Typu la supernowa (odczyt „ typ 1-A ”), albo termojądrowej supernowÄ jest rodzajem supernowej występujących w układach binarnych , zawierających co najmniej jedną białego karłowatych , inne gwiazdy powodowania jakiegokolwiek typu, d „ olbrzymi w mniejszym białej krasnolud.
Masa białych karłów składających się z węgla i tlenu o niskiej prędkości obrotowej jest fizycznie ograniczona do 1,4 mas Słońca . Poza tą masą krytyczną , zwykle myloną z masą Chandrasekhara , wyzwalane są reakcje syntezy jądrowej , które prowadzą do powstania supernowej. Zwykle dzieje się tak, gdy biały karzeł stopniowo akreuje materię z partnera lub łączy się z innym białym karłem, powodując osiągnięcie masy krytycznej, dlatego ten typ supernowej jest widoczny tylko w układach podwójnych. Ogólnie przyjmuje się, że serce białego karła osiąga warunki topnienia węgla i w ciągu kilku sekund znaczna część jego masy ulega fuzji jądrowej, która uwalnia wystarczającą ilość energii (1–2 × 10 44 J ), aby całkowicie rozpaść się w eksplozję termojądrową .
Ze względu na stałą wartość masy krytycznej wywołującej te eksplozje, supernowe typu Ia wykazują stosunkowo stałą krzywą jasności, co pozwala na ich użycie jako standardowych świec do pomiaru odległości od ich galaktyki macierzystej od ich pozornej jasności mierzonej od Ziemi . Obserwacja takich supernowych na samym początku ich wybuchu jest szczególnie rzadka, ale pozwala na dostosowanie modeli i kalibrację świec standardowych w celu w szczególności lepszej oceny ekspansji Wszechświata i efektów energii. czarny .
Supernowa typu Ia jest subkategorii w klasyfikacji Minkowskiego-Zwicky odpowiednim astronomów Rudolph Minkowskiego i Fritz Zwicky . Takie supernowe mogą powstawać na różne sposoby, ale mają wspólny mechanizm. Fakt, że pochodzą one od białych karłów, potwierdziła obserwacja jednego z nich w 2014 roku w galaktyce Messier 82 . Biały karzeł o niskiej rotacji może akreować materię z partnera i przekraczać granicę Chandrasekhara wynoszącą około 1,4 M ☉ ( masa Słońca ), tak że nie może już dłużej podtrzymywać swojego ciężaru przez ciśnienie degeneracji elektronowej (w) . W przypadku braku procesu zdolnego do zrównoważenia kolapsu grawitacyjnego , biały karzeł utworzyłby gwiazdę neutronową , tak jak w przypadku białych karłów składających się głównie z tlenu , neonu i magnezu .
Opinia podzielana przez astronomów, którzy modelują wybuchy supernowych typu Ia, jest jednak taka, że ta granica nigdy nie została tak naprawdę osiągnięta i że zapadnięcie się nigdy nie zostanie wywołane. Bylibyśmy raczej świadkami wzrostu temperatury jądra gwiazdy pod wpływem wzrostu ciśnienia i gęstości znajdującej się w nim materii, wywołując proces konwekcyjny przy zbliżaniu się do masy Chandrasekhara około 99%, procesy trwające na rzędu tysiąca lat. W tej fazie następuje synteza węgla zgodnie z procesami, które nie są jeszcze dokładnie znane. Fuzyjne tlenu rozpoczyna się po krótkim czasie, ale tlen nie jest zużywana całkowicie, jak na węglu .
Gdy zaczyna się topienie , temperatura białego karła wzrasta. Gwiazda z sekwencji głównego na schemacie Hertzsprunga-Russell mogą rozwijać , a więc ochłodzić , aby zrównoważyć ich temperaturę, jednak w karłów The ciśnienie degeneracja jest zależna od temperatury, co zwiększa się bardzo szybko, powodując termojądrowa zbieg. Błysk przyspiesza zatem znacznie, w szczególności z powodu niestabilności Rayleigha-Taylora i interakcji z turbulencjami . Kwestią dyskusyjną jest, czy ten błysk zamienia się w naddźwiękową detonację z poddźwiękowego wybuchu .
