Supernova nestability párů - Pair-instability supernova

Tento obrázek ukazuje proces supernovy párové nestability, o kterém si astronomové myslí, že spustil výbuch SN 2006gy. Když je hvězda velmi hmotná, gama paprsky vyrobené v jeho jádru se mohou stát tak energetickými, že část jejich energie je odváděna pryč do výroby částice a antičástice páry. Výsledný pokles radiační tlak způsobí, že se hvězda částečně zhroutí pod svou vlastní velkou gravitací. Po tomto násilném zhroucení následují uprchlé termonukleární reakce (zde nejsou zobrazeny) a hvězda exploduje a chrlí zbytky do vesmíru.

Komplexní modely vývoje velmi hmotných hvězd v pozdním stadiu předpovídají, že a supernova nestability párů nastane, když výroba párů, výroba zdarma elektrony a pozitrony při srážce mezi atomová jádra a energický gama paprsky, dočasně snižuje vnitřní radiační tlak podporující a supermasivní hvězda jádro proti gravitační kolaps.[1] Tento pokles tlaku vede k částečnému zhroucení, což zase způsobí velmi zrychlené hoření v a utéct termonukleární exploze, která vedla k úplnému rozfouknutí hvězdy, aniž by po sobě zanechal hvězdný zbytek.[2]

Nestabilita párů supernovy může nastat pouze u hvězd s hmotností v rozmezí od 130 do 250 sluneční hmoty a nízké až střední metalicita (nízký výskyt prvků jiných než vodík a hélium - situace běžná v Populace III hvězdy ).

Fyzika

Emise fotonů

Fotony vydávané tělesem v tepelné rovnováze mají a spektrum černého těla s hustotou energie úměrnou čtvrtému výkonu teploty, jak je popsáno v Stefan – Boltzmannův zákon. Vídeňský zákon uvádí, že vlnová délka maximálního vyzařování z černého tělesa je nepřímo úměrná jeho teplotě. Ekvivalentně je frekvence a energie špičkových emisí přímo úměrná teplotě.

Fotonový tlak ve hvězdách

Ve velmi velkých horkých hvězdách s teplotou nad asi 3×108 K., fotony produkované v hvězdné jádro jsou primárně ve formě gama paprsky, s velmi vysokou úrovní energie. Tlak z těchto paprsků gama pomáhá podporovat horní vrstvy hvězdy proti vnitřnímu tahu gravitace. Pokud je úroveň gama paprsků ( hustota energie ) se náhle sníží, pak se vnější vrstvy hvězdy začnou hroutit dovnitř.

Dostatečně energetické paprsky gama mohou interagovat s jádry, elektrony nebo navzájem. Mohou vytvářet páry částic, jako jsou páry elektron-pozitron, a tyto páry se také mohou setkávat a navzájem ničit, aby znovu vytvořily paprsky gama, v souladu s Albert Einstein je ekvivalence hmotnostní energie rovnice E = mc2.

Při velmi vysoké hustotě velkého hvězdného jádra dochází rychle k produkci párů a anihilaci. Gama paprsky, elektrony a pozitrony jsou celkově zadržovány tepelná rovnováha, což zajišťuje stabilní jádro hvězdy. Náhodnou fluktuací může náhlé zahřátí a stlačení jádra generovat gama paprsky dostatečně energetické na to, aby se mohly přeměnit na lavinu párů elektron-pozitron. Tím se sníží tlak. Když se kolaps zastaví, pozitrony najdou elektrony a tlak z gama paprsků se opět zvýší. Populace pozitronů poskytuje krátký rezervoár nových gama paprsků, jak klesá tlak expandující supernovy.

