Superjasna supernowa - Superluminous supernova

Wrażenie artysty NASA z eksplozji SN 2006gy , superjasnej supernowej

Super świetlny supernowa ( SLSN mnogiej bardzo świetlny supernowe lub SLSNe ) jest typu gwiazdowego wybuchu z jasności 10 lub więcej razy wyższa niż standardowe supernowych . Podobnie jak w przypadku supernowych , SLSNe wydaje się być wytwarzane przez kilka mechanizmów, co łatwo ujawniają ich krzywe światła i widma . Istnieje wiele modeli określających, w jakich warunkach może powstać SLSN, w tym zapadanie się jądra w szczególnie masywnych gwiazdach , magnetar milisekundowy , oddziaływanie z materią okołogwiazdową (model CSM) lub supernowe niestabilne w parach .

Pierwsza potwierdzona superjasna supernowa połączona z rozbłyskiem gamma została znaleziona dopiero w 2003 roku, kiedy GRB 030329 oświetlił konstelację Lwa. SN 2003dh reprezentowała śmierć gwiazdy 25 razy masywniejszej niż Słońce, z materią wyrzucaną z prędkością ponad jednej dziesiątej prędkości światła.

W czerwcu 2018 roku wykryto AT2018cow i okazało się, że jest to bardzo potężna astronomiczna eksplozja, 10 – 100 razy jaśniejsza niż normalna supernowa.

Obecnie uważa się, że gwiazdy o M ≥ 40 M _☉ wytwarzają superjasne supernowe.

Klasyfikacja

Odkrycia wielu SLSNe w XXI wieku pokazały, że nie tylko były one jaśniejsze o rząd wielkości niż większość supernowych, ale jest również mało prawdopodobne, aby ich pozostałości były zasilane przez typowy rozpad radioaktywny, który jest odpowiedzialny za obserwowane energie konwencjonalnych supernowych.

Zdarzenia SLSNe używają oddzielnego schematu klasyfikacji, aby odróżnić je od konwencjonalnych supernowych typu Ia , typu Ib/Ic i typu II , z grubsza rozróżniając spektralną sygnaturę zdarzeń bogatych w wodór i ubogich w wodór.

Bogate w wodór SLSNe są klasyfikowane jako typ SLSN-II, z obserwowanym promieniowaniem przechodzącym przez zmieniającą się nieprzezroczystość grubej rozszerzającej się otoczki wodorowej. Większość zdarzeń ubogich w wodór klasyfikuje się jako typ SLSN-I, którego promieniowanie widzialne jest wytwarzane z dużej, rozszerzającej się otoczki materii zasilanej przez nieznany mechanizm. Trzecia mniej powszechna grupa SLSNe jest również uboga w wodór i nienormalnie jasna, ale wyraźnie zasilana przez radioaktywność ⁵⁶ Ni .

Rosnąca liczba odkryć odkrywa, że ​​niektóre SLSNe nie pasują dokładnie do tych trzech klas, więc opisano dalsze podklasy lub unikalne zdarzenia. Wiele lub wszystkie SLSN-I pokazują widma bez wodoru i helu, ale mają krzywe jasności porównywalne z konwencjonalnymi supernowymi typu Ic i są obecnie klasyfikowane jako SLSN-Ic. PS1-10afx to niezwykle czerwony, wolny od wodoru SLSN z niezwykle szybkim wzrostem do niemal rekordowej jasności szczytowej i niezwykle szybkim spadkiem. PS1-11ap jest podobny do SLSN typu Ic, ale ma niezwykle powolny wzrost i spadek.

Modele astrofizyczne

Zaproponowano wiele różnych przyczyn w celu wyjaśnienia zdarzeń o rząd wielkości lub więcej niż w przypadku standardowych supernowych. Modele collapsar i CSM (materiał okołogwiazdowy) są ogólnie akceptowane, a wiele zdarzeń jest dobrze obserwowanych. Inne modele są nadal tylko wstępnie akceptowane lub pozostają całkowicie teoretyczne.

Model Collapsar

Krzywe jasności w porównaniu do normalnych supernowych

Model collapsar to rodzaj superjasnej supernowej, która wytwarza grawitacyjnie zapadnięty obiekt lub czarną dziurę . Słowo "collapsar", skrót od "zapadnięta gwiazda ", było dawniej używane w odniesieniu do końcowego produktu gwiezdnego kolapsu grawitacyjnego , czarnej dziury o masie gwiazdowej . Słowo to jest obecnie używane w odniesieniu do konkretnego modelu zapadania się szybko obracającej się gwiazdy. Kiedy w gwieździe, której jądro ma masę około piętnaście razy większą od masy Słońca ( M _☉ ) — chociaż skład chemiczny i szybkość rotacji są również istotne — energia wybuchu jest niewystarczająca, aby wyrzucić zewnętrzne warstwy gwiazdy, zapaść się w czarną dziurę bez widocznego wybuchu supernowej.