Niezależnie od rozważań na temat zainicjowania wybuchu supernowej, ogólnie przyjmuje się, że znaczna część węgla i tlenu białego karła łączy się w cięższe pierwiastki chemiczne w ciągu zaledwie kilku sekund, co prowadzi do wzrostu temperatury wewnętrznej aż do osiągnięcia kilka miliardów stopni. Uwolniona energia (1–2 × 10 44 J ) jest więcej niż wystarczająca do rozpadu gwiazdy, tj. do nadania cząstkom składowym gwiazdy wystarczającej energii kinetycznej do rozproszenia się w przestrzeni. Supernowa wyrzuca swoją materię, generując falę uderzeniową z typowymi prędkościami rzędu 5 000 do 20 000 km/s , czyli prawie 6% prędkości światła . Energia uwolniona podczas eksplozji jest źródłem ekstremalnej jasności gwiazdy. Supernowa typu Ia zazwyczaj osiąga jasność bezwzględną -19,3 - około pięć miliardów razy większą od Słońca - z niewielką zmiennością.
Supernowe typu Ia różnią się zasadniczo od supernowych typu II , w których zewnętrzne warstwy gwiazdy przechodzą kataklizmowy wybuch napędzany grawitacyjną energią potencjalną uwalnianą przez zapadnięcie się jądra gwiazdy poprzez emisję masywnego neutrina .
Ten rodzaj supernowej występuje tylko w układzie wielokrotnym , nie może zostać wyzwolony przez samą gwiazdę prekursora. Zasadniczo obejmuje kilka gwiazd , z których przynajmniej jedna jest zdegenerowanym zwłokami , białym karłem .
Pierwszy mechanizm powstawania tego typu supernowej zachodzi w zwartych układach podwójnych . System składa się z dwóch gwiazd ciągu głównego , z których jedna jest masywniejsza od drugiej. Masywniejsza z nich gwiazda ewoluuje szybciej w kierunku asymptotycznej gałęzi olbrzymów , w fazie, w której jej otoczka znacznie się rozszerza. Jeśli obie gwiazdy mają wspólną otoczkę , Układ może stracić dużo masy i znacznie zmniejszyć swój moment pędu , promień orbity i okres obrotu . Gdy pierwsza gwiazda osiągnie stadium białego karła , druga, początkowo mniej masywna, z kolei ewoluuje, by osiągnąć stadium czerwonego olbrzyma . Ekspansja jego zewnętrznych warstw powoduje, że przechodzą przez płat Roche'a pary . Biały karzeł może wtedy akreować część masy olbrzyma, podczas gdy dwie gwiazdy krążą wokół siebie, zbliżając się do punktu osiągnięcia orbit, których okres obrotu może trwać tylko kilka godzin. Jeśli akrecja będzie trwała wystarczająco długo, biały karzeł może w końcu zbliżyć się do masy Chandrasekhar .
Biały karzeł może również akreować materię z innych typów towarzyszy, takich jak podolbrzym, a nawet gwiazda ciągu głównego. Dokładny proces ewolucyjny podczas tej fazy akrecji pozostaje niepewny, ponieważ zależy zarówno od tempa akrecji, jak i przeniesienia momentu pędu na białego karła. Szacuje się, że ponad 20% supernowych typu Ia pochodzi od prostych zdegenerowanych przodków.
Innym mechanizmem wyzwalającym supernową typu Ia jest fuzja dwóch białych karłów, których masa jest większa niż masa Chandrasekhara .
