Сверхсветовая сверхновая - Superluminous supernova

Художник НАСА впечатление от взрыва SN 2006gy, сверхновая сверхновая

А сверхсветовая сверхновая (SLSN, множественное число сверхсветящиеся сверхновые или же SLSNe) является разновидностью звездный взрыв с яркость В 10 и более раз выше, чем у стандарта сверхновые.[1] подобно сверхновые, SLSNe, по-видимому, производятся несколькими механизмами, что легко выявляется их кривые блеска и спектры. Существует несколько моделей того, в каких условиях может производиться SLSN, включая коллапс ядра В частности массивные звезды, миллисекунда магнетары, взаимодействие с околозвездный материал (Модель CSM), или сверхновые с парной нестабильностью.

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

В июне 2018 г. AT2018cow был обнаружен и оказался очень мощным астрономическим взрывом, в 10-100 раз ярче обычной сверхновой.[4][5]

Сегодня считается, что звезды с M ≥ 40 млн☉ производить сверхсветовые сверхновые.[6]

Классификация

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

События SLSNe используют отдельную схему классификации, чтобы отличить их от обычных тип Ia, тип Ib / Ic, и тип II сверхновые звезды[7] грубо различают спектральную сигнатуру событий с высоким и низким содержанием водорода.[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 56Ni.[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 - это 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

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

Для полностью схлопнувшейся звезды см. звездная черная дыра.
Кривые блеска по сравнению с обычными сверхновыми

Модель коллапсара - это тип сверхсветовой сверхновой, которая создает объект, коллапсирующий гравитацией, или черная дыра. Слово «коллапсар», сокращение от «свернутый» звезда ", раньше использовалось для обозначения конечного продукта звездного гравитационный коллапс, а черная дыра звездной массы. Это слово сейчас иногда используется для обозначения конкретной модели коллапса быстро вращающейся звезды. Когда коллапс ядра происходит у звезды, ядро ​​которой примерно в пятнадцать раз больше масса солнца (M☉) - 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 несколько ниже этого уровня - в диапазоне 5–15M☉- подвергнется взрыву сверхновой, но так много выброшенной массы упадет обратно на остаток ядра, что он все равно схлопнется в черную дыру. Если такая звезда вращается медленно, она образует слабую сверхновую, но если звезда вращается достаточно быстро, то откат к черной дыре приведет к релятивистские струи. 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 5–15M☉ сердечники имеют приблизительную общую массу 25–90M☉при условии, что звезда не претерпела значительной потери 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 самые низкие металличность Звезды популяции III достигнут этой стадии своей жизни с небольшой потерей массы. У других звезд, в том числе у большинства видимых нам, большая часть внешних слоев будет снесена из-за высокой яркости и станет 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 долгосрочными гамма-всплесками значительно расширило наше понимание этих событий и прояснило, что коллапсар модель производит взрывы, которые только в деталях отличаются от более или менее обычных сверхновых и имеют диапазон энергии от примерно нормального до примерно в 100 раз больше.

Хорошим примером коллапсара SLSN является SN 1998bw,[11] что было связано с гамма-всплеском GRB 980425. Классифицируется как сверхновая типа Ic из-за своего отличительного спектральный свойства в радио спектр, указывающий на наличие релятивистской материи.

Модель околозвездного материала

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 при первоначальном обычном взрыве 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 - вероятные кандидаты в гипергиганты или же LBV которые, как представляется, претерпевают существенные потеря массы, из-за Нестабильность Эддингтона, Например, SN2005gl.[13]

Сверхновая с парной нестабильностью

Основная статья: Сверхновая с парной нестабильностью

Другой тип подозреваемого SLSN - это сверхновая с парной нестабильностью, из которых SN 2006gy[14] возможно, это первый наблюдаемый пример. Это событие сверхновой наблюдалось в галактике около 238 миллионов световых лет (73 мегапарсек ) с Земли.

Теоретическая основа коллапса парной неустойчивости известна уже много десятилетий.[15] и был предложен как доминирующий источник элементов с более высокой массой в ранней Вселенной как сверхмассивный население III звезды взорвались. В сверхновой с парной нестабильностью парное производство Эффект 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 магнетарной энергии

Модели создания и последующего торможения магнетар дают гораздо более высокую светимость, чем обычные сверхновые[17][18] события и сопоставить наблюдаемые свойства[19][20] хоть какой-то SLSNe. В тех случаях, когда сверхновая с парной нестабильностью может не подходить для объяснения SLSN,[21] более правдоподобно магнетарное объяснение.

Другие модели

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 всплесков гамма-излучения.

