Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Представление художника НАСА о взрыве сверхновой сверхновой SN 2006gy

Супер-световой сверхновой ( SLSN , множественное супер светящиеся сверхновые или SLSNe ) представляет собой тип взрыва звезды с светимостью 10 или более раз выше , чем у стандартного сверхновых . [1] Как и сверхновые , SLSNe, по-видимому, образуются с помощью нескольких механизмов, которые легко выявляются по их кривым блеска и спектрам . Существует несколько моделей того, при каких условиях может образоваться SLSN, в том числе коллапс ядра у особо массивных звезд , миллисекундные магнетары , взаимодействие соколозвездный материал (модель CSM) или сверхновые с парной нестабильностью .

Первая подтвержденная сверхсветовая сверхновая, связанная со вспышкой гамма-излучения, не была обнаружена до 2003 года, когда GRB 030329 осветил созвездие Льва. [2] SN 2003dh представляла собой смерть звезды, в 25 раз более массивной, чем Солнце, с выбросом вещества со скоростью более одной десятой скорости света. [3]

В июне 2018 года была обнаружена AT2018cow , которая оказалась очень мощным астрономическим взрывом , в 10-100 раз ярче, чем обычная сверхновая. [4] [5]

Сегодня [ когда? ] считается, что звезды с M ≥ 40 M ☉ рождают сверхсветовые сверхновые. [6]

Классификация [ править ]

Открытие многих SLSNe в 21 веке показало, что они не только были на порядок более яркими, чем большинство сверхновых, но и вряд ли их остатки были вызваны типичным радиоактивным распадом, который отвечает за наблюдаемые энергии обычных сверхновых. [ требуется проверка ]

SLSNe события использовать отдельную схему классификации , чтобы отличить их от обычного типа Ia , типа Ib / Ic и II типа сверхновых, [7] примерно различие между спектральной сигнатуры , богатых водородом и водорода бедных событий. [ требуется проверка ]

Богатые водородом SLSNe классифицируются как SLSN-II типа, при этом наблюдаемое излучение проходит через изменяющуюся непрозрачность толстой расширяющейся водородной оболочки. Большинство бедных водородом событий классифицируются как тип SLSN-I, где его видимое излучение создается большой расширяющейся оболочкой материала, приводимой в действие неизвестным механизмом. Третья менее распространенная группа SLSNe также бедна водородом и аномально светится, но явно питается за счет радиоактивности от 56 Ni . [8] [ требуется проверка ]

Растущее число открытий обнаруживает, что некоторые SLSNe не вписываются в эти три класса, поэтому были описаны дополнительные подклассы или уникальные события. Многие или все SLSN-I показывают спектры без водорода или гелия, но имеют кривые блеска, сопоставимые с обычными сверхновыми типа Ic, и теперь классифицируются как SLSN-Ic. [9] PS1-10afx - необычно красный безводородный SLSN с чрезвычайно быстрым ростом до почти рекордной пиковой яркости и необычно быстрым спадом. [10] PS1-11ap похож на SLSN типа Ic, но имеет необычно медленный рост и снижение. [9]

Астрофизические модели [ править ]

Было предложено множество причин для объяснения событий, которые на порядок или больше, чем стандартные сверхновые. Модели коллапсара и CSM (околозвездного вещества) являются общепринятыми, и ряд событий хорошо наблюдается. Другие модели все еще принимаются только в предварительном порядке или остаются полностью теоретическими.

Модель Collapsar [ править ]

Для полностью схлопнувшейся звезды см. Звездную черную дыру .
Кривые блеска по сравнению с обычными сверхновыми

Модель коллапсара - это тип сверхсветовой сверхновой, которая создает гравитационно коллапсированный объект или черную дыру . Слово «Коллапсар», сокращенно от «обрушилась звезда », ранее был использован для обозначения конечного продукта звездного гравитационного коллапса , в черной дыры звездной массы . Это слово сейчас иногда используется для обозначения конкретной модели коллапса быстро вращающейся звезды. Когда происходит коллапс ядра в звезде с ядром , по меньшей мере приблизительно пятнадцать массы Солнца ( М ☉) - хотя химический состав и скорость вращения также важны - энергии взрыва недостаточно, чтобы вытеснить внешние слои звезды, и она схлопнется в черную дыру, не вызвав видимой вспышки сверхновой.