Nestabilita párů

Jak teploty a energie gama záření rostou, stále více energie gama záření je absorbováno při vytváření párů elektron-pozitron. Toto snížení hustoty energie gama záření snižuje radiační tlak, který odolává gravitačnímu kolapsu a podporuje vnější vrstvy hvězdy. Hvězda se smršťuje, stlačuje a zahřívá jádro, čímž zvyšuje rychlost výroby energie. Tím se zvyšuje energie gama paprsků, které jsou produkovány, což zvyšuje jejich pravděpodobnost interakce, a tak se zvyšuje rychlost, jakou je energie absorbována při další produkci párů. Výsledkem je, že hvězdné jádro ztrácí podporu v procesu útěku, ve kterém jsou gama paprsky vytvářeny s rostoucí rychlostí, ale stále více a více gama paprsků je absorbováno za vzniku párů elektron-pozitron a zničení elektronu dvojice pozitronů nestačí k zastavení další kontrakce jádra, což má za následek supernovu.

Stellar susceptibility

Aby mohla hvězda podstoupit supernovu párové nestability, musí zvýšené vytváření párů pozitronů a elektronů srážkami gama záření dostatečně snížit vnější tlak, aby jej vnitřní gravitační tlak přemohl. Tomu může zabránit vysoká rychlost otáčení a / nebo metalicita. Hvězdy s těmito vlastnostmi se stále snižují, jak klesá jejich vnější tlak, ale na rozdíl od svých pomalejších nebo méně na kov bohatých bratranců tyto hvězdy nadále vyvíjejí dostatečný vnější tlak, aby zabránili gravitačnímu kolapsu.

Hvězdy vytvořené srážkovými fúzemi, které mají metalízu Z mezi 0,02 a 0,001 může ukončit svůj život jako supernova párové nestability, pokud je jejich hmotnost v příslušném rozmezí.[3]

Velmi velké hvězdy vysoké metalicity jsou pravděpodobně nestabilní kvůli Eddingtonův limit, a měl by tendenci vrhat hmotu během procesu formování.

Hvězdné chování

Supernovy jako počáteční hromadná metalíza

Několik zdrojů popisuje hvězdné chování velkých hvězd v podmínkách párové nestability.[4][5]

Pod 100 hmotností Slunce

Gama paprsky produkované hvězdami méně než 100 hmotností Slunce nejsou dostatečně energické na to, aby vytvářely páry elektron-pozitron. Některé z těchto hvězd podstoupí na konci svého života supernovy jiného typu, ale příčinné mechanismy nezahrnují párovou nestabilitu.

100 až 130 hmotností Slunce

Tyto hvězdy jsou dostatečně velké na to, aby produkovaly gama paprsky s dostatečnou energií pro vytvoření párů elektronů a pozitronů, ale výsledné čisté snížení kontravitačního tlaku je nedostatečné k tomu, aby způsobilo přetlak jádra požadovaný pro supernovu. Místo toho kontrakce způsobená vytvářením párů vyvolává zvýšenou termonukleární aktivitu uvnitř hvězdy, která odpuzuje vnitřní tlak a vrací hvězdu do rovnováhy. Předpokládá se, že hvězdy této velikosti procházejí řadou těchto pulsů, dokud nevylévají dostatečnou hmotnost, aby klesly pod 100 hmotností Slunce, a v tomto okamžiku již nejsou dostatečně horké, aby podporovaly vytváření párů. Pulzování této povahy mohlo být odpovědné za změny jasu, které zažívá Eta Carinae v roce 1843, i když toto vysvětlení není všeobecně přijímáno.

130 až 250 solárních hmot

U hvězd s velmi vysokou hmotností, s hmotností nejméně 130 a až asi 250 hmotností Slunce, může dojít ke skutečné supernově párové nestability. V těchto hvězdách, kdy podmínky poprvé podporují nestabilitu produkce párů, se situace vymkla kontrole. Kolaps pokračuje, aby účinně stlačil jádro hvězdy; přetlak je dostatečný k tomu, aby umožnil roztékající jadernou fúzi ho spálit za několik sekund a vytvořil termonukleární výbuch.[5] S více uvolněnou tepelnou energií než hvězdou gravitační vazební energie je zcela narušen; Ne Černá díra nebo jiný pozůstatek po sobě zanechal. Předpokládá se, že to přispěje k „hromadná propast "v masovém rozložení hvězdné černé díry.[6][7] (Tuto „horní hmotnou mezeru“ je třeba odlišit od podezření na „spodní hmotnou mezeru“ v rozsahu několika slunečních hmot.)

Kromě okamžitého uvolnění energie je velká část jádra hvězdy přeměněna na nikl-56 radioaktivní izotop který se rozpadá s poločasem 6,1 dne do kobalt-56. Cobalt-56 má poločas rozpadu 77 dní a poté se dále rozpadá na stabilní izotop železo-56 (vidět Nukleosyntéza supernovy ). Pro hypernova SN 2006gy, studie naznačují, že asi 40 slunečních hmot původní hvězdy bylo uvolněno jako Ni-56, téměř celá hmotnost jádrových oblastí hvězdy.[4] Kolize mezi explodujícím hvězdným jádrem a plynem, který dříve vystřelil, a radioaktivní rozpad uvolní většinu viditelného světla.

250 solárních hmot nebo více

Jiný reakční mechanismus, fotodezintegrace, sleduje počáteční kolaps nestability párů ve hvězdách o minimálně 250 hmotách Slunce. Tento endotermický (absorbující energii) reakce absorbuje přebytečnou energii z dřívějších stádií, než může fúze s uprchlíky způsobit výbuch hypernovy; hvězda se pak úplně zhroutí do černé díry.[5]

Vzhled

Světelné křivky ve srovnání s normálními supernovy

Zářivost

Supernovy nestability párů jsou populárně považovány za vysoce světelné. To platí pouze pro nejmohutnější předky, protože svítivost silně závisí na vysunuté hromadě radioaktivních látek 56Ni. Mohou mít maximální svítivost přes 1037 W, jasnější než supernovy typu Ia, ale při nižších hmotnostech jsou vrcholové svítivosti menší než 1035 W, srovnatelné nebo méně než typické supernovy typu II.[8]

Spektrum

Spektra supernov párové nestability závisí na povaze progenitorové hvězdy. Mohou se tedy jevit jako spektra supernov typu II nebo Ib / c. Předci s významným zbývajícím vodíkovým obalem budou produkovat supernovu typu II, ti bez vodíku, ale s významným heliem, budou produkovat typ Ib, a ti bez vodíku a prakticky bez helia budou produkovat typ Ic.[8]

Světelné křivky

Na rozdíl od spekter světelné křivky se zcela liší od běžných typů supernovy. Světelné křivky jsou velmi rozšířené a vrcholová svítivost se objevuje měsíce po nástupu.[8] To je způsobeno extrémním množstvím 56Ni vyloučen a opticky hustý ejecta, protože hvězda je zcela narušena.

Zbytek

Zbytky jednotlivých hmotných hvězd

Supernovy nestability párů zcela ničí progenitorovou hvězdu a nezanechávají za sebou neutronovou hvězdu nebo černou díru. Celá hmota hvězdy je vyhozena, takže je vytvořen zbytek mlhoviny a mnoho slunečních hmot těžkých prvků je vyvrženo do mezihvězdného prostoru.

Kandidáti na supernovy s párovou nestabilitou

Někteří kandidáti na klasifikaci supernov jako párových nestabilit zahrnují:

Viz také

Reference

  1. ^ Rakavy, G .; Shaviv, G. (červen 1967). "Nestability ve vysoce vyvinutých hvězdných modelech". Astrofyzikální deník. 148: 803. Bibcode:1967ApJ ... 148..803R. doi:10.1086/149204.
  2. ^ Fraley, Gary S. (1968). „Výbuchy supernov způsobené nestabilitou párové výroby“ (PDF). Astrofyzika a vesmírná věda. 2 (1): 96–114. Bibcode:1968Ap & SS ... 2 ... 96F. doi:10.1007 / BF00651498. S2CID  122104256.
  3. ^ Belkus, H .; Van Bever, J .; Vanbeveren, D. (2007). „Evoluce velmi hmotných hvězd“. Astrofyzikální deník. 659 (2): 1576–1581. arXiv:astro-ph / 0701334. Bibcode:2007ApJ ... 659.1576B. doi:10.1086/512181. S2CID  16604353.
  4. ^ A b Smith, Nathan; Li, Weidong; Foley, Ryan J .; Wheeler, J. Craig; et al. (2007). „SN 2006gy: Objev nejsvětlejší supernovy, která byla kdy zaznamenána, poháněno smrtí extrémně masivní hvězdy jako η Carinae“. Astrofyzikální deník. 666 (2): 1116–1128. arXiv:astro-ph / 0612617. Bibcode:2007ApJ ... 666.1116S. doi:10.1086/519949. S2CID  14785067.
  5. ^ A b C Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; Heger, A. (2001). „Supernovy párové nestability, gravitační vlny a přechodné záření gama“. Astrofyzikální deník. 550 (1): 372–382. arXiv:astro-ph / 0007176. Bibcode:2001ApJ ... 550..372F. doi:10.1086/319719. S2CID  7368009.
  6. ^ Abbott, B. P .; Abbott, R .; Abbott, T. D .; Abraham, S .; Acernese, F .; Ackley, K .; Adams, C .; Adhikari, R. X .; Adya, V. B .; Affeldt, C .; Agathos, M. (11. 9. 2019). „Vlastnosti populace binární černé díry odvozené z prvního a druhého pozorování běhů Advanced LIGO a Advanced Virgo“ (PDF). Astrofyzikální deník. 882 (2): L24. Bibcode:2019ApJ ... 882L..24A. doi:10.3847 / 2041-8213 / ab3800. ISSN  2041-8213. S2CID  119216482.
  7. ^ Farmer, R .; Renzo, M .; de Mink, S.E.; Marchant, P .; Justham, S. (2019). „Mind the Gap: The Location of the Lower Edge of the Pair-nestability Supernova Black Hole Mass Gap“. Astrofyzikální deník. 887 (1): 53. Bibcode:2019ApJ ... 887 ... 53F. doi:10.3847 / 1538-4357 / ab518b. ISSN  1538-4357. S2CID  204949567.
  8. ^ A b C Kasen, D .; Woosley, S.E .; Heger, A. (2011). „Pair Nestability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout“. Astrofyzikální deník. 734 (2): 102. arXiv:1101.3336. Bibcode:2011ApJ ... 734..102K. doi:10.1088 / 0004-637X / 734/2/102. S2CID  118508934.
  9. ^ Gal-Yam, A .; Mazzali, P .; Ofek, E. O .; et al. (3. prosince 2009), „Supernova 2007bi jako exploze párové nestability“, Příroda, 462 (7273): 624–627, arXiv:1001.1156, Bibcode:2009 Natur.462..624G, doi:10.1038 / nature08579, PMID  19956255, S2CID  4336232
  10. ^ Cooke, J .; Sullivan, M .; Gal-Yam, A .; Barton, E. J .; Carlberg, R. G .; Ryan-Weber, E. V .; Horst, C .; Omori, Y .; Díaz, C. G. (2012). "Superluminous supernovae at redshifts of 2.05 and 3.90". Příroda. 491 (7423): 228–231. arXiv:1211.2003. Bibcode:2012Natur.491..228C. doi:10.1038 / příroda11521. PMID  23123848. S2CID  4397580.
  11. ^ Kozyreva, Alexandra; Kromer, Markus; Noebauer, Ulrich M; Hirschi, Raphael (21. září 2018). „OGLE14-073 - slibný kandidát na supernovu nestability párů“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 479 (3): 3106–3114. arXiv:1804.05791. doi:10.1093 / mnras / sty983. ISSN  0035-8711. S2CID  119430876 - přes OUP.
  12. ^ Gomez, Sebastian; Berger, Edo; Nicholl, Matt; Blanchard, Peter K .; Villar, V. Ashley; Patton, Locke; Chornock, Ryan; Leja, Joel; Hosseinzadeh, Griffin; Cowperthwaite, Philip S. (2019). „SN 2016iet: Pulzující nebo párová nestabilita výbuchu masivního jádra CO s nízkou kovovou stálostí zabudovaného do hustého cirkumstelárního média chudého na vodík“. Astrofyzikální deník. 881 (2): 87. arXiv:1904.07259. Bibcode:2019ApJ ... 881 ... 87G. doi:10,3847 / 1538-4357 / ab2f92. S2CID  119314293.

externí odkazy