Википедија

Суперсјајна супернова

Суперсјајна супернова (скратено СССН) ― вид на ѕвездена експлозија со сјајност 10 или повеќе пати поголема од онаа на стандардните супернови.[1] Како и суперновите, суперсјајните супернови се чини дека настануваат со неколку механизми, што лесно е откривано со нивните светлински криви и спектри. Постојат повеќе модели за тоа кои услови можат да создадат СССН, вклучувајќи пропаст на јадрото во особено масивни ѕвезди, мисекундни магнетари, заемодејство со околуѕвезден материјал или парнонестабилни супернови.

Уметничко толкување на НАСА, на експлозијата на SN 2006gy, суперсјајна супернова.

Првата потврдена суперсјајна супернова поврзана со експлозија на гама-зраци била пронајдена дури во 2003 година, кога GRB 030329 го осветлил соѕвездието Лав.[2] SN 2003dh претставувала смрт на ѕвезда 25 пати помасивна од Сонцето, при што материјалот бил исфрлен со над една десетина од брзината на светлината.[3]

Ѕвездите со M ≥ 40 M☉ веројатно ќе создадат суперсјајни супернови.[4]

Класификација

уреди

Откритијата на многу суперсјајни супернови во 21 век покажале дека не само што биле посветли по ред на големина од повеќето супернови, нивните остатоци исто така веројатно нема да бидат напојувани од вообичаеното радиоактивно распаѓање кое е одговорно за набљудуваните енергии на конвенционалните супернови.

Настаните на суперсјајните супернови користат посебна шема за класификација за да ги разликуваат од конвенционалните супернови од типовите Ia, Ib/Ic и II,[5] грубо разликувајќи го спектарскиот изглед на настаните богати со водород и настаните сиромашни со водород.

Суперсјајните супернови богати со водород се класифицирани како тип SLSN-II, со забележано зрачење што минува низ променливата непроѕирност на густа водородна обвивка што се шири. Повеќето настани сиромашни со водород се класифицирани како тип SLSN-I, со неговото видливо зрачење произведено од голема обвивка на материјал што се шири, напојувана од непознат механизам. Третата поретка група на суперсјајни супернови е исто така сиромашна со водород и воннормално сјајна, но јасно се напојува со радиоактивност од 56Ni.[6]

Сè поголем број откритија откриваат дека некои суперсјајни супернови не се вклопуваат чисто во овие три класи, па затоа се опишани понатамошни подкласи или уникатни настани. Многу или сите суперсјајни супернови од типот I покажуваат спектри без водород или хелиум, но имаат светлински криви споредливи со конвенционалните супернови од типот Ic и сега се класифицирани како супернови од типот Ic.[7] PS1-10afx е невообичаено црвен суперсјајна супернова без водород со крајно брз пораст до скоро рекордна врвна сјајност и невообичаено брзо опаѓање.[8] PS1-11ap е сличен на типот Ic SLSN, но има невообичаено бавен пораст и пад.[7]

Астрофизички модели

уреди

Предложени биле широк спектар на причини за да бидат објаснети настаните кои се по ред на величина или поголеми од стандардните супернови. Моделите колапсар и околуѕвезден материјал се општо прифатени и голем број настани се добро набљудувани. Другите модели сè уште се само привремено прифатени или остануваат целосно теоретски.

Модел колапсар

уреди
За целосно паднатата ѕвезда, видете Ѕвездена црна дупка.
 
Светлински криви во споредба со нормалните супернови.

Моделот колапсар е тип на суперсјајна супернова која произведува гравитациски паднато тело или црна дупка. Зборот „колапсар“, кратенка од англиските зборови „collapsed star“ („срушена/падната ѕвезда“), порано бил користен за да се однесува на крајниот производ на ѕвездениот гравитациски колапс, црна дупка со ѕвездена маса. Зборот сега понекогаш е користен за да се однесува на специфичен модел за пропаст на ѕвезда што брзо се врти. Кога ќе се случи пропаст на јадрото во ѕвезда со јадро најмалку околу петнаесет пати поголема од масата на Сонцето (M☉) - иако хемискиот состав и брзината на вртење се исто така значајни - енергијата на експлозијата е недоволна за да ги исфрли надворешните слоеви на ѕвездата и ќе пропадне во црна дупка без да произведе видлив изблик на супернова.