Звезда с массой ядра немного ниже этого уровня в диапазоне 5-15  М ☉ -будет пройти взрыв сверхновой, но так много выброшенный масса падает обратно на основной остаток , что он все еще коллапсирует в черную дыру. Если такая звезда вращается медленно, то она образует слабую сверхновую, но если звезда вращается достаточно быстро, то откат к черной дыре приведет к релятивистским струям.. Энергия, которую эти струи передают в выброшенную оболочку, делает видимую вспышку значительно более яркой, чем у стандартной сверхновой. Струи также испускают частицы высокой энергии и гамма-лучи непосредственно наружу и тем самым создают рентгеновские или гамма-всплески; струи могут длиться несколько секунд или дольше и соответствовать долгосрочным гамма-всплескам, но они, по-видимому, не объясняют краткосрочные гамма-всплески.

Звезды с 5-15  M ☉ сердечников имеют приблизительную общую массу 25-90  М ☉ , предполагая , что звезда не претерпела значительную потерю массы. Такая звезда все еще будет иметь водородную оболочку и взорвется как сверхновая типа II. Слабые сверхновые типа II наблюдались, но не было определенных кандидатов в SLSN типа II (кроме типа IIn, которые не считаются реактивными сверхновыми). Только звезды популяции III с очень низкой металличностью достигнут этой стадии своей жизни с небольшой потерей массы. У других звезд, в том числе у большинства из видимых нам, большая часть внешних слоев будет снесена из-за высокой светимости, и они станут Вольф-Райе.звезды. Некоторые теории предполагают, что они будут производить сверхновые типа Ib или Ic, но ни одно из этих событий до сих пор не наблюдалось в природе. Многие наблюдаемые SLSNe, вероятно, относятся к типу Ic. Те, которые связаны с гамма-всплесками, почти всегда относятся к типу Ic, что является очень хорошими кандидатами на то, чтобы релятивистские струи образовывались в результате отката к черной дыре. Однако не все SLSNe типа Ic соответствуют наблюдаемым гамма-всплескам, но события будут видны только в том случае, если один из джетов будет направлен на нас.

В последние годы большое количество данных наблюдений за длительными гамма-всплесками значительно расширило наше понимание этих событий и прояснило, что модель коллапсара производит взрывы, которые только в деталях отличаются от более или менее обычных сверхновых и имеют диапазоны энергий примерно от нормальных. примерно в 100 раз больше.

Хорошим примером коллапсарного SLSN является SN 1998bw , [11], который был связан с гамма-всплеском GRB 980425 . Она классифицируется как сверхновая типа Ic из-за ее отличительных спектральных свойств в радиоспектре , указывающих на присутствие релятивистской материи.

Модель околозвездного материала [ править ]

Почти все наблюдаемые SLSNe имели спектры, подобные сверхновым типа Ic или типа IIn. Считается, что SLSNe типа Ic образуется в результате обратного выброса в черную дыру, но SLSNe типа IIn имеют существенно разные кривые блеска и не связаны со всплесками гамма-излучения. Все сверхновые типа IIn заключены в плотную туманность, вероятно, изгнанную из самой звезды-прародителя, и этот околозвездный материал (CSM) считается причиной дополнительной светимости. [12]Когда материал, выброшенный в результате первоначального нормального взрыва сверхновой, встречает плотный материал туманности или пыль вблизи звезды, ударная волна эффективно преобразует кинетическую энергию в видимое излучение. Этот эффект значительно усиливает эти сверхновые с увеличенной продолжительностью и чрезвычайно ярким светом, хотя начальная энергия взрыва была такой же, как и у обычных сверхновых.