Lone Star kolizje w Drodze Mlecznej występują co 10 7 do 10 13 lat znacznie rzadziej niż Novae . Są bardziej powszechne w sercu gromad kulistych (patrz Niebieski marudnik ). Jednym z prawdopodobnych scenariuszy jest spotkanie z układem podwójnym lub pomiędzy dwoma układami podwójnymi zawierającymi białe karły. Takie spotkania mogą tworzyć zwarty układ podwójny dwóch białych karłów dzielących wspólną otoczkę i prawdopodobnie doprowadzić do fuzji dwóch gwiazd. Przegląd 4000 białych karłów przez Sloan Digital Sky Survey zidentyfikowano 15 podwójnych systemów, co statystycznie odpowiada fuzji białych karłów na sto lat w Drodze Mlecznej, z częstotliwością porównywalną do tej z supernowych typu Ia zidentyfikowane. W sąsiedztwie Układ Słoneczny .
Scenariusz podwójnego przodka jest jednym z wyjaśnień proponowanych do uwzględnienia masy 2 M ☉ przodka supernowej SN 2003fg (en) . Jest to również jedyne wiarygodne wyjaśnienie dla pozostałego SNR 0509-67,5 ( cale ) , przy czym wszystkie scenariusze jednego przodka zostały unieważnione. Jest to w końcu bardzo prawdopodobny scenariusz dla supernowej SN 1006, o ile w jej poświacie nie znaleziono żadnych pozostałości ewentualnego towarzysza .
Ostatnim krokiem jest eksplozja gwiazdy. Zdegenerowane zwłoki stają się gigantyczną bombą termojądrową „zainicjowaną” przez zapadnięcie grawitacyjne . Reakcje jądrowe rozpoczynają się i zanikają w ciągu kilku chwil, ponieważ uwolniona energia cieplna jest dodawana do energii powstałej w wyniku zawalenia i nie zmienia znacząco ciśnienia w strefach zdegenerowanych. Reakcje przebiegają bardzo szybko, aż około połowa masy gwiazdy zostanie przekształcona w nikiel 56 .
Pod wpływem ciśnienia termicznego wytwarzanego przez strefę zdegenerowaną, górne warstwy są rozdmuchiwane, co usuwa stan zwyrodnieniowy warstw dolnych, które są stopniowo „obierane”. Samo serce też prawdopodobnie bardzo szybko osiąga punkt, w którym stan zwyrodnienia ustępuje. Ciśnienie ponownie staje się bezpośrednią funkcją temperatury i zapadanie jest odwrócone.
Gwiazda całkowicie rozpadła się w eksplozji. Żadna pozostałość nie pozostaje, w przeciwieństwie do supernowych z zawalającym sercem .
W przeciwieństwie do innych typów supernowych , supernowe typu Ia występują we wszystkich rodzajach galaktyk , w tym galaktykach eliptycznych . Nie występują one preferencyjnie w rejonach formowania się gwiazd . Ponieważ białe karły są końcową fazą ciągu głównego , zaangażowane układy podwójne zdążyły znacznie przemieścić się z obszarów, w których się uformowały. Zwarty układ podwójny może być również sceną transferu masy do białego karła przez akrecję przez kolejne miliony lat, zanim wywoła eksplozję termojądrową, która doprowadzi do powstania supernowej.
Identyfikacja przodka supernowej jest od dawna problem w astronomii, który pochodzi z początku xx th century. Bezpośrednia obserwacja przodków dostarczyłaby przydatnych informacji do określenia wartości ich parametrów, które zasilają modele supernowych. Obserwacja supernowej SN 2011fe dostarczyła zatem interesujących informacji. Obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a nie pokazują żadnych gwiazd w miejscu eksplozji, co wyklucza obecność czerwonego olbrzyma . Rozszerza osocza z punktu wybuchu zawiera węgiel i tlen , dzięki czemu jest prawdopodobne, że biały karzeł składa się z tych elementów był odpowiedzialny za wybuch. Obserwacja sąsiedniej supernowej PTF 11kx , odkrytej dnia16 stycznia 2011przez Palomar Transient Factory (PTF), doprowadziły do wniosku, że eksplozja pochodzi od prostego zdegenerowanego przodka, w tym czerwonego olbrzyma, co sugeruje, że możliwe jest zaobserwowanie supernowej typu I z izolowanego przodka. Bezpośrednia obserwacja przodka PTF 11kx potwierdziła ten wniosek, a także pozwoliła na odkrycie okresowych erupcji nowych przed ostateczną eksplozją. Późniejsza analiza wykazała jednak, że materia okołogwiazdowa jest zbyt masywna dla prostego scenariusza zdegenerowanych przodków i lepiej pasuje do fuzji jądra czerwonego olbrzyma z białym karłem.
