Войти
Впечатление 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. Как и сверхновые, SLSNe, по-видимому, создаются несколькими механизмами, что легко выявляется по их кривым блеска и спектрам. Существует несколько моделей того, какие условия могут вызвать SLSN, включая коллапс ядра у особо массивных звезд, миллисекундные магнетары, взаимодействие с околозвездным веществом (модель CSM) или сверхновые с парной нестабильностью.
Первая подтвержденная сверхновая сверхновая, связанная с гамма-всплеском, не была обнаружена до 2003 года, когда GRB 030329 осветил созвездие Льва. SN 2003dh представляла собой смерть звезды, в 25 раз более массивной, чем Солнце, с выбросом вещества со скоростью более одной десятой скорости света.
В июне 2018 года была обнаружена AT2018cow, которая оказалась очень мощным астрономическим взрывом, в 10-100 раз ярче обычной сверхновой.
Сегодня считается, что звезды с M ≥ 40 M ☉ порождают сверхсветовые сверхновые.
Открытие многих SLSNe в 21 веке показало, что они не только были на порядок более яркими, чем большинство сверхновых, но и маловероятно, что их остатки подпитывались типичным радиоактивным распадом, который отвечает за наблюдаемые энергии обычных сверхновых.
События SLSNe используют отдельную схему классификации, чтобы отличить их от обычных сверхновых типа Ia, типа Ib / Ic и типа II, грубо различая спектральную сигнатуру событий с высоким и низким содержанием водорода.
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, в котором 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.
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, сравнимые с обычными сверхновыми типа Ic, и теперь классифицируются как SLSN-Ic. PS1-10afx - это необычно красный безводородный SLSN с чрезвычайно быстрым ростом до почти рекордной пиковой яркости и необычно быстрым спадом. PS1-11ap похож на SLSN типа Ic, но имеет необычно медленный подъем и снижение.
Было предложено множество причин для объяснения событий, которые на порядок или больше, чем стандартные сверхновые. Модели коллапсара и CSM (околозвездного материала) являются общепринятыми, и ряд событий хорошо наблюдается. Другие модели все еще принимаются только в предварительном порядке или остаются полностью теоретическими.
Кривые блеска по сравнению с обычными сверхновыми Модель коллапсара - это тип сверхсветовой сверхновой, которая создает гравитационно коллапсирующий 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 ядро коллапс происходит в звезде с ядром по крайней мере, около пятнадцати Солнца массы ( M☉) -though химического состава и скорости вращения также существенны-энергия взрыва недостаточно, чтобы изгнать внешние слои звезды, и он будет коллапсировать в черную дыру, не вызывая 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 появлению релятивистских струй. Энергия, которую эти струи передают в выброшенную оболочку, делает видимую вспышку значительно более яркой, чем у стандартной сверхновой звезды. 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 длительным гамма-всплескам, но они, по-видимому, не объясняют кратковременные 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 большинства видимых нам, большая часть внешних слоев будет снесена из-за высокой светимости, и они станут звездами Вольфа-Райе. 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 со всплесками гамма-излучения, почти всегда относятся к типу Ic, являясь очень хорошими кандидатами на то, чтобы релятивистские джеты 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 наблюдательных данных о долгоживущих гамма-всплесках значительно расширило наше понимание этих событий и прояснило, что модель коллапсара производит взрывы, которые лишь в деталях отличаются от более или менее обычных сверхновых и имеют диапазоны энергий примерно от нормальных. примерно в 100 раз больше.
Хорошим примером коллапсара SLSN является SN 1998bw, 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.
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. 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 предполагают, что она 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.
Другой тип подозреваемых SLSN - это сверхновая с парной нестабильностью, первым наблюдаемым примером которой может быть SN 2006gy. 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 и предлагалась в качестве доминирующего источника элементов с более высокой массой в ранней Вселенной после взрыва сверхмассивных звезд населения 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 130-260 раз больше Солнца, что делает их крайне маловероятными в локальной вселенной. Хотя первоначально предполагалось, что SLSN-взрывы будут в сотни раз больше, чем сверхновые, современные модели предсказывают, что они на самом деле производят 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.
Модели создания и последующего замедления вращения магнитара дают гораздо более высокую светимость, чем обычные сверхновые, и соответствуют наблюдаемым свойствам по крайней мере некоторых SLSNe. В случаях, когда сверхновая звезда с парной нестабильностью может не подходить для объяснения SLSN, объяснение с помощью магнетара более правдоподобно.
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.
