A, SN 1907Aи т. д.) - последнее случилось с SN 1947A. SNдля SuperNova - стандартный префикс. До 1987 года двухбуквенные обозначения использовались редко; Однако с 1988 года они необходимы каждый год. С 2016 года рост числа открытий регулярно приводит к дополнительному использованию трехзначных обозначений.^[43]

Классификация

Впечатление художника от сверхновой 1993J.^[44]

Астрономы классифицируют сверхновые в соответствии с их кривые блеска и линии поглощения разных химические элементы которые появляются в их спектры. Если в спектре сверхновой есть линии водород (известный как Серия Бальмера в визуальной части спектра) классифицируется Тип II; в противном случае это Тип I. В каждом из этих двух типов есть подразделения в зависимости от наличия линий от других элементов или формы кривая блеска (график сверхновой кажущаяся величина как функция времени).^[45][46]

Тип I

Сверхновые типа I подразделяются на основе их спектров, при этом сверхновые типа Ia демонстрируют сильную ионизированный кремний линия поглощения. Сверхновые типа I без этой сильной линии классифицируются как Тип Ib и Ic, при этом Тип Ib показывает сильные линии нейтрального гелия, а Тип Ic не имеет их. Все кривые блеска похожи, хотя тип Ia обычно ярче при максимальной яркости, но кривая блеска не важна для классификации сверхновых типа I.

Небольшое количество сверхновых типа Ia демонстрирует необычные особенности, такие как нестандартная светимость или расширенные кривые блеска, и их обычно классифицируют, ссылаясь на самый ранний пример, показывающий аналогичные особенности. Например, субсветовой SN 2008ha часто упоминается как SN 2002cx-вроде или класс Ia-2002cx.

Небольшая часть сверхновых типа Ic показывает сильно уширенные и смешанные эмиссионные линии, которые, как считается, указывают на очень высокие скорости расширения выброса. Их классифицируют как Ic-BL или Ic-bl.^[48]

Тип II

Кривые блеска используются для классификации сверхновых типов II-P и II-L.

Сверхновые типа II также можно подразделить на основе их спектров. В то время как большинство сверхновых типа II имеют очень широкий эмиссионные линии которые указывают скорости расширения многих тысяч километров в секунду, некоторые, например SN 2005gl, имеют относительно узкие детали в своем спектре. Они называются типом IIn, где «n» означает «узкий».

Несколько сверхновых, таких как SN 1987K^[49] и SN 1993J, по-видимому, меняют тип: вначале они показывают линии водорода, но в течение периода от недель до месяцев становятся преобладающими линиями гелия. Период, термин «Тип IIb» используется для описания комбинации функций, обычно связанных с типами II и Ib.^[46]

Сверхновые типа II с нормальным спектром, в котором преобладают широкие линии водорода, которые остаются на протяжении всего периода спада, классифицируются на основе их кривых блеска. Наиболее распространенный тип показывает отчетливое «плато» на кривой блеска вскоре после пика яркости, где визуальная светимость остается относительно постоянной в течение нескольких месяцев, прежде чем возобновится снижение. Они называются типом II-P в связи с плато. Реже встречаются сверхновые типа II-L, у которых отсутствует четкое плато. "L" означает "линейный", хотя кривая блеска на самом деле не прямая линия.

Сверхновые, которые не попадают в нормальную классификацию, обозначаются как особые или «пек».^[46]

Типы III, IV и V

Фриц Цвикки определили дополнительные типы сверхновых на основе очень немногих примеров, которые не полностью соответствовали параметрам сверхновых типа I или типа II. SN 1961i в NGC 4303 был прототипом и единственным представителем класса сверхновых типа III, отмеченным широким максимумом кривой блеска и широкими водородными бальмеровскими линиями, которые медленно развивались в спектре. SN 1961f в NGC 3003 был прототипом и единственным представителем класса IV, с кривой блеска, подобной сверхновой типа II-P, с линии поглощения водорода но слабый линии выброса водорода. Класс Type V был придуман для СН 1961В в NGC 1058, необычная слабая сверхновая звезда или самозванец сверхновой с медленным нарастанием яркости, максимумом, длившимся много месяцев, и необычным спектром излучения. Сходство СН 1961В с Eta Carinae Была отмечена Великая Вспышка.^[50] Сверхновые в M101 (1909) и M83 (1923 и 1957) также были предложены как возможные сверхновые типа IV или V.^[51]

Все эти типы теперь будут рассматриваться как своеобразные сверхновые типа II (IIpec), примеры которых были обнаружены, хотя до сих пор ведутся споры о том, была ли SN 1961V настоящей сверхновой после взрыва. LBV вспышка или самозванец.^[47]

Текущие модели

Последовательность показывает быстрое повышение яркости и более медленное затухание сверхновой в галактике. NGC 1365 (яркая точка рядом с центром Галактики и немного выше него).^[52]

Коды типов сверхновых, как описано выше, являются таксономический: номер типа описывает свет, наблюдаемый от сверхновой, не обязательно его причину. Например, сверхновые типа Ia образуются в результате неконтролируемого синтеза, воспламеняемого при вырождении. белый Гном прародители, в то время как спектрально подобные Type Ib / c производятся из массивных предков Вольфа-Райе путем коллапса ядра. Следующее суммирует то, что в настоящее время считается наиболее правдоподобным объяснением сверхновых.

Тепловой разгон

Образование сверхновой типа Ia.

Белый карлик может накапливать достаточно материала из звездный товарищ чтобы поднять внутреннюю температуру достаточно, чтобы зажигать углеродный синтез, в этот момент он подвергается убегай ядерный синтез, полностью разрушив его. Есть три пути, по которым эта детонация может произойти: нарастание материала от компаньона, столкновения двух белых карликов или аккреции, которая вызывает воспламенение в оболочке, которая затем воспламеняет ядро. Доминирующий механизм образования сверхновых типа Ia остается неясным.^[53] Несмотря на эту неопределенность в том, как образуются сверхновые типа Ia, сверхновые типа Ia обладают очень однородными свойствами и являются полезными стандартными свечами на межгалактических расстояниях. Некоторые калибровки требуются для компенсации постепенного изменения свойств или различных частот сверхновых с аномальной светимостью при большом красном смещении, а также для небольших изменений яркости, определяемых по форме кривой блеска или спектру.^[54][55]