Gwiazda o masie jądra nieco poniżej tego poziomu — w zakresie 5–15  M _{☉ —} ulegnie wybuchowi supernowej, ale tak duża część wyrzuconej masy spadnie z powrotem na pozostałość jądra, że ​​nadal zapada się w czarną dziurę. Jeśli taka gwiazda obraca się powoli, wytworzy słabą supernową, ale jeśli gwiazda rotuje wystarczająco szybko, powrót do czarnej dziury wytworzy relatywistyczne dżety . Energia, którą te dżety przekazują do wyrzuconej powłoki, sprawia, że ​​widzialny wybuch jest znacznie jaśniejszy niż standardowa supernowa. Dżety kierują również cząstki o wysokiej energii i promienie gamma bezpośrednio na zewnątrz, wytwarzając w ten sposób rozbłyski promieniowania rentgenowskiego lub gamma; dżety mogą trwać kilka sekund lub dłużej i odpowiadają długotrwałym rozbłyskom gamma, ale nie wydają się wyjaśniać krótkotrwałych rozbłysków gamma.

Gwiazdy z _jądrami 5–15  M mają przybliżoną całkowitą masę 25–90  M _☉ , zakładając, że gwiazda nie uległa znaczącej utracie masy. Taka gwiazda nadal będzie miała otoczkę wodorową i wybuchnie jako supernowa typu II. Zaobserwowano słabe supernowe typu II, ale nie ma konkretnych kandydatów na SLSN typu II (z wyjątkiem typu IIn, które nie są uważane za supernowe odrzutowe). Tylko gwiazdy o najniższej metalicznej populacji III osiągną ten etap swojego życia z niewielką utratą masy. Inne gwiazdy, w tym większość widocznych dla nas, większość zewnętrznych warstw zostanie zdmuchnięta przez ich wysoką jasność i stanie się gwiazdami Wolfa-Rayeta . Niektóre teorie sugerują, że spowodują one powstanie supernowych typu Ib lub typu Ic, ale żadne z tych zdarzeń nie zostało dotychczas zaobserwowane w przyrodzie. Wiele zaobserwowanych SLSNe jest prawdopodobnie typu Ic. Te związane z rozbłyskami gamma są prawie zawsze typu Ic, będąc bardzo dobrymi kandydatami do posiadania relatywistycznych dżetów wytwarzanych przez powrót do czarnej dziury. Jednak nie wszystkie SLSNe typu Ic odpowiadają obserwowanym rozbłyskom gamma, ale zdarzenia byłyby widoczne tylko wtedy, gdyby jeden z dżetów był skierowany w naszą stronę.

W ostatnich latach wiele danych obserwacyjnych dotyczących długotrwałych rozbłysków gamma znacznie poszerzyło naszą wiedzę na temat tych zdarzeń i wyjaśniło, że model kolapsaru wytwarza eksplozje, które różnią się jedynie szczegółami od mniej lub bardziej zwykłych supernowych, a ich energia waha się w przybliżeniu od normalnej. do około 100 razy większy.

Dobrym przykładem collapsar SLSN jest SN 1998bw , który był powiązany z rozbłyskiem gamma GRB 980425 . Jest klasyfikowana jako supernowa typu Ic ze względu na jej charakterystyczne właściwości spektralne w widmie radiowym , wskazujące na obecność materii relatywistycznej.

Model materiału okołogwiazdowego

Prawie wszystkie zaobserwowane SLSNe miały widma podobne do supernowych typu Ic lub typu IIn. Uważa się, że typu Ic SLSNe są wytwarzane przez dżety od powrotu do czarnej dziury, ale SLSNe typu IIn mają znacząco różne krzywe jasności i nie są związane z rozbłyskami gamma. Wszystkie supernowe typu IIn są osadzone w gęstej mgławicy, prawdopodobnie wyrzuconej z samej gwiazdy prekursora i uważa się, że ten materiał okołogwiazdowy (CSM) jest przyczyną dodatkowej jasności. Kiedy materia wyrzucona w początkowej normalnej eksplozji supernowej spotyka gęstą materię mgławicową lub pył w pobliżu gwiazdy, fala uderzeniowa skutecznie przekształca energię kinetyczną w promieniowanie widzialne. Efekt ten znacznie zwiększa te wydłużone czasy trwania i niezwykle jasne supernowe, mimo że początkowa energia wybuchu była taka sama jak w przypadku normalnych supernowych.