Смотрите также

  • Гипернова - Сверхновая, выбрасывающая большую массу с необычно высокой скоростью
  • Прародители гамма-всплесков - Типы небесных объектов, которые могут излучать гамма-всплески
  • Кварковая звезда - Компактная экзотическая звезда, образующая материю, состоящую в основном из кварков.
  • Кварк-нова - Гипотетический сильный взрыв в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду

Рекомендации

  1. ^ Макфадьен (2001). «Сверхновые, джеты и коллапсары». Астрофизический журнал. 550 (1): 410–425. arXiv:астрофизик / 9910034. Bibcode:2001ApJ ... 550..410M. Дои: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. Дои:10.1086/378624. S2CID  10668797.
  3. ^ Крел (2009). История ударных волн, взрывов и ударов. Bibcode:2009hswe.book ..... K.
  4. ^ Smartt, S.J .; 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. Получено 25 сентября 2018.
  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 космический взрыв нового типа, который, как считается, в 10-100 раз ярче обычной сверхновой». Земля и небо. Получено 25 сентября 2018.
  6. ^ Хегер (2003). «Как массивные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph / 0212469. Bibcode:2003ApJ ... 591..288H. Дои:10.1086/375341. S2CID  59065632.
  7. ^ Quimby, R.M .; Kulkarni, S. R .; Касливал, М. М .; 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:2011Натура.474..487Q. Дои:10.1038 / природа10095. PMID  21654747. S2CID  4333823.
  8. ^ Гал-Ям, Авишай (2012). «Светящиеся сверхновые». Наука. 337 (6097): 927–32. arXiv:1208.3217. Bibcode:2012Sci ... 337..927G. Дои:10.1126 / science.1203601. PMID  22923572. S2CID  206533034.
  9. ^ а б McCrum, M .; Smartt, S.J .; 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:2014МНРАС.437..656М. Дои:10.1093 / минрас / stt1923. S2CID  119224139.
  10. ^ Chornock, R .; Berger, E .; Отдых, А .; Milisavljevic, D .; Lunnan, R .; Foley, R.J .; Содерберг, А. М .; Smartt, S.J .; Burgasser, A.J .; 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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 767/2/162. S2CID  35006667.
  11. ^ Fujimoto, S.I .; Nishimura, N .; Хашимото, М.А. (2008). «Нуклеосинтез в магнитных струях из коллапсаров». Астрофизический журнал. 680 (2): 1350–1358. arXiv:0804.0969. Bibcode:2008ApJ ... 680.1350F. Дои:10.1086/529416. S2CID  118559576.
  12. ^ Smith, N .; Chornock, R .; Li, W .; Ganeshalingam, M .; Silverman, J.M .; Foley, R.J .; Филиппенко, А. В .; Барт, А. Дж. (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. Дои:10.1086/591021. S2CID  16857223.
  13. ^ Гал-Ям, А .; Леонард, Д. К. (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародитель сверхновой SN 2005gl». Природа. 458 (7240): 865–867. Bibcode:2009Натура.458..865Г. Дои:10.1038 / природа07934. PMID  19305392. S2CID  4392537.
  14. ^ Smith, N .; Chornock, R .; Silverman, J.M .; 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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 709/2/856. S2CID  16959330.
  15. ^ Фрейли, Г. С. (1968). "Взрывы сверхновых, вызванные нестабильностью образования пар" (PDF). Астрофизика и космическая наука. 2 (1): 96–114. Bibcode:1968Ap & SS ... 2 ... 96F. Дои:10.1007 / BF00651498. S2CID  122104256.
  16. ^ Kasen, D .; Woosley, S.E .; 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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 734/2/102. S2CID  118508934.
  17. ^ Вусли, С. (Август 2010 г.). «Яркие сверхновые от рождения магнетара». Письма в астрофизический журнал. 719 (2): L204 – L207. arXiv:0911.0698. Bibcode:2010ApJ ... 719L.204W. Дои: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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 717/1/245. S2CID  118630165.
  19. ^ Inserra, C .; Smartt, S.J .; 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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 770/2/128. S2CID  13122542.
  20. ^ Хауэлл, Д. А .; Kasen, D .; Lidman, C .; Салливан, М .; Конли, А .; Astier, P .; Balland, C .; Carlberg, R.G .; 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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 779/2/98. S2CID  119119147.
  21. ^ Nicholl, M .; Smartt, S.J .; 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:2013Натура.502..346N. Дои:10.1038 / природа12569. PMID  24132291. S2CID  4472977.

дальнейшее чтение

внешняя ссылка