Нормальный тип Ia

Есть несколько способов, с помощью которых могут образоваться сверхновые этого типа, но они имеют общий основной механизм. Если углерод-кислород белый Гном накопилось достаточно материи, чтобы достичь Предел Чандрасекара около 1,44 солнечные массы (M_☉)^[56] (для невращающейся звезды), она больше не сможет поддерживать большую часть своей массы через давление электронного вырождения^[57][58] и начал бы рушиться. Однако в настоящее время считается, что этот предел обычно не достигается; повышение температуры и плотности внутри ядра зажигать углеродный синтез когда звезда приближается к пределу (с точностью около 1%^[59]) до начала коллапса.^[56] Для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик обычно образует нейтронная звезда. В этом случае только часть массы звезды будет выброшена во время коллапса.^[58]

В течение нескольких секунд значительная часть вещества в белом карлике подвергается ядерному синтезу, выделяя достаточно энергии (1–2×10⁴⁴ J)^[60] к развязать звезда в сверхновой.^[61] Внешне расширяющийся ударная волна генерируется, причем материя достигает скоростей порядка 5,000–20,000 км / с, или примерно 3% скорости света. Также значительно увеличивается светимость, достигающая абсолютная величина −19,3 (или в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими изменениями.^[62]

Модель образования этой категории сверхновых является близкой двойная звезда система. Большая из двух звезд будет первой. эволюционировать с главная последовательность, и он расширяется, образуя красный гигант. Две звезды теперь имеют общую оболочку, что приводит к сокращению их общей орбиты. Затем гигантская звезда теряет большую часть своей оболочки, теряя массу до тех пор, пока не перестанет существовать. термоядерная реакция. В этот момент он становится белым карликом, состоящим в основном из углерода и кислорода.^[63] В конце концов, вторичная звезда также эволюционирует от главной последовательности, чтобы сформировать красный гигант. Материя от гиганта накапливается белым карликом, в результате чего его масса увеличивается. Несмотря на широкое признание базовой модели, точные детали инициирования и тяжелых элементов, образовавшихся в результате катастрофы, до сих пор не ясны.

Сверхновые типа Ia следуют характеристике кривая блеска- график зависимости светимости от времени - после события. Эта светимость создается радиоактивный распад из никель-56 через кобальтОт -56 до утюг-56.^[62] Пиковая светимость кривой блеска чрезвычайно стабильна для обычных сверхновых типа Ia, имея максимум абсолютная величина около -19,3. Это связано с тем, что сверхновые типа 1a возникают из одного и того же типа звезды-прародителя путем постепенного набора массы и взрываются, когда приобретают постоянную типичную массу, что приводит к очень похожим условиям и поведению сверхновой. Это позволяет использовать их в качестве вторичных^[64] стандартная свеча для измерения расстояния до родительских галактик.^[65]

Нестандартный тип Ia

Другая модель образования сверхновых типа Ia включает слияние двух белых карликов, общая масса которых на мгновение превышает Предел Чандрасекара.^[66] В этом типе событий есть много вариантов,^[67] и, во многих случаях, сверхновые могут вообще не существовать, и в этом случае они будут иметь более широкую и менее яркую кривую блеска, чем более нормальные сверхновые типа Ia.

Аномально яркие сверхновые типа Ia возникают, когда белый карлик уже имеет массу выше предела Чандрасекара,^[68] возможно усилен асимметрией,^[69] но выброшенный материал будет иметь меньшую, чем нормальную кинетическую энергию.

Не существует формальной подклассификации нестандартных сверхновых типа Ia. Было предложено классифицировать группу субсветовых сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, как Тип Iax.^[70][71] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика и может оставить после себя зомби звезда.^[72]

Один конкретный тип нестандартной сверхновой типа Ia образует водород, а другой - эмиссионные линии и создает видимость смеси между нормальной сверхновой типа Ia и сверхновой типа IIn. Примеры SN 2002ic и SN 2005gj. Эти сверхновые были названы Тип Ia / IIn, Тип Ян, Тип IIa и Тип IIan.^[73]

Обрушение ядра

Типы сверхновых по начальной массе-металличности

Слои массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса ядра (не в масштабе)

Очень массивные звезды могут испытывать коллапс ядра, когда ядерный синтез становится неспособным выдержать ядро ​​против его собственной гравитации; превышение этого порога является причиной всех типов сверхновых, кроме типа Ia. Коллапс может вызвать резкое изгнание внешних слоев звезды, что приведет к возникновению сверхновой, или высвобождение гравитационной потенциальной энергии может оказаться недостаточным, и звезда может схлопнуться в черная дыра или же нейтронная звезда с небольшой излучаемой энергией.

Коллапс сердечника может быть вызван несколькими различными механизмами: захват электронов; превышение Предел Чандрасекара; парная нестабильность; или же фотодезинтеграция.^[74][75] Когда у массивной звезды образуется железное ядро, превышающее массу Чандрасекара, она больше не сможет поддерживать себя за счет давление электронного вырождения и коллапсирует дальше в нейтронную звезду или черную дыру. Захват электронов магнием в выродиться Основные причины O / Ne / Mg гравитационный коллапс с последующим взрывным синтезом кислорода с очень похожими результатами. Образование электронно-позитронных пар в большом ядре после горения гелия устраняет термодинамическую поддержку и вызывает начальный коллапс с последующим неуправляемым синтезом, что приводит к возникновению сверхновой с нестабильностью пары. Достаточно большой и горячий звездное ядро может генерировать гамма-лучи, достаточно мощные, чтобы напрямую инициировать фотораспад, что приведет к полному разрушению ядра.

В таблице ниже перечислены известные причины коллапса ядра массивных звезд, типы звезд, в которых они возникают, связанный с ними тип сверхновой и образовавшийся остаток. В металличность - доля элементов, отличных от водорода или гелия, по сравнению с Солнцем.Начальная масса - это масса звезды до вспышки сверхновой, кратная массе Солнца, хотя масса во время сверхновой может быть намного меньше.

Сверхновые типа IIn в таблице не указаны. Они могут быть вызваны различными типами коллапса ядра в разных звездах-прародителях, возможно, даже в результате воспламенения белых карликов типа Ia, хотя кажется, что большинство из них будет вызвано коллапсом железного ядра в светлом сверхгиганты или же гипергиганты (включая LBV). Узкие спектральные линии, в честь которых они названы, возникают из-за того, что сверхновая расширяется в небольшое плотное облако околозвездного вещества.^[76] Похоже, что значительная часть предполагаемых сверхновых типа IIn является самозванцы сверхновых, массивные извержения LBV-подобные звезды, похожие на Великое извержение Eta Carinae. В этих случаях материал, ранее выброшенный из звезды, создает узкие линии поглощения и вызывает ударную волну за счет взаимодействия с недавно выброшенным материалом.^[77]

Остатки одиночных массивных звезд

Внутри массивной, эволюционировавшей звезды (а) многослойные луковичные оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя 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 ударный фронт (красный). Шок начинает срываться (e), но он снова активизируется процессом, который может включать взаимодействие нейтрино. Окружающий материал взрывается (f), оставляя только дегенеративный остаток.

