Сверхновая с парной нестабильностью

редактировать
Когда звезда очень массивна, гамма-лучи, производимые в ее ядре, могут стать настолько энергичными, что часть их энергии уходит на образование пар частиц и античастиц. В результате падение радиационного давления приводит к частичному коллапсу звезды под действием собственной огромной гравитации. После этого сильного коллапса происходят неуправляемые термоядерные реакции (здесь не показаны), и звезда взрывается.

Пара-неустойчивости сверхновая представляет собой тип сверхновой предсказал, происходит, когда производство пара, производство свободных электронов и позитронов при столкновении атомных ядер и энергичных гамма - лучей, временно уменьшает внутреннее давление излучения, поддерживающий сверхмассивная звезда «ы ядро против гравитационного коллапс. Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает сильно ускоренное горение в безудержном термоядерном взрыве, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездного остатка.

Сверхновые с парной нестабильностью могут возникать только в звездах с массой от 130 до 250 солнечных масс и низкой или средней металличностью (низкое содержание элементов, кроме водорода и гелия - обычная ситуация для звезд населения III ).

СОДЕРЖАНИЕ

  • 1 Физика
    • 1.1 Фотонное излучение
    • 1.2 Давление фотонов в звездах
    • 1.3 Парная нестабильность
  • 2 Звездная восприимчивость
  • 3 Звездное поведение
    • 3.1 Менее 100 солнечных масс
    • 3,2 от 100 до 130 солнечных масс
    • 3.3 от 130 до 250 солнечных масс
    • 3.4 250 солнечных масс или более
  • 4 Внешний вид
    • 4.1 Светимость
    • 4.2 Спектр
    • 4.3 Кривые блеска
    • 4.4 Остаток
  • 5 кандидатов в сверхновые с парной нестабильностью
  • 6 См. Также
  • 7 ссылки
  • 8 Внешние ссылки

Физика

Фотонное излучение

Фотоны, испускаемые телом в тепловом равновесии, имеют спектр черного тела с плотностью энергии, пропорциональной четвертой степени температуры, как описано законом Стефана – Больцмана. Закон Вина гласит, что длина волны максимального излучения черного тела обратно пропорциональна его температуре. Эквивалентно частота и энергия пикового излучения прямо пропорциональны температуре.

Давление фотонов в звездах

У очень массивных горячих звезд с внутренней температурой выше примерно 300 000 000   К (3 × 10 8  K), фотоны, производимые в ядре звезды, в основном имеют форму гамма-лучей очень высоких уровней энергии. Давление этих гамма-лучей, уходящих наружу от ядра, помогает удерживать верхние слои звезды от притяжения внутренней силы тяжести. Если уровень гамма-лучей ( плотность энергии ) уменьшится, то внешние слои звезды начнут схлопываться внутрь.

Гамма-лучи с достаточно высокой энергией могут взаимодействовать с ядрами, электронами или друг с другом. Один из этих взаимодействий с образованием пары частиц, такие как электрон-позитронных пар, и эти пары могут также встречаться и уничтожают друг друга, чтобы создать гамма - лучи, опять же, все в соответствии с Альберта Эйнштейна «ы массы-энергии эквивалентности уравнение Е = тс ².

При очень высокой плотности большого звездного ядра рождение и аннигиляция пар происходят быстро. Гамма-лучи, электроны и позитроны в целом находятся в тепловом равновесии, обеспечивая стабильность ядра звезды. В результате случайных колебаний, внезапный нагрев и сжатие ядра может генерировать гамма-лучи, достаточно мощные, чтобы превратиться в лавину электрон-позитронных пар. Это снижает давление. Когда коллапс прекращается, позитроны находят электроны, и давление гамма-лучей снова увеличивается. Население позитронов обеспечивает кратковременный резервуар новых гамма-лучей, поскольку давление в ядре расширяющейся сверхновой падает.

Парная нестабильность

По мере увеличения температуры и энергии гамма-лучей все больше и больше энергии гамма-лучей поглощается при создании электрон-позитронных пар. Это уменьшение плотности энергии гамма-излучения снижает давление излучения, которое сопротивляется гравитационному коллапсу и поддерживает внешние слои звезды. Звезда сжимается, сжимая и нагревая ядро, тем самым увеличивая скорость производства энергии. Это увеличивает энергию производимых гамма-лучей, делая их более вероятными для взаимодействия и, таким образом, увеличивает скорость, с которой энергия поглощается при дальнейшем образовании пар. В результате ядро ​​звезды теряет опору в процессе убегания, в котором гамма-лучи создаются с возрастающей скоростью, но все больше и больше гамма-лучей поглощается с образованием электрон-позитронных пар, а аннигиляция электрона - позитронных пар недостаточно, чтобы остановить дальнейшее сжатие ядра, в результате чего возникнет сверхновая.

Звездная восприимчивость

Чтобы звезда пережила сверхновую с парной нестабильностью, усиленное создание пар позитрон / электрон в результате столкновений гамма-лучей должно уменьшить внешнее давление настолько, чтобы внутреннее гравитационное давление подавило его. Этому могут помешать высокая скорость вращения и / или металличность. Звезды с такими характеристиками все еще сжимаются при падении внешнего давления, но в отличие от своих более медленных или менее богатых металлами собратьев, эти звезды продолжают оказывать внешнее давление, достаточное для предотвращения гравитационного коллапса.

