Supernova pulzující párové nestability - Pulsational pair-instability supernova - Wikipedia

A pulzní párová nestabilita supernova je podvodník supernovy událost, která se obvykle vyskytuje ve hvězdách kolem 100 až 130 sluneční hmota (M☉ ), na rozdíl od typické supernova nestability párů který se vyskytuje ve hvězdách 130 až 250M☉. Stejně jako supernovy párové nestability jsou i pulzní párové nestability supernovy způsobeny odčerpáváním energie hvězdy při výrobě elektron -pozitron páry, ale zatímco supernova nestability páru úplně naruší hvězdu v masivní supernově, erupce párové nestability hvězdy vylévá 10–25M☉. To obvykle zmenší na hmotnost menší než 100M☉, příliš malý na vytvoření páru elektron-pozitron, kde poté prochází a zhroucení jádra supernova nebo hypernova. Je možné, že k tomu došlo během erupce primární hvězdy roku 1843 Eta Carinae hvězdný systém, ačkoli o tom neexistují žádné důkazy.

Hvězdné chování

Pod 100M☉

Tepelný Gama paprsky v jádrech hvězd menších než 100M☉ nejsou dostatečně energetické na to, aby vytvářely páry elektron-pozitron. Některé z těchto hvězd podstoupí na konci svého života supernovy, ale příčinné mechanismy nesouvisejí s párovou nestabilitou.

100–130 M☉

Ve hvězdách 100–130M☉, může dojít k pulzující supernově párové nestability. Takové hvězdy jsou natolik masivní, že gama paprsky jsou dostatečně energické na to, aby produkovaly páry elektron-pozitron, ale obecně to nestačí k úplnému vybuchnutí hvězdy. Jádro spalující uhlík se komprimuje a ohřívá, když páry elektronů a pozitronů odstraňují tlak z vnějších fotonů, dokud se kyslík uložený v jádru náhle nezapálí v reakci s tepelným únikem, který vyvíjí pulz směrem ven, a poté se stabilizuje. Ve výsledku bude pravděpodobným výsledkem pulzující párová nestabilita supernova, ve které hvězda vyvrhne velké množství své hmoty, což ji obecně sníží pod 100M☉ kde obvykle podstoupí normální supernovu s kolapsem jádra. [2][1]

Nad 130M☉

Hvězdy nad 130M☉ bude mít dostatek hmoty k vytvoření párů elektronů a pozitronů; v těchto hvězdách bude větší produkce párů než ve hvězdách menších než 130M☉. Hvězdy 130 až 150M☉ často podstoupí supernovy pulzující párové nestability a potenciálně podstoupí více než jednu pulzaci, aby její hmotnost klesla pod 100M☉ i když mohou potenciálně jít plnou supernovu. Hvězdy nad 150M☉ bude obecně produkovat mnohem vyšší úrovně párů elektronů a pozitronů a obvykle bude produkovat více než jen to, co se vyžaduje od supernovy pulzující dvojice nestability. Hvězda se zahřeje více než v období 100–130M☉ hvězdy a reakce tepelného útěku, když se zapálí kyslíkové palivo, bude mnohem větší. Výsledkem je, že většina hvězd nad 150M☉ podstoupí úplnou supernovu párové nestability [2][1].

Fyzika

Tlak fotonu

Světlo v tepelné rovnováze má a černé tělesné spektrum s hustotou energie úměrnou čtvrtému výkonu teploty (tedy Stefan-Boltzmann zákon ). Vlnová délka maximálního vyzařování z černého tělesa je nepřímo úměrná jeho teplotě. To znamená, že frekvence a energie největší populace fotonů záření černého tělesa jsou přímo úměrné teplotě a dosahují rozsahu energie gama záření při teplotách nad 3×108 K.

Ve velmi velkých horkých hvězdách udržuje tlak gama paprsků ve hvězdném jádru horní vrstvy hvězdy podporované proti gravitačnímu tahu z jádra. Pokud se hustota energie gama paprsků náhle sníží, pak se vnější vrstvy hvězdy zhroutí dovnitř. Náhlé zahřátí a stlačení jádra generuje gama paprsky dostatečně energetické na to, aby se mohly přeměnit na lavinu párů elektron-pozitron, což dále snižuje tlak. Když se kolaps zastaví, pozitrony najdou elektrony a tlak z gama paprsků se opět zvýší.

Vytváření dvojic a zničení

Dostatečně energetické paprsky gama mohou interagovat s jádry, elektrony nebo navzájem za vzniku párů elektron-pozitron a páry elektron-pozitron mohou ničit a produkovat paprsky gama. Z Einsteinovy ​​rovnice E = mc2, gama paprsky musí mít více energie než hmotnost párů elektronů a pozitronů, aby tyto páry produkovaly.

Při vysokých hustotách hvězdného jádra dochází rychle k produkci párů a anihilaci, čímž se gama paprsky, elektrony a pozitrony udržují v tepelné rovnováze. Čím vyšší je teplota, tím vyšší jsou energie gama záření a tím větší je množství přenesené energie.

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 podporuje vnější vrstvy hvězdy. Hvězda se smršťuje, stlačuje a zahřívá jádro, čímž zvyšuje podíl energie absorbované vytvořením páru. Tlak se přesto zvyšuje, ale při kolapsu párové nestability není zvýšení tlaku dostatečné k tomu, aby odolalo nárůstu gravitačních sil, jak se hvězda stává hustší.

Světelné křivky a spektra

Pulzující supernovy párové nestability jsou pravděpodobně nejčastějšími událostmi párové nestability a jsou pravděpodobně běžnou příčinou podvodných událostí supernovy. V závislosti na povaze progenitorové hvězdy mohou mít vzhled supernovy typu II, Ib nebo Ic. [2]. Stejně jako supernovy párové nestability v plném rozsahu jsou pulzní supernovy párové nestability velmi jasné a vydrží o mnoho měsíců déle než typická supernova typu II nebo typu I.

Známé pulzující události párové nestability

Možné příklady supernov pulzující párové nestability zahrnují erupci roku 1843 Eta Carinae A, a možná SN 1000 + 0216 což mohla být buď pulzující párová nestabilita nebo supernova párové nestability. Události podobné Supernově z roku 1961 SN 1961V a SN 2010dn jsou považováni za potenciální podvodníky supernovy zahrnující masivní LBV (Svítící modré proměnné ) a mohly to být pulzace párové nestability, stejně jako opakující se události v iPTF14hls.[1][2]

Reference

  1. ^ Tato hvězda podváděla smrt a znovu a znovu explodovala. Lisa Grossman, Vědecké zprávy. 8. listopadu 2017.
  2. ^ Tato hvězda šla Supernova ... A pak šla znovu Supernova. Jake Parks, Discovery Magazine. 9. listopadu 2017.