Ѕвезда со маса на јадрото малку под ова ниво - во опсег од 5–15 M☉ — ќе претрпи експлозија на супернова, но толку голем дел од исфрлената маса паѓа назад на остаток од јадрото што сè уште се урива во црна дупка. Ако таква ѕвезда се врти бавно, тогаш ќе произведе бледа супернова, но ако ѕвездата се врти доволно брзо, тогаш враќањето кон црната дупка ќе произведе релативистички млазови. Енергијата што овие млазови ја пренесуваат во исфрлената обвивка го прави видливиот излив значително посветлен од стандардната супернова. Млазовите, исто така, зрачат честички со висока енергија и гама-зраци директно нанадвор и со тоа создаваат рендгенски или гама-изблици; млазовите можат да траат неколку секунди или подолго и да одговараат на долготрајни изблици на гама зраци, но се чини дека тие не ги објаснуваат краткотрајните изблици на гама зраци.

Ѕвезди со јадра од 5–15 M☉ имаат приближна вкупна маса од 25–90 M☉ , под претпоставка дека ѕвездата не претрпе значителна загуба на маса. Таквата ѕвезда сепак ќе има водородна обвивка и ќе експлодира како супернова од тип II. Забележани се слаби супернови од тип II, но нема дефинитивни кандидати за СССН од типот II (освен тип IIn, за кои е сметано дека не се млазни супернови). Само ѕвездите од населението III, со најниска металичност, ќе ја достигнат оваа фаза од својот живот со мала загуба на маса. На другите ѕвезди, вклучувајќи ги и повеќето од оние што се видливи за нас, повеќето од нивните надворешни слоеви ќе бидат разнесени од нивната висока сјајност и ќе станат Волф-Рајеови ѕвезди. Некои теории наведуваат дека тие ќе создадат супернови од типот Ib или типот Ic, но ниту еден од овие настани досега не е забележан во природата. Многу забележани суперсјајни супернови најверојатно се од типот Ic. Оние кои се поврзани со прснувањата на гама-зраците се скоро секогаш од типот Ic, бидејќи се многу добри кандидати за релативистички млазови произведени од враќање во црна дупка. Сепак, не сите суперсјајни супернови од типот Ic одговараат на набљудуваните изблици на гама-зраци, но настаните би биле видливи само ако еден од млазовите бил насочен кон нас.

Во последниве години, многу набљудувачки податоци за долготрајните изблици на гама-зраци значително го зголемиле нашето разбирање за овие настани и јасно покажале дека моделот колапсар произведува експлозии кои се разликуваат само во подробности од повеќе или помалку обични супернови и имаат опсег на енергија од приближно нормално до околу 100 пати поголем.

Добар пример за колапсар е SN 1998bw,[9] кој бил поврзан со експлозијата на гама-зраци GRB 980425. Класифицирано е како супернова од типот Ic поради неговите особениспектарски својства во радиоспектарот, што укажува на присуство на релативистичка материја.

Модел со околуѕвезден материјал

уреди

Речиси сите набљудувани суперсјајни супернови имале спектри слични на супернова од типот Ic или типот IIn. Сметано е дека суперсјајните супернови од типот Ic се настанати од млазови од вратена материја до црна дупка, но суперсјајните супернови од типот IIn имаат значително различни светлински криви и не е поврзан со изблици на гама-зраци. Суперновите од типот IIn се сите сместени во густа маглина веројатно исфрлена од самата ѕвезда-родоначалник, и е сметано дека овој околуѕвезден материјал (ОЅМ) е причина за дополнителната сјајност.[10] Кога материјалот исфрлен во почетната нормална експлозија на супернова ќе се сретне со густ маглински материјал или прашина блиску до ѕвездата, ударниот бран ефикасно ја претвора кинетичката енергија во видливо зрачење. Овој ефект во голема мера го подобрува ова продолжено траење и крајносјајни супернови, иако почетната експлозивна енергија била иста како онаа на нормалните супернови.

Иако секој тип на супернова потенцијално може да произведе суперсјајни супернови од типот IIn, теоретските ограничувања на околните големини и густини на ОЅМ наведуваат дека речиси секогаш ќе се произведува од самата средишна родоначалник-ѕвезда непосредно пред набљудуваниот настан на супернова. Таквите ѕвезди се веројатно кандидати за хиперџинови или сјајни сини променливи ѕвезди кои се чини дека претрпуваат значителна загуба на маса, поради Едингтоновата нестабилност, на пример, SN 2005gl.[11]

Парно нестабилна супернова

уреди
Главна статија: Парно нестабилна супернова

Друг тип на сомнителна суперсјајна супернова е парно нестабилната супернова, како што е SN 2006gy[12] можеби е првиот забележан пример. Овој настан на супернова бил забележан во галаксија на околу 238 милиони светлосни години (73 мегапарсеци) од Земјата.

Теоретската основа за падот на парната нестабилност е позната многу децении[13] и била предложена како доминантен извор на елементи со поголема маса во раниот универзум кога експлодираа супермасивни ѕвезди од населението III. Во супернова со парна нестабилност, ефектот на создавање на парови предизвикувало ненадеен пад на притисокот во јадрото на ѕвездата, што доведува до брз делумен пад. Гравитациската потенцијална енергија од падот предизвикува забегано соединување на јадрото што целосно ја нарушува ѕвездата, не оставајќи остаток.

Моделите покажуваат дека овој феномен се случува само кај ѕвезди со крајна ниска металичност и маса помеѓу околу 130 и 260 пати поголема од Сонцето, што ги прави исклучително неверојатни во месниот универзум. Иако првично било очекувано да произведе експлозии на суперсјајни супернови стотици пати поголеми од нормалната супернова, сегашните модели предвидуваат дека тие всушност произведуваат сјајност кои се движат од приближно иста како супернова со нормален пад на јадрото до можеби 50 пати посветла, иако остануваат светли многу подолго.[14]

Ослободување на магнетарска енергија

уреди

Моделите на создавање и последователно намалувано вртење на еден магнетар, даваат многу поголема сјајност од обичните настани на супернова[15][16] и одговараат на набљудуваните својства[17][18] на барем некои суперсјајни супернови. Во случаи кога суперновата со парна нестабилност можеби не е добра за објаснување за суперсјајните супернови,[19] магнетарното објаснување е поверојатно.

Други модели

уреди

Сè уште постојат модели за експлозии на суперсјајни супернови настанати во двојни системи, бели џуџиња или неутронски ѕвезди во необични распореди или спојувања, а некои од нив се предлагани да бидат одговорни за некои забележани изблици на гама-зраци.

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ MacFadyen, A. I.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2001). „Supernovae, Jets, and Collapsars“. The Astrophysical Journal (англиски). 550 (1): 410–425. arXiv:astro-ph/9910034. Bibcode:2001ApJ...550..410M. doi:10.1086/319698. ISSN 0004-637X.
  2. ↑ Dado, Shlomo; Dar, Arnon; De Rjula, A. (2003). „The Supernova Associated with GRB 030329“. The Astrophysical Journal (англиски). 594 (2): L89–L92. arXiv:astro-ph/0304106. Bibcode:2003ApJ...594L..89D. doi:10.1086/378624. ISSN 0004-637X.
  3. ↑ Krehl, Peter O. K. (2009). History of shock waves, explosions and impact: a chronological and biographical reference. Berlin: Springer. Bibcode:2009hswe.book.....K. ISBN 978-3-540-30421-0.
  4. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). „How Massive Single Stars End Their Life“. The Astrophysical Journal (англиски). 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. ISSN 0004-637X.
  5. ↑ Quimby, R. M.; Kulkarni, S. R.; Kasliwal, M. M.; Gal-Yam, A.; Arcavi, I.; Sullivan, M.; Nugent, P.; Thomas, R.; Howell, D. A. (2011). „Hydrogen-poor superluminous stellar explosions“. Nature. 474 (7352): 487–9. arXiv:0910.0059. Bibcode:2011Natur.474..487Q. doi:10.1038/nature10095. PMID 21654747.CS1-одржување: display-автори (link)
  6. ↑ Gal-Yam, Avishay (2012). „Luminous Supernovae“. Science. 337 (6097): 927–32. arXiv:1208.3217. Bibcode:2012Sci...337..927G. doi:10.1126/science.1203601. PMID 22923572.
  7. ↑ 7,0 7,1 McCrum, M.; Smartt, S. J.; Kotak, R.; Rest, A.; Jerkstrand, A.; Inserra, C.; Rodney, S. A.; Chen, T.- W.; Howell, D. A. (2013). „The superluminous supernova PS1-11ap: Bridging the gap between low and high redshift“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 656–674. arXiv:1310.4417. Bibcode:2014MNRAS.437..656M. doi:10.1093/mnras/stt1923.CS1-одржување: display-автори (link)
  8. ↑ Chornock, R.; Berger, E.; Rest, A.; Milisavljevic, D.; Lunnan, R.; Foley, R. J.; Soderberg, A. M.; Smartt, S. J.; Burgasser, Adam J. (2013). „PS1-10afx at z = 1.388: Pan-STARRS1 Discovery of a New Type of Superluminous Supernova“. The Astrophysical Journal. 767 (2): 162. arXiv:1302.0009. Bibcode:2013ApJ...767..162C. doi:10.1088/0004-637X/767/2/162.CS1-одржување: display-автори (link)
  9. ↑ Fujimoto, S. I.; Nishimura, N.; Hashimoto, M. A. (2008). „Nucleosynthesis in Magnetically Driven Jets from Collapsars“. The Astrophysical Journal. 680 (2): 1350–1358. arXiv:0804.0969. Bibcode:2008ApJ...680.1350F. doi:10.1086/529416.
  10. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Li, W.; Ganeshalingam, M.; Silverman, J. M.; Foley, R. J.; Filippenko, A. V.; Barth, A. J. (2008). „SN 2006tf: Precursor Eruptions and the Optically Thick Regime of Extremely Luminous Type IIn Supernovae“. The Astrophysical Journal. 686 (1): 467–484. arXiv:0804.0042. Bibcode:2008ApJ...686..467S. doi:10.1086/591021.
  11. ↑ Gal-Yam, A.; Leonard, D. C. (2009). „A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl“. Nature. 458 (7240): 865–867. Bibcode:2009Natur.458..865G. doi:10.1038/nature07934. PMID 19305392.
  12. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, J. M.; Filippenko, A. V.; Foley, R. J. (2010). „Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy“. The Astrophysical Journal. 709 (2): 856–883. arXiv:0906.2200. Bibcode:2010ApJ...709..856S. doi:10.1088/0004-637X/709/2/856.
  13. ↑ Fraley, G. S. (1968). „Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability“ (PDF). Astrophysics and Space Science. 2 (1): 96–114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498.
  14. ↑ Kasen, D.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2011). „Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout“. The Astrophysical Journal. 734 (2): 102. arXiv:1101.3336. Bibcode:2011ApJ...734..102K. doi:10.1088/0004-637X/734/2/102.
  15. ↑ Woosley, S.E. (август 2010). „Bright Supernovae From Magnetar Birth“. Astrophysical Journal Letters. 719 (2): L204–L207. arXiv:0911.0698. Bibcode:2010ApJ...719L.204W. doi:10.1088/2041-8205/719/2/L204.
  16. ↑ Kasen, Daniel; Bildsten, Lars (2010). „Supernova Light Curves Powered by Young Magnetars“. Astrophysical Journal. 717 (1): 245–249. arXiv:0911.0680. Bibcode:2010ApJ...717..245K. doi:10.1088/0004-637X/717/1/245.
  17. ↑ Inserra, C.; Smartt, S. J.; Jerkstrand, A.; Valenti, S.; Fraser, M.; Wright, D.; Smith, K.; Chen, T.-W.; Kotak, R. (June 2013). „Super Luminous Ic Supernovae: catching a magnetar by the tail“. The Astrophysical Journal. 770 (2): 128. arXiv:1304.3320. Bibcode:2013ApJ...770..128I. doi:10.1088/0004-637X/770/2/128.CS1-одржување: display-автори (link)
  18. ↑ Howell, D. A.; Kasen, D.; Lidman, C.; Sullivan, M.; Conley, A.; Astier, P.; Balland, C.; Carlberg, R. G.; Fouchez, D. (октомври 2013). „Two superluminous supernovae from the early universe discovered by the Supernova Legacy Survey“. Astrophysical Journal. 779 (2): 98. arXiv:1310.0470. Bibcode:2013ApJ...779...98H. doi:10.1088/0004-637X/779/2/98.CS1-одржување: display-автори (link)
  19. ↑ Nicholl, M.; Smartt, S. J.; Jerkstrand, A.; Inserra, C.; McCrum, M.; Kotak, R.; Fraser, M.; Wright, D.; Chen, T.-W. (October 2013). „Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions“. Nature. 502 (7471): 346–9. arXiv:1310.4446. Bibcode:2013Natur.502..346N. doi:10.1038/nature12569. PMID 24132291.CS1-одржување: display-автори (link)

Дополнителна книжевност

уреди

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Суперсјајна_супернова&oldid=5262132“