Хотя любой тип сверхновой потенциально может произвести SLSNe типа IIn, теоретические ограничения на размеры и плотность окружающих CSM действительно предполагают, что он почти всегда будет производиться самой центральной звездой-прародителем непосредственно перед наблюдаемым событием сверхновой. Такие звезды являются вероятными кандидатами в гипергиганты или LBV, которые, по-видимому, претерпевают значительную потерю массы из-за нестабильности Эддингтона , например, SN2005gl . [13]

Сверхновая с парной нестабильностью [ править ]

Основная статья: Сверхновая с парной нестабильностью

Другой тип подозреваемых SLSN - это сверхновая с парной нестабильностью , первым наблюдаемым примером которой может быть SN 2006gy [14] . Эта сверхновая звезда наблюдалась в галактике примерно в 238 миллионах световых лет (73 мегапарсека ) от Земли.

Теоретическая основа коллапса парной нестабильности была известна в течение многих десятилетий [15] и была предложена в качестве доминирующего источника элементов с более высокой массой в ранней Вселенной после взрыва сверхмассивных звезд популяции III . В сверхновой с парной нестабильностью эффект образования пар вызывает внезапное падение давления в ядре звезды, что приводит к быстрому частичному коллапсу. Гравитационная потенциальная энергия от коллапса вызывает неконтролируемое слияние ядра, которое полностью разрушает звезду, не оставляя остатков.

Модели показывают, что это явление происходит только у звезд с чрезвычайно низкой металличностью и массой примерно в 140-260 раз больше Солнца, что делает их крайне маловероятными в локальной вселенной. Хотя первоначально предполагалось, что SLSN-взрывы будут в сотни раз больше, чем у сверхновой, современные модели предсказывают, что они на самом деле дают светимость в диапазоне от примерно такой же, как у обычной сверхновой звезды с коллапсом ядра, до, возможно, в 50 раз ярче, хотя остаются яркими гораздо дольше. [16]

Высвобождение энергии магнетара [ править ]

Модели рождения и последующего замедления вращения магнетара дают гораздо более высокую светимость, чем обычные сверхновые [17] [18] события, и соответствуют наблюдаемым свойствам [19] [20] по крайней мере некоторых SLSNe. В тех случаях, когда сверхновая с парной нестабильностью может не подходить для объяснения SLSN, [21] объяснение с помощью магнетара более правдоподобно.

Другие модели [ править ]

Все еще существуют модели взрывов SLSN, производимых двойными системами, белыми карликами или нейтронными звездами в необычном расположении или в процессе слияния, и некоторые из них предлагаются для объяснения некоторых наблюдаемых гамма-всплесков.

См. Также [ править ]

  • Гипернова  - сверхновая, которая выбрасывает большую массу с необычно высокой скоростью.
  • Прародители гамма-всплесков  - типы небесных объектов, которые могут испускать гамма-всплески.
  • Кварковая звезда  - компактная экзотическая звезда, которая образует материю, состоящую в основном из кварков.
  • Кварк-нова  - Гипотетический сильный взрыв в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду.

Ссылки [ править ]

  1. ^ MacFadyen (2001). «Сверхновые, джеты и коллапсары». Астрофизический журнал . 550 (1): 410–425. arXiv : astro-ph / 9910034 . Bibcode : 2001ApJ ... 550..410M . DOI : 10.1086 / 319698 . S2CID  1673646 .
  2. ↑ Дадо (2003). «Сверхновая, связанная с GRB 030329». Астрофизический журнал . 594 (2): L89–92. arXiv : astro-ph / 0304106 . Bibcode : 2003ApJ ... 594L..89D . DOI : 10.1086 / 378624 . S2CID 10668797 . 
  3. ^ Krehl (2009). История ударных волн, взрывов и ударов . Bibcode : 2009hswe.book ..... K .
  4. ^ Смарт, SJ; и другие. (17 июня 2018 г.). «ATLAS18qqn (AT2018cow) - яркий переходный процесс, пространственно совпадающий с CGCG 137-068 (60 Мпк)» . Телеграмма астронома . 11727 (11727): 1. Bibcode : 2018ATel11727 .... 1S . Проверено 25 сентября 2018 года .
  5. ↑ Андерсон, Пол Скотт (28 июня 2018 г.). «Астрономы видят загадочный взрыв на расстоянии 200 миллионов световых лет от нас. Сверхновые или взрывающиеся звезды - относительно обычное явление. Но теперь астрономы наблюдали ошеломляющий новый тип космического взрыва, который, как считается, в 10-100 раз ярче, чем обычная сверхновая» . Земля и небо . Проверено 25 сентября 2018 года .
  6. ^ Хегер (2003). «Как массивные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . DOI : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632 . 
  7. ^ Куимби, RM; Кулкарни, SR; Касливал, ММ; Гал-Ям, А .; Arcavi, I .; Салливан, М .; Nugent, P .; Thomas, R .; Хауэлл, Д.А.; и другие. (2011). «Бедные водородом сверхсветовые взрывы звезд». Природа . 474 (7352): 487–9. arXiv : 0910.0059 . Bibcode : 2011Natur.474..487Q . DOI : 10,1038 / природа10095 . PMID 21654747 . S2CID 4333823 .  
  8. Перейти ↑ Gal-Yam, Avishay (2012). «Светящиеся сверхновые». Наука . 337 (6097): 927–32. arXiv : 1208,3217 . Bibcode : 2012Sci ... 337..927G . DOI : 10.1126 / science.1203601 . PMID 22923572 . S2CID 206533034 .  
  9. ^ а б МакКрам, М .; Smartt, SJ; Kotak, R .; Отдых, А .; Jerkstrand, A .; Inserra, C .; Родни, С.А.; Chen, T.-W .; Хауэлл, Д.А.; и другие. (2013). «Сверхсветовая сверхновая PS1-11ap: преодоление разрыва между низким и высоким красным смещением». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 656–674. arXiv : 1310,4417 . Bibcode : 2014MNRAS.437..656M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1923 . S2CID 119224139 . 
  10. ^ Chornock, R .; Berger, E .; Отдых, А .; Milisavljevic, D .; Lunnan, R .; Фоли, Р.Дж.; Содерберг AM; Smartt, SJ; Бургассер, AJ; и другие. (2013). «PS1-10afx при z = 1,388: открытие Pan-STARRS1 нового типа сверхновой сверхновой». Астрофизический журнал . 767 (2): 162. arXiv : 1302,0009 . Bibcode : 2013ApJ ... 767..162C . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 767/2/162 . S2CID 35006667 . 
  11. ^ Фудзимото, SI; Nishimura, N .; Хашимото, Массачусетс (2008). «Нуклеосинтез в магнитных струях из коллапсаров». Астрофизический журнал . 680 (2): 1350–1358. arXiv : 0804.0969 . Bibcode : 2008ApJ ... 680.1350F . DOI : 10.1086 / 529416 . S2CID 118559576 . 
  12. ^ Смит, N .; Chornock, R .; Li, W .; Ganeshalingam, M .; Сильверман, JM; Фоли, Р.Дж.; Филиппенко, А.В.; Барт, AJ (2008). "SN 2006tf: извержения-предшественники и оптически толстый режим сверхновых сверхновых типа IIn с высокой светимостью". Астрофизический журнал . 686 (1): 467–484. arXiv : 0804.0042 . Bibcode : 2008ApJ ... 686..467S . DOI : 10.1086 / 591021 . S2CID 16857223 . 
  13. ^ Гал-Ям, А .; Леонард, округ Колумбия (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародитель сверхновой SN 2005gl». Природа . 458 (7240): 865–867. Bibcode : 2009Natur.458..865G . DOI : 10,1038 / природа07934 . PMID 19305392 . S2CID 4392537 .  
  14. ^ Смит, N .; Chornock, R .; Сильверман, JM; Филиппенко, А.В.; Фоли, Р.Дж. (2010). "Спектральная эволюция сверхновой сверхновой IIn необычного типа 2006 г.". Астрофизический журнал . 709 (2): 856–883. arXiv : 0906.2200 . Bibcode : 2010ApJ ... 709..856S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 709/2/856 . S2CID 16959330 . 
  15. ^ Фрэли, GS (1968). «Взрывы сверхновых звезд, вызванные нестабильностью образования пар» (PDF) . Астрофизика и космическая наука . 2 (1): 96–114. Bibcode : 1968Ap & SS ... 2 ... 96F . DOI : 10.1007 / BF00651498 . S2CID 122104256 .  
  16. ^ Kasen, D .; Woosley, SE; Хегер, А. (2011). «Сверхновые с парной нестабильностью: кривые блеска, спектры и ударная волна». Астрофизический журнал . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Bibcode : 2011ApJ ... 734..102K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102 . S2CID 118508934 . 
  17. ^ Вусли, SE (август 2010). «Яркие сверхновые от рождения магнетара». Письма в астрофизический журнал . 719 (2): L204 – L207. arXiv : 0911.0698 . Bibcode : 2010ApJ ... 719L.204W . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 719/2 / L204 . S2CID 118564100 . 
  18. ^ Касен, Даниэль; Бильдстен, Ларс (2010). "Кривые блеска сверхновой на молодых магнитарах". Астрофизический журнал . 717 (1): 245–249. arXiv : 0911.0680 . Bibcode : 2010ApJ ... 717..245K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 717/1/245 . S2CID 118630165 . 
  19. ^ Inserra, C .; Smartt, SJ; Jerkstrand, A .; Valenti, S .; Fraser, M .; Райт, Д .; Smith, K .; Chen, T.-W .; Kotak, R .; и другие. (Июнь 2013). «Super Luminous Ic Supernovae: ловить магнетар за хвост». Астрофизический журнал . 770 (2): 128. arXiv : 1304.3320 . Bibcode : 2013ApJ ... 770..128I . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/128 . S2CID 13122542 . 
  20. ^ Хауэлл, DA; Kasen, D .; Lidman, C .; Салливан, М .; Конли, А .; Astier, P .; Balland, C .; Карлберг, Р.Г.; Fouchez, D .; и другие. (Октябрь 2013). «Две сверхновые сверхновые звезды из ранней Вселенной, обнаруженные Исследованием наследия сверхновых». Астрофизический журнал . 779 (2): 98. arXiv : 1310.0470 . Bibcode : 2013ApJ ... 779 ... 98H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 779/2/98 . S2CID 119119147 . 
  21. ^ Nicholl, M .; Smartt, SJ; Jerkstrand, A .; Inserra, C .; McCrum, M .; Kotak, R .; Fraser, M .; Райт, Д .; Chen, T.-W .; и другие. (Октябрь 2013). «Медленно затухающие сверхсветовые сверхновые, не являющиеся взрывами парной нестабильности». Природа . 502 (7471): 346–9. arXiv : 1310.4446 . Bibcode : 2013Natur.502..346N . DOI : 10,1038 / природа12569 . PMID 24132291 . S2CID 4472977 .  

Дальнейшее чтение [ править ]

  • MacFadyen, AI; Вусли, С.Е. (1999). «Коллапсары: гамма-всплески и взрывы в« неудавшихся сверхновых » ». Астрофизический журнал . 524 (1): 262–289. arXiv : astro-ph / 9810274 . Bibcode : 1999ApJ ... 524..262M . DOI : 10.1086 / 307790 . S2CID  15534333 .
  • Woosley, SE (1993). «Гамма-всплески от дисков аккреции звездной массы вокруг черных дыр». Астрофизический журнал . 405 (1): 273–277. Bibcode : 1993ApJ ... 405..273W . DOI : 10.1086 / 172359 .
  • Пиран, Т. (2004). «Физика гамма-всплесков». Обзоры современной физики . 76 (4): 1143–1210. arXiv : astro-ph / 0405503v1 . Bibcode : 2004RvMP ... 76.1143P . DOI : 10.1103 / RevModPhys.76.1143 . S2CID  118941182 .
  • Хьорт, Йенс; Соллерман, Джеспер; Møller, Palle; Финбо, Йохан ПУ; Woosley, Stan E .; Ковелиоту, Крисса; Tanvir, Nial R .; Грейнер, Йохен; Андерсен, Майкл I .; и другие. (2003). «Очень мощная сверхновая, связанная с гамма-всплеском 29 марта 2003 года». Природа . 423 (6942): 847–50. arXiv : astro-ph / 0306347 . Bibcode : 2003Natur.423..847H . DOI : 10,1038 / природа01750 . PMID  12815425 . S2CID  4405772 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Список всех сверхновых сверхновых в Открытом каталоге сверхновых .