Когда ядро ​​звезды больше не поддерживается против гравитации, оно схлопывается само по себе со скоростью, достигающей 70000 км / с (0,23c),^[78] что приводит к быстрому увеличению температуры и плотности. Дальнейшие действия зависят от массы и структуры коллапсирующего ядра, при этом вырожденные ядра с малой массой образуют нейтронные звезды, вырожденные ядра с большей массой в основном полностью схлопываются до черных дыр, а невырожденные ядра претерпевают неуправляемый синтез.

Начальный коллапс вырожденных ядер ускоряется бета-распад, фотодезинтеграция и захват электронов, что вызывает всплеск электронные нейтрино. По мере увеличения плотности испускание нейтрино прекращается, поскольку они оказываются захваченными в активной зоне. Внутреннее ядро ​​в конечном итоге обычно достигает 30км диаметр^[79] и плотность сопоставима с плотностью атомное ядро, и нейтрон давление вырождения пытается остановить крах. Если масса ядра больше примерно 15M_☉ тогда нейтронного вырождения недостаточно, чтобы остановить коллапс, и сразу образуется черная дыра без сверхновой.

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и новообразованное ядро ​​нейтронов имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвин, В 6000 раз выше температуры ядра Солнца.^[80] При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматы эффективно формируются тепловое излучение. Этих тепловых нейтрино в несколько раз больше, чем нейтрино с захватом электрона.^[81] Около 10⁴⁶ джоулей, примерно 10% массы покоя звезды, преобразуется в десятисекундную вспышку нейтрино, которая является основным результатом этого события.^[79][82] Внезапно остановившееся коллапс ядра отскакивает и производит ударная волна что глохнет за миллисекунды^[83] во внешнем ядре, поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжелых элементов. Процесс, который не совсем понятен^{[Обновить]} необходимо для того, чтобы внешние слои ядра реабсорбировали около 10⁴⁴ джоули^[82] (1 враг) от нейтринного импульса, производящего видимую яркость, хотя существуют и другие теории о том, как привести в действие взрыв.^[79]

Некоторое количество материала из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, а для ядер больше 8M_☉, есть достаточный запасной вариант, чтобы образовалась черная дыра. Этот откат снизит создаваемую кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи, которые приводят к всплеску гамма-излучения или исключительно яркой сверхновой.

Коллапс массивного невырожденного ядра вызовет дальнейший синтез. Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью, начинается синтез кислорода, и коллапс может быть остановлен. Для массы ядра 40–60M_☉, коллапс останавливается, и звезда остается нетронутой, но коллапс произойдет снова, когда сформируется более крупное ядро. Для ядер примерно 60–130M_☉, синтез кислорода и более тяжелых элементов настолько энергичен, что вся звезда разрушается, вызывая сверхновую. В верхней части диапазона масс сверхновая звезда необычайно яркая и чрезвычайно долгоживущая из-за множества солнечных масс, выброшенных ⁵⁶Ni. При еще большей массе ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы позволить фотораспад, и ядро ​​полностью коллапсирует в черную дыру.^[84]

Тип II

Атипичный субсветовой Тип II SN 1997D

Звезды с начальными массами менее 8M_☉ никогда не разовьют достаточно большое ядро, чтобы коллапсировать, и в конечном итоге они теряют свою атмосферу, превращаясь в белых карликов. Звезды минимум с 9M_☉ (возможно, до 12M_☉^[85]) эволюционируют сложным образом, постепенно сжигая более тяжелые элементы при более высоких температурах в их ядрах.^[79][86] Звезда становится слоистой, как луковица, с горением более легко сплавленных элементов, происходящих в более крупных оболочках.^[74][87] Хотя в народе их называют луковицей с железным ядром, наименее массивные предки сверхновых имеют только кислородно-неоновые (-магниевые) ядра. Эти супер AGB Звезды могут образовывать большинство сверхновых, образующих коллапс ядра, хотя они менее ярки и поэтому наблюдаются реже, чем звезды из более массивных предшественников.^[85]

Если коллапс ядра происходит во время фазы сверхгиганта, когда звезда все еще имеет водородную оболочку, результатом является сверхновая типа II. Скорость потери массы светящихся звезд зависит от металличности и светимости. Сильно светящиеся звезды с металличностью, близкой к солнечной, потеряют весь свой водород, прежде чем достигнут коллапса ядра, и поэтому не сформируют сверхновую типа II. При низкой металличности все звезды достигнут коллапса ядра с водородной оболочкой, но достаточно массивные звезды коллапсируют прямо в черную дыру, не производя видимой сверхновой.

Звезды с начальной массой, примерно в 90 раз превышающей солнечную, или немного меньше при высокой металличности, приводят к сверхновым типа II-P, который является наиболее часто наблюдаемым типом. При средней и высокой металличности звезды около верхнего предела этого диапазона масс будут терять большую часть своего водорода, когда произойдет коллапс ядра, и в результате возникнет сверхновая типа II-L. При очень низкой металличности звезды около 140–250M_☉ достигнет коллапса ядра из-за парной нестабильности, пока у них все еще есть водородная атмосфера и кислородное ядро, и в результате будет сверхновая с характеристиками Типа II, но с очень большой массой выброшенного ⁵⁶Ni и высокая светимость.

Тип Ib и Ic

SN 2008D, тип Ib^[88] сверхновая, показанная на рентгеновский снимок (слева) и видимый свет (справа) в дальнем верхнем конце галактики^[89]

Эти сверхновые, как и сверхновые типа II, представляют собой массивные звезды, у которых происходит коллапс ядра. Однако звезды, которые стали сверхновыми типа Ib и Ic, потеряли большую часть своих внешних (водородных) оболочек из-за сильной звездные ветры или еще от взаимодействия с компаньоном.^[90] Эти звезды известны как Звезды Вольфа – Райе, и они возникают в диапазоне от умеренной до высокой металличности, где ветры, вызываемые континуумом, вызывают достаточно высокую скорость потери массы. Наблюдения сверхновой типа Ib / c не соответствуют наблюдаемому или ожидаемому появлению звезд Вольфа-Райе, и альтернативные объяснения этого типа сверхновой с коллапсом ядра связаны со звездами, лишенными водорода в результате двойных взаимодействий. Бинарные модели обеспечивают лучшее соответствие наблюдаемым сверхновым, при условии, что подходящие двойные гелиевые звезды никогда не наблюдались.^[91] Поскольку сверхновая может возникнуть всякий раз, когда масса звезды во время коллапса ядра достаточно мала, чтобы не вызвать полного отката к черной дыре, любая массивная звезда может привести к сверхновой, если она потеряет достаточно массы до того, как произойдет коллапс ядра.

Сверхновые типа Ib являются более распространенными и являются результатом звезд Вольфа – Райе типа WC, в атмосфере которых еще есть гелий. Для узкого диапазона масс звезды эволюционируют дальше, прежде чем достичь коллапса ядра, чтобы стать звездами WO с очень небольшим оставшимся гелием, и они являются прародителями сверхновых типа Ic.

Несколько процентов сверхновых типа Ic связаны с гамма-всплески (GRB), хотя также считается, что любая сверхновая типа Ib или Ic, лишенная водорода, может вызвать GRB, в зависимости от геометрических условий.^[92] Механизм образования этого типа GRB - это струи, создаваемые магнитным полем быстро вращающегося магнетар образовался в коллапсирующем ядре звезды. Струи также будут передавать энергию в расширяющуюся внешнюю оболочку, создавая сверхсветовая сверхновая.^[93][94]

Сверхновые с ультрадисперсным слоем возникают, когда взрывающаяся звезда была разделена (почти) полностью до металлического ядра посредством массопереноса в тесной двойной системе.^[95] В результате из взрывающейся звезды выбрасывается очень мало материала (около 0,1M_☉). В самых крайних случаях сверхновые сверхновые могут возникать в обнаженных металлических ядрах, едва превышающих предел массы Чандрасекара. SN 2005ek^[96] может быть наблюдательным примером сверхновой с сверхновой, дающей начало относительно тусклой и быстро затухающей кривой блеска. Природа сверхновых сверхновых может быть как железным коллапсом ядра, так и сверхновыми с захватом электронов, в зависимости от массы коллапсирующего ядра.

Неудачные сверхновые

Коллапс ядра некоторых массивных звезд может не привести к появлению видимой сверхновой. Основная модель для этого - достаточно массивное ядро, кинетическая энергия которого недостаточна, чтобы обратить вспять падение внешних слоев на черную дыру. Эти события трудно обнаружить, но крупные опросы выявили возможных кандидатов.^[97][98] Красный сверхгигант N6946-BH1 в NGC 6946 претерпел скромный всплеск в марте 2009 года, прежде чем исчезнуть из поля зрения. Только слабый инфракрасный источник остается в месте нахождения звезды.^[99]

Кривые блеска

Сравнительные кривые блеска сверхновой

Историческая загадка касалась источника энергии, способного поддерживать свечение оптической сверхновой в течение нескольких месяцев. Хотя энергия, которая разрушает каждый тип сверхновых, доставляется быстро, на кривых блеска доминирует последующий радиоактивный нагрев быстро расширяющегося выброса. Некоторые считали энергию вращения центрального пульсара. Выбрасываемые газы быстро тускнеют без какой-либо энергии, чтобы поддерживать их в горячем состоянии. Сильно радиоактивная природа выбрасываемых газов, которая, как теперь известно, верна для большинства сверхновых, была впервые рассчитана на основе обоснованного нуклеосинтеза в конце 1960-х годов.^[100] Он не был до тех пор SN 1987A это прямое наблюдение гамма-линий однозначно идентифицировало основные радиоактивные ядра.^[101]

Теперь прямым наблюдением известно, что большая часть кривая блеска (график зависимости светимости от времени) после появления Сверхновая типа II, таких как SN 1987A, объясняется предсказанными радиоактивные распады. Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно радиоактивная энергия, поглощаемая выбрасываемыми газами, сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. В радиоактивный распад из ⁵⁶Ni через своих дочерей ⁵⁶Co к ⁵⁶Fe производит гамма-лучи фотоныв основном из 847 кэВ и 1238 кэВ, которые поглощаются и определяют нагрев и, таким образом, светимость выбросов в промежуточное время (несколько недель) и позднее (несколько месяцев).^[102] Энергия пика кривой блеска SN1987A была обеспечена за счет распада ⁵⁶Ni к ⁵⁶Co (период полураспада 6 дней), тогда как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствует периоду полураспада 77,3 дня ⁵⁶Co распадаясь на ⁵⁶Fe. Более поздние измерения космическими гамма-телескопами небольшой части ⁵⁶Co и ⁵⁷Гамма-лучи Co, ускользнувшие от SN 1987A Остаток без поглощения подтвердил более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источниками энергии.^[101]

Мессье 61 со сверхновой SN2020jfo, сделанной астрономом-любителем в 2020 году

Визуальные кривые блеска различных типов сверхновых в последнее время зависят от радиоактивного нагрева, но они различаются по форме и амплитуде из-за лежащих в основе механизмов, способа производства видимого излучения, эпохи его наблюдения и прозрачности звезды. выброшенный материал. Кривые блеска могут существенно отличаться на других длинах волн. Например, в ультрафиолетовых длинах волн существует ранний чрезвычайно яркий пик, длящийся всего несколько часов, соответствующий прорыву ударной волны, вызванной начальным событием, но этот прорыв трудно обнаружить оптически.

Кривые блеска типа Ia в основном очень однородны, с постоянной максимальной абсолютной величиной и относительно резким падением светимости. Их выходная оптическая энергия обусловлена ​​радиоактивным распадом выброшенного никеля-56 (период полураспада 6 дней), который затем распадается до радиоактивного кобальта-56 (период полураспада 77 дней). Эти радиоизотопы возбуждают окружающий материал до накала. Исследования космологии сегодня полагаются на ⁵⁶Ni радиоактивность, обеспечивающая энергию для оптической яркости сверхновых типа Ia, которые являются «стандартными свечами» космологии, но чьи диагностические гамма-лучи 847 кэВ и 1238 кэВ были впервые обнаружены только в 2014 году.^[103] Начальные фазы кривой блеска резко снижаются по мере уменьшения эффективного размера фотосферы и истощения захваченного электромагнитного излучения. Кривая блеска продолжает снижаться в полосе B, в то время как она может показывать небольшое плечо в визуальном свете примерно через 40 дней, но это только намек на вторичный максимум, который возникает в инфракрасном диапазоне, поскольку определенные ионизированные тяжелые элементы рекомбинируют с образованием инфракрасное излучение и выбросы становятся прозрачными для него. Кривая визуального блеска продолжает снижаться со скоростью, немного превышающей скорость распада радиоактивного кобальта (который имеет более длительный период полураспада и контролирует более позднюю кривую), потому что выброшенный материал становится более рассеянным и менее способным преобразовывать высокую энергию излучение в визуальное излучение. Через несколько месяцев кривая блеска снова меняет скорость спада: позитронное излучение становится доминирующим по сравнению с оставшимся кобальтом-56, хотя этот участок кривой блеска мало изучен.

Кривые блеска типов Ib и Ic в основном аналогичны кривым блеска типа Ia, но имеют более низкую среднюю пиковую светимость. Визуальный световой поток снова обусловлен преобразованием радиоактивного распада в визуальное излучение, но образовавшийся никель-56 имеет гораздо меньшую массу. Пиковая светимость значительно варьируется, и случаются даже случайные сверхновые типа Ib / c, которые на несколько порядков имеют большую или меньшую яркость, чем обычно. Самые яркие сверхновые типа Ic называются гиперновые звезды и, как правило, имеют расширенные кривые блеска в дополнение к повышенной пиковой светимости. Считается, что источником дополнительной энергии являются релятивистские струи, вызываемые образованием вращающейся черной дыры, которая также производит гамма-всплески.

Кривые блеска сверхновых типа II характеризуются гораздо более медленным спадом, чем тип I, порядка 0,05 величины в день,^[104] за исключением фазы плато. В визуальном световом потоке в течение нескольких месяцев преобладает кинетическая энергия, а не радиоактивный распад, в первую очередь из-за наличия водорода в выбросах из атмосферы сверхгигантской звезды-прародителя. При первоначальном разрушении этот водород нагревается и ионизируется. Большинство сверхновых типа II демонстрируют длительное плато на кривых блеска, поскольку этот водород рекомбинирует, испуская видимый свет и становясь более прозрачным. Затем следует спадающая кривая блеска, вызванная радиоактивным распадом, хотя и более медленным, чем у сверхновых типа I, из-за эффективности преобразования в свет всего водорода.^[47]

В типе II-L плато отсутствует, потому что в атмосфере предшественника оставалось относительно мало водорода, достаточное для появления в спектре, но недостаточное для создания заметного плато в световом выходе. В сверхновых типа IIb водородная атмосфера прародителя настолько истощена (считается, что это происходит из-за приливного разрыва звезды-компаньона), что кривая блеска ближе к сверхновой типа I, а водород даже исчезает из спектра через несколько недель.^[47]

Сверхновые типа IIn характеризуются дополнительными узкими спектральными линиями, образованными в плотной оболочке из околозвездного материала. Их кривые блеска, как правило, очень широкие и протяженные, иногда также очень светящиеся, и их называют сверхновыми. Эти кривые блеска создаются за счет высокоэффективного преобразования кинетической энергии выброса в электромагнитное излучение при взаимодействии с плотной оболочкой материала. Это происходит только тогда, когда материал достаточно плотный и компактный, что указывает на то, что он был произведен самой звездой-прародителем незадолго до появления сверхновой.

Большое количество сверхновых было каталогизировано и классифицировано, чтобы получить дальние свечи и испытательные модели. Средние характеристики несколько зависят от расстояния и типа родительской галактики, но могут быть определены для каждого типа сверхновой.

Примечания:

Асимметрия

В пульсар в Крабовидная туманность движется со скоростью 375 км / с относительно туманности.^[107]

Давняя загадка, связанная со сверхновыми типа II, заключается в том, почему оставшийся компактный объект получает большую скорость от эпицентра;^[108] пульсары, и, следовательно, нейтронные звезды, как наблюдаются, имеют высокие скорости, и, по-видимому, черные дыры также имеют высокие скорости, хотя их гораздо труднее наблюдать изолированно. Первоначальный толчок может быть значительным: объект с массой больше солнечной может двигаться со скоростью 500 км / с или больше. Это указывает на асимметрию расширения, но механизм передачи импульса компактному объекту остается^{[Обновить]} загадка. Предлагаемые объяснения этого выброса включают конвекцию в коллапсирующей звезде и образование струи во время образование нейтронной звезды.

Одно из возможных объяснений этой асимметрии - крупномасштабные конвекция над ядром. Конвекция может создавать вариации в локальном содержании элементов, что приводит к неравномерному горению ядер во время коллапса, отскока и, как следствие, расширения.^[109]

Другое возможное объяснение состоит в том, что аккреция газа на центральной нейтронной звезде может создать диск который запускает высоконаправленные струи, выталкивая вещество с высокой скоростью из звезды и вызывая поперечные толчки, которые полностью разрушают звезду. Эти струи могут сыграть решающую роль в образовавшейся сверхновой.^[110][111] (Подобная модель сейчас используется для объяснения длинных гамма-всплески.)

Первоначальная асимметрия также была подтверждена наблюдениями в сверхновых типа Ia. Этот результат может означать, что начальная светимость этого типа сверхновой зависит от угла обзора. Однако со временем расширение становится более симметричным. Ранние асимметрии обнаруживаются путем измерения поляризации излучаемого света.^[112]

Выход энергии

Радиоактивные распады никеля-56 и кобальта-56, вызывающие кривую видимого блеска сверхновой

Хотя сверхновые в основном известны как световые явления, электромагнитное излучение их выпуск - почти незначительный побочный эффект. В частности, в случае сверхновых с коллапсом ядра испускаемое электромагнитное излучение составляет крошечную долю от общей энергии, выделяемой во время события.

Существует фундаментальная разница между балансом производства энергии в разных типах сверхновых. При детонации белых карликов типа Ia большая часть энергии направляется в синтез тяжелых элементов и кинетическая энергия выброса. В сверхновых с коллапсом ядра подавляющая часть энергии направляется в нейтрино излучение, и хотя некоторые из них, по-видимому, вызывают наблюдаемое разрушение, более 99% нейтрино покидают звезду в первые несколько минут после начала коллапса.

Сверхновые типа Ia получают свою энергию в результате безудержного ядерного синтеза углеродно-кислородного белого карлика. Детали энергетики до сих пор полностью не изучены, но конечным результатом является выброс всей массы исходной звезды с высокой кинетической энергией. Примерно половина солнечной массы этой массы равна ⁵⁶Ni генерируется из сжигание кремния. ⁵⁶Ni радиоактивный и распадается на ⁵⁶Co к бета плюс распад (с период полураспада шести дней) и гамма-лучи. ⁵⁶Сама Co распадается на бета-плюс (позитрон) путь с периодом полураспада 77 дней в стабильную ⁵⁶Fe. Эти два процесса ответственны за электромагнитное излучение сверхновых типа Ia. В сочетании с изменяющейся прозрачностью выброшенного материала они создают быстро убывающую кривую блеска.^[113]

Сверхновые с коллапсом ядра в среднем визуально слабее, чем сверхновые типа Ia, но общая выделяемая энергия намного выше. В сверхновых такого типа гравитационная потенциальная энергия преобразуется в кинетическую энергию, которая сжимает и схлопывает ядро, первоначально производя электронные нейтрино от распадающихся нуклонов, за которыми следуют все ароматы тепловых нейтрино из ядра перегретой нейтронной звезды. Считается, что около 1% этих нейтрино выделяют достаточно энергии во внешние слои звезды, чтобы вызвать катастрофу, но, опять же, детали не могут быть точно воспроизведены в современных моделях. Кинетическая энергия и выход никеля несколько ниже, чем у сверхновых типа Ia, отсюда более низкая пиковая визуальная светимость сверхновых типа II, но энергия от де-ионизация многих солнечных масс остающийся водород может способствовать гораздо более медленному снижению светимости и производить фазу плато, наблюдаемую в большинстве сверхновых с коллапсом ядра.

В некоторых сверхновых, образующихся при коллапсе ядра, откат к черной дыре приводит к релятивистские струи который может вызвать короткий энергичный и направленный всплеск гамма излучение а также передает значительную дополнительную энергию выброшенному материалу. Это один из сценариев образования сверхновых с высокой светимостью, который считается причиной гиперновых типа Ic и длительных сверхновых. гамма-всплески. Если релятивистские струи слишком короткие и не могут проникнуть через оболочку звезды, то может возникнуть гамма-всплеск с низкой светимостью, и сверхновая может быть несветовой.

Когда сверхновая звезда возникает внутри небольшого плотного облака из околозвездного материала, она создает ударную волну, которая может эффективно преобразовывать значительную часть кинетической энергии в электромагнитное излучение. Несмотря на то, что первоначальная энергия была полностью нормальной, полученная сверхновая будет иметь высокую светимость и увеличенную продолжительность, поскольку она не зависит от экспоненциального радиоактивного распада. Этот тип событий может вызвать гиперновые типа IIn.

Хотя сверхновые с парной нестабильностью - это сверхновые с коллапсом ядра со спектрами и кривыми блеска, подобными типу II-P, природа после коллапса ядра больше похожа на гигантский тип Ia с неуправляемым синтезом углерода, кислорода и кремния. Полная энергия, выделяемая событиями наивысшей массы, сравнима с другими сверхновыми при коллапсе ядра, но производство нейтрино считается очень низким, следовательно, выделяемая кинетическая и электромагнитная энергия очень высока. Ядра этих звезд намного больше, чем у любого белого карлика, и количество радиоактивного никеля и других тяжелых элементов, выброшенных из их ядер, может быть на несколько порядков выше, что обеспечивает высокую визуальную светимость.

Прародитель

Воспроизвести медиа

На этом ускоренном изображении художника показано собрание далеких галактик, иногда можно увидеть сверхновые звезды. Каждая из этих взрывающихся звезд ненадолго конкурирует по яркости с родительской галактикой.

Тип классификации сверхновой тесно связан с типом звезды во время коллапса. Возникновение сверхновых каждого типа сильно зависит от металличности и, следовательно, возраста родительской галактики.

Сверхновые типа Ia образуются из белый Гном звезды в двоичный систем и встречаются во всех типы галактик. Сверхновые с коллапсом ядра обнаруживаются только в галактиках, в которых происходит текущее или совсем недавнее звездообразование, поскольку они возникают в результате короткоживущих массивных звезд. Чаще всего они встречаются у типа Sc. спирали, но и в рукавах других спиральных галактик и в неправильные галактики, особенно звездообразования галактики.

Считается, что сверхновые типа Ib / c и II-L и, возможно, большинство сверхновых типа IIn образуются только из звезд с уровнями металличности, близкими к солнечному, что приводит к большой потере массы массивными звездами, поэтому они реже встречаются у более старых, более тяжелых далекие галактики. В таблице показаны прародители основных типов сверхновых, образующихся при коллапсе ядра, и примерные пропорции, которые наблюдались в окрестностях.

Существует ряд трудностей, связанных с согласованием моделируемой и наблюдаемой звездной эволюции, ведущей к коллапсу ядра сверхновой. Красные сверхгиганты являются прародителями подавляющего большинства сверхновых, образующихся при коллапсе ядра, и они наблюдались, но только при относительно низких массах и светимости, ниже примерно 18M_☉ и 100 000L_☉ соответственно. Большинство предшественников сверхновых типа II не обнаруживаются и должны быть значительно слабее и предположительно менее массивными. Теперь предлагается, чтобы красные сверхгиганты большей массы не взрывались как сверхновые, а вместо этого эволюционировали в сторону более высоких температур. Было подтверждено несколько предков сверхновых типа IIb, и это были сверхгиганты K и G, а также один сверхгигант A.^[118] Желтые гипергиганты или LBV предполагаются предшественниками сверхновых типа IIb, и почти все сверхновые типа IIb, находящиеся достаточно близко, чтобы наблюдать, имели таких предков.^[119][120]

Изолированная нейтронная звезда в Малое Магелланово Облако

Всего несколько десятилетий назад считалось, что горячие сверхгиганты не взорвутся, но наблюдения показали обратное. Голубые сверхгиганты составляют неожиданно высокую долю подтвержденных предшественников сверхновых, отчасти из-за их высокой светимости и легкости обнаружения, в то время как ни один предшественник Вольфа-Райе еще не был четко идентифицирован.^[118][121] Моделям было сложно показать, как голубые сверхгиганты теряют достаточно массы, чтобы достичь сверхновой, не переходя на другую стадию эволюции. Одно исследование показало возможный путь коллапса светящихся переменных синего цвета после красного сверхгиганта с низкой светимостью, скорее всего, как сверхновая типа IIn.^[122] Было обнаружено несколько примеров горячих светящихся предшественников сверхновых типа IIn: SN 2005gy и SN 2010jl обе представляли собой массивные светящиеся звезды, но очень далекие; и SN 2009ip имел очень светлый предок, вероятно, LBV, но представляет собой своеобразную сверхновую, точная природа которой оспаривается.^[118]

Прародители сверхновых типа Ib / c вообще не наблюдаются, и ограничения на их возможную светимость часто ниже, чем у известных звезд WC.^[118] Звезды WO чрезвычайно редки и визуально относительно тусклые, поэтому трудно сказать, отсутствуют ли такие прародители или их еще предстоит наблюдать. Очень светящиеся предшественники не были надежно идентифицированы, несмотря на то, что многочисленные сверхновые наблюдались достаточно близко, чтобы такие предки могли быть четко отображены.^[123] Моделирование населения показывает, что наблюдаемые сверхновые типа Ib / c могут быть воспроизведены смесью одиночных массивных звезд и звезд с разорванной оболочкой из взаимодействующих двойных систем.^[91] Продолжающееся отсутствие однозначного обнаружения предков нормальных сверхновых типа Ib и Ic может быть связано с тем, что самые массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру. без вспышки сверхновой. Большинство этих сверхновых образовываются гелиевыми звездами с меньшей массой и низкой светимостью в двойных системах. Небольшое количество будет от быстро вращающихся массивных звезд, вероятно, соответствующих высокоэнергетическим событиям типа Ic-BL, которые связаны с длительными гамма-всплески.^[118]

Прочие воздействия

Источник тяжелых элементов

Периодическая таблица, показывающая источник каждого элемента в межзвездной среде

Сверхновые - главный источник элементы в межзвездной среде от кислорода до рубидия,^{[124][125][126]} хотя теоретическое содержание элементов, образующихся или наблюдаемых в спектрах, значительно варьируется в зависимости от различных типов сверхновых.^[126] Сверхновые типа Ia производят в основном кремний и элементы с пиками железа, металлы, такие как никель и железо.^[127][128] Сверхновые с коллапсом ядра испускают гораздо меньшее количество элементов с железным пиком, чем сверхновые типа Ia, но с большей массой света. альфа-элементы такие как кислород и неон, а также элементы тяжелее цинка. Последнее особенно верно в отношении сверхновых с электронным захватом. ^[129] Основная масса вещества, выбрасываемого сверхновыми звездами II типа, - это водород и гелий.^[130] Тяжелые элементы производят: термоядерная реакция для ядер до ³⁴S; перестройка фотораспада кремния и квазиравновесие при горении кремния для ядер между ³⁶Ar и ⁵⁶Ni; и быстрый захват нейтронов (r-процесс) при коллапсе сверхновой для элементов тяжелее железа. В r-процесс производит очень нестабильные ядра которые богаты нейтроны и это быстро бета-распад в более стабильные формы. В сверхновых звездах реакции r-процесса ответственны за около половины всех изотопов элементов помимо железа,^[131] несмотря на то что нейтронные звезды слияния может быть основным астрофизическим источником многих из этих элементов.^[124][132]

В современной вселенной старые асимптотическая ветвь гигантов (AGB) звезды являются основным источником пыли от s-процесс элементы, оксиды и углерод.^[124][133] Однако в ранней Вселенной, до образования звезд AGB, сверхновые могли быть основным источником пыли.^[134]

Роль в звездной эволюции

Остатки многих сверхновых состоят из компактного объекта и быстро расширяющейся ударная волна материала. Это облако материала сметает окружающие межзвездная среда во время фазы бесплатного расширения, которая может длиться до двух столетий. Затем волна постепенно проходит период адиабатическое расширение, и будет медленно охлаждаться и смешиваться с окружающей межзвездной средой в течение примерно 10 000 лет.^[135]

Остаток сверхновой N 63A находится в комковатой области газа и пыли в Большое Магелланово Облако

В Большой взрыв произведено водород, гелий, и следы литий, а все более тяжелые элементы синтезируются в звездах и сверхновых. Сверхновые, как правило, обогащают окружающую межзвездная среда с элементами, отличными от водорода и гелия, которые обычно астрономы называют "металлы".

Эти введенные элементы в конечном итоге обогащают молекулярные облака это места звездообразования.^[136] Таким образом, каждое звездное поколение имеет немного другой состав: от почти чистой смеси водорода и гелия до более богатой металлами. Сверхновые - это основной механизм распределения этих более тяжелых элементов, которые образуются в звезде в период ее ядерного синтеза. Различное содержание элементов в материале, образующем звезду, имеет важное влияние на жизнь звезды и может решающим образом повлиять на возможность ее существования. планеты на орбите.

В кинетическая энергия расширяющегося остатка сверхновой может вызвать звездообразование, сжимая близлежащие плотные молекулярные облака в космосе.^[137] Увеличение турбулентного давления также может предотвратить звездообразование, если облако не может терять избыточную энергию.^[138]

Доказательства дочерних продуктов недолговечных радиоактивные изотопы показывает, что близлежащая сверхновая помогла определить состав Солнечная система 4,5 миллиарда лет назад, и, возможно, даже спровоцировал формирование этой системы.^[139]

1 июня 2020 года астрономы сообщили о сужении источника Быстрые радиопередачи (FRB), которые теперь вполне могут включать "компактный объект слияния и магнетары возникающие в результате коллапса обычных сверхновых звезд ».^[140][141]

Космические лучи

Считается, что остатки сверхновых ускоряют значительную часть первичных галактик. космические лучи, но прямые свидетельства образования космических лучей были обнаружены только в небольшом количестве остатков. Гамма излучение из пион-распад был обнаружен из остатков сверхновой IC 443 и W44. Они производятся при ускорении протоны от воздействия ОСШ на межзвездный материал.^[142]

Гравитационные волны

Сверхновые - потенциально сильные галактические источники гравитационные волны,^[143] но пока ничего не обнаружено. Единственные зарегистрированные до сих пор гравитационные волновые события связаны с слиянием черных дыр и нейтронных звезд, вероятными остатками сверхновых.^[144]

Влияние на Землю

А околоземная сверхновая сверхновая, достаточно близкая к Земле, чтобы оказывать заметное влияние на ее биосфера. В зависимости от типа и энергии сверхновой она может достигать 3000 световых лет прочь. В 1996 году было высказано предположение, что следы прошлых сверхновых могут быть обнаружены на Земле в виде сигнатур изотопов металлов в горные породы. Утюг-60 Обогащение было позже сообщено в глубоководных породах Тихий океан.^{[145][146][147]} В 2009 году во льдах Антарктики были обнаружены повышенные уровни нитрат-ионов, что совпало со вспышками сверхновых 1006 и 1054. Гамма-лучи от этих сверхновых могли повысить уровень оксидов азота, которые оказались в ловушке льда.^[148]

Сверхновые типа Ia считаются потенциально наиболее опасными, если они происходят достаточно близко к Земле. Поскольку эти сверхновые возникают из-за тусклых обычных белых карликов в двойных системах, вполне вероятно, что сверхновая, которая может повлиять на Землю, произойдет непредсказуемо и в звездной системе, которая недостаточно изучена. Ближайший известный кандидат ИК Пегаси (Смотри ниже).^[149] Недавние оценки предсказывают, что сверхновая типа II должна быть ближе восьми парсек (26 световых лет), чтобы разрушить половину озонового слоя Земли, и нет таких кандидатов ближе, чем примерно 500 световых лет.^[150]

Кандидаты в Млечный Путь

В туманность вокруг Звезда Вольфа – Райе WR124, который находится на расстоянии около 21000 световых лет^[151]

Следующую сверхновую в Млечном Пути, вероятно, можно будет обнаружить, даже если она произойдет на другой стороне галактики. Вероятно, он образовался в результате коллапса ничем не примечательного красного сверхгиганта, и очень вероятно, что он уже был каталогизирован в инфракрасных обзорах, таких как 2МАССА. Существует меньшая вероятность того, что следующая сверхновая с коллапсом ядра будет произведена массивными звездами другого типа, такими как желтый гипергигант, светящаяся синяя переменная или Вольф-Райе. По расчетам, вероятность того, что следующая сверхновая звезда будет типа Ia, произведенная белым карликом, будет примерно в три раза меньше шансов сверхновой с коллапсом ядра. Опять же, его следует наблюдать, где бы он ни происходил, но маловероятно, что прародитель когда-либо был обнаружен. Неизвестно даже, как выглядит система-предшественник типа Ia, и их трудно обнаружить за пределами нескольких парсеков. Общее количество сверхновых в нашей галактике оценивается от 2 до 12 в столетие, хотя мы фактически не наблюдали ни одного в течение нескольких столетий.^[99]

По статистике, следующая сверхновая, вероятно, будет произведена из ничем не примечательного красного сверхгиганта, но трудно определить, какие из этих сверхгигантов находятся на заключительной стадии синтеза тяжелых элементов в своих ядрах, а которым остались миллионы лет. Самые массивные красные сверхгиганты теряют свои атмосферы и эволюционируют в звезды Вольфа – Райе, прежде чем их ядра коллапсируют. Все звезды Вольфа – Райе заканчивают свою жизнь в фазе Вольфа – Райе в течение миллиона лет или около того, но опять же трудно определить те из них, которые наиболее близки к коллапсу ядра. К одному классу, которому до взрыва осталось не более нескольких тысяч лет, относятся звезды WO Wolf – Rayet, которые, как известно, исчерпали свой гелий.^[152] Известно только восемь из них, и только четыре из них находятся в Млечном Пути.^[153]

Ряд близких или хорошо известных звезд были идентифицированы как возможные кандидаты в сверхновые в коллапс ядра: красные сверхгиганты. Антарес и Бетельгейзе;^[154] желтый гипергигант Ро Кассиопеи;^[155] светящаяся синяя переменная Eta Carinae который уже произвел самозванец сверхновой;^[156] а самый яркий компонент - a Звезда Вольфа – Райе, в Regor или Гамма Велюр система.^[157] Другие получили известность как возможные, хотя и маловероятные, прародители гамма-всплеска; Например WR 104.^[158]

Идентификация кандидатов в сверхновую типа Ia гораздо более умозрительна. Любая двойная система с аккрецирующим белым карликом может породить сверхновую, хотя точный механизм и временные рамки все еще обсуждаются. Эти системы слабые и их трудно идентифицировать, но новые и повторяющиеся новые - это такие системы, которые удобно рекламируют себя. Одним из примеров является U Скорпион.^[159] Ближайший известный кандидат в сверхновую типа Ia - это ИК Пегаси (HR 8210), расположенный на расстоянии 150 световых лет,^[160] но наблюдения показывают, что пройдет несколько миллионов лет, прежде чем белый карлик сможет набрать критическую массу, необходимую для того, чтобы стать сверхновой типа Ia.^[161]

Смотрите также

• Килонова - Сверхновая, образовавшаяся в результате слияния нейтронных звезд
• Список сверхновых
• Список остатков сверхновой
• Кварк-нова - Гипотетический сильный взрыв в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду
• Сверхновые в художественной литературе - Список появлений сверхновых в художественных произведениях
• Хронология белых карликов, нейтронных звезд и сверхновых - Хронологический список изменений в знаниях и записях

Рекомендации

дальнейшее чтение

• Филиал, Д .; Уилер, Дж. К. (2017). Взрывы сверхновых. [Спрингер]. ISBN 978-3-662-55052-6. Книга исследовательского уровня, 721 страница
• «Знакомство с остатками сверхновых». НАСА/GSFC. 2007-10-04. Получено 2011-03-15.
• Бете, Х.А. (1990). «Сверхновые». Физика сегодня. 43 (9): 736–739. Bibcode:1990ФТ .... 43и..24Б. Дои:10.1063/1.881256.
• Кросвелл, К. (1996). Алхимия небес: поиск смысла в Млечном Пути. Якорные книги. ISBN 978-0-385-47214-2. Научно-популярный отчет.
• Филиппенко, А. В. (1997). «Оптические спектры сверхновых». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 35: 309–355. Bibcode:1997ARA & A..35..309F. Дои:10.1146 / annurev.astro.35.1.309. Статья с описанием спектральных классов сверхновых.
• Takahashi, K .; Sato, K .; Берроуз, А .; Томпсон, Т.А. (2003). "Нейтрино сверхновых, колебания нейтрино и масса звезды-прародителя". Физический обзор D. 68 (11): 77–81. arXiv:hep-ph / 0306056. Bibcode:2003ПхРвД..68к3009Т. Дои:10.1103 / PhysRevD.68.113009. S2CID 119390151. Хороший обзор событий сверхновых.
• Hillebrandt, W .; Janka, H.-T .; Мюллер, Э. (2006). «Как взорвать звезду». Scientific American. 295 (4): 42–49. Bibcode:2006SciAm.295d..42H. Дои:10.1038 / scientificamerican1006-42. PMID 16989479.
• Woosley, S.E .; Янка, Х.-Т. (2005). "Физика сверхновых звезд с коллапсом ядра". Природа Физика. 1 (3): 147–154. arXiv:Astro-ph / 0601261. Bibcode:2005 НатФ ... 1..147Вт. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. Дои:10.1038 / nphys172. S2CID 118974639.

внешняя ссылка

Викискладе есть медиафайлы по теме Сверхновые.

• «RSS-лента новостей» (RSS). Телеграмма астронома. Получено 2006-11-28.
• Цветков Д.Ю .; Павлюк, Н. Н .; Бартунов, О. С .; Псковский, Ю. "Каталог сверхновых звезд Астрономического института Штернберга". Штернбергский астрономический институт, Московский университет. Получено 2006-11-28. Каталог с возможностью поиска.
• «Открытый каталог сверхновых». Получено 2016-02-02. Каталог кривых блеска и спектров сверхновых в открытом доступе.
• «Список сверхновых с обозначениями МАС». IAU: Центральное бюро астрономических телеграмм. Получено 2010-10-25.
• Овербай, Д. (21 мая 2008 г.). «Ученые видят сверхновую в действии». Нью-Йорк Таймс. Получено 2008-05-21.
• «Как взорвать звезду». Элизабет Гибни. Природа. 2018-04-18. Получено 2018-04-20.