Supernowe typu I mają charakterystyczną krzywą blasku . Wokół ich szczyt jasności ich widmo zawiera linie z elementów o pośredniej masie pomiędzy tlenu i wapnia , które są głównymi składnikami zewnętrznymi warstwami gwiazdy . Po kilku miesiącach ekspansji, kiedy zewnętrzne warstwy stają się przezroczyste, widmo zdominowane jest przez emisje z materii znajdującej się w pobliżu jądra gwiazdy, złożonej z ciężkich pierwiastków z nukleosyntezy towarzyszącej wybuchowi , zasadniczo izotopów o masie bliskiej w przypadku żelaza , to znaczy elementy piku żelaza : chromu , manganu , kobaltu i niklu , w uzupełnieniu do samego żelaza. Rozpad z niklu 56 do kobaltu 56 , a następnie do żelaza 56 wytwarza energiczne fotonami , które stanowią większość średnim i długim okresie promieniowania po wybuchu:
.Ponieważ proces ich inicjacji jest dość precyzyjny, przebiegający w bardzo specyficznych warunkach, osiągnięta wielkość i krzywa zaniku ich jasności (zdominowana przez radioaktywny rozpad niklu 56 ) są charakterystyczne dla tego typu supernowych. Dlatego są używane jako „świece standardowe” do określania odległości pozagalaktycznych.
Wykorzystanie supernowych typu Ia do pomiaru odległości zostało po raz pierwszy przetestowane przez zespół chilijskich i amerykańskich astronomów z Uniwersytetu Chile i międzyamerykańskiego obserwatorium w Cerro Tololo , Calán/Tololo Supernova Survey . W serii artykułów z lat 90. badania wykazały, że chociaż nie wszystkie supernowe typu Ia osiągają taką samą maksymalną jasność, można wykorzystać pomiar pojedynczego parametru krzywej jasności, aby go skorygować, uzyskując standardowe wartości świec . Oryginalna korekta jest znana jako korekta Phillipsa , a prace tego zespołu pokazują, że potrafi on obliczyć odległości z dokładnością do 7%. Ta jednorodność maksymalnej jasności wynika z ilości niklu 56 produkowanego w białych karłach eksplodujących a priori w pobliżu masy Chandrasekhara , która jest stała .
Względna jednorodność absolutnych profili jasności praktycznie wszystkich znanych supernowych typu I doprowadziła do ich wykorzystania jako wtórnych świec standardowych w astronomii pozagalaktycznej . Ulepszony kalibracji w związku okresowa jaskrawości z cefeid i bezpośredniego pomiaru odległości M106 pomocą jego MASER emisji stało się możliwe, przez połączenie absolutnego jasność typu I supernowe z prawem HST , aby ulepszyć wartość Stała Hubble'a .
Pewien typ I supernowe mają nietypowy profil podobny do SN 2002cx (Pl) , które charakteryzują się szybkością wyrzucających o wielkości pomiędzy 2000 i 8000 km / s , wolniejsze niż typu I supernowe. Typowa, niższe wartości bezwzględne Spośród rzędu -14,2 do -18,9 oraz gorące fotosfery . Przypuszczalnie powstałe w wyniku akrecji materii z gwiazdy helowej na białego karła , nazywane są supernowymi toporami typu I.