Звезды, образованные в результате столкновения слияний с металличностью Z от 0,02 до 0,001, могут закончить свою жизнь как сверхновые с парной нестабильностью, если их масса находится в соответствующем диапазоне.

Очень большие звезды с высокой металличностью, вероятно, нестабильны из-за предела Эддингтона и будут стремиться терять массу в процессе формирования.

Звездное поведение

Сверхновые звезды против начальной массы и металличности

Несколько источников описывают звездное поведение для больших звезд в условиях парной нестабильности.

Менее 100 солнечных масс

Гамма-лучи, производимые звездами с массой менее 100 или около того, не обладают достаточной энергией для образования электрон-позитронных пар. Некоторые из этих звезд в конце своей жизни испытают сверхновые другого типа, но причинные механизмы не связаны с парной нестабильностью.

От 100 до 130 солнечных масс

Эти звезды достаточно велики, чтобы производить гамма-лучи с энергией, достаточной для создания электронно-позитронных пар, но результирующее уменьшение противогравитационного давления недостаточно, чтобы вызвать избыточное давление ядра, необходимое для сверхновой. Вместо этого сжатие, вызванное созданием пар, вызывает повышенную термоядерную активность внутри звезды, которая отталкивает внутреннее давление и возвращает звезду в равновесие. Считается, что звезды такого размера подвергаются серии этих импульсов, пока они не теряют достаточную массу, чтобы упасть ниже 100 солнечных масс, после чего они перестают быть достаточно горячими, чтобы поддерживать создание пар. Подобная пульсация могла быть причиной изменений яркости, испытанных Eta Carinae в 1843 году, хотя это объяснение не является общепринятым.

От 130 до 250 солнечных масс

Для звезд очень большой массы, с массой от 130 до примерно 250 масс Солнца, может возникнуть настоящая сверхновая с парной нестабильностью. У этих звезд ситуация впервые выходит из-под контроля, когда условия поддерживают нестабильность рождения пар. Коллапс продолжает эффективно сжимать ядро ​​звезды; избыточное давление достаточно, чтобы позволить неуправляемому ядерному синтезу сжечь его за несколько секунд, создав термоядерный взрыв. Когда выделяется больше тепловой энергии, чем гравитационная энергия связи звезды, она полностью разрушается; никакой черной дыры или другого остатка не осталось. Предполагается, что это будет способствовать " разрыву масс " в массовом распределении звездных черных дыр. (Этот «верхний разрыв масс» следует отличать от предполагаемого «нижнего массового разрыва» в диапазоне нескольких солнечных масс.)

Помимо немедленного высвобождения энергии, большая часть ядра звезды превращается в никель-56, радиоактивный изотоп, который распадается с периодом полураспада 6,1 дня до кобальта-56. Кобальт-56 имеет период полураспада 77 дней, а затем распадается до стабильного изотопа железа-56 (см. Нуклеосинтез сверхновой ). Для гиперновой SN 2006gy исследования показывают, что, возможно, 40 солнечных масс исходной звезды были выделены в виде Ni-56, что составляет почти всю массу областей ядра звезды. Столкновение между взрывающимся ядром звезды и газом, который она выбросила ранее, и радиоактивный распад высвобождают большую часть видимого света.

250 солнечных масс и более

Другой механизм реакции, фотораспад, следует за коллапсом начальной парной нестабильности в звездах с массой не менее 250 солнечных. Эта эндотермическая (поглощающая энергию) реакция поглощает избыточную энергию от более ранних стадий до того, как неуправляемый синтез может вызвать взрыв гиперновой; затем звезда полностью схлопывается в черную дыру.

Появление

Кривые блеска по сравнению с обычными сверхновыми

Яркость

Обычно считается, что сверхновые с парной нестабильностью очень светятся. Это справедливо только для самых массивных предшественников, поскольку светимость сильно зависит от выброшенной массы радиоактивного 56 Ni. Они могут иметь пиковую светимость более 10 37 Вт, более яркую, чем сверхновые типа Ia, но при более низких массах пиковая светимость составляет менее 10 35 Вт, что сравнимо или меньше, чем у типичных сверхновых типа II.

Спектр

Спектры сверхновых с парной нестабильностью зависят от природы звезды-прародителя. Таким образом, они могут проявляться как спектры сверхновых типа II или типа Ib / c. Прародители со значительной оставшейся водородной оболочкой будут производить сверхновую типа II, те, у которых нет водорода, но много гелия, будут давать тип Ib, а те, у кого нет водорода и практически не будет гелия, произведут тип Ic.

Кривые блеска

В отличие от спектров, кривые блеска сильно отличаются от обычных типов сверхновых. Кривые блеска сильно вытянуты, пик яркости наступает через несколько месяцев после начала. Это происходит из-за чрезмерного количества выброшенного 56 Ni и оптически плотного выброса, поскольку звезда полностью разрушена.

Остаток

Остатки одиночных массивных звезд

Сверхновые с парной нестабильностью полностью разрушают звезду-прародительницу и не оставляют после себя нейтронную звезду или черную дыру. Вся масса звезды выбрасывается, поэтому образуется остаток туманности, и многие солнечные массы тяжелых элементов выбрасываются в межзвездное пространство.

Кандидаты в сверхновые с парной нестабильностью

Некоторые сверхновые-кандидаты для классификации в качестве сверхновых с парной нестабильностью включают:

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки

Последняя правка сделана 2023-03-31 06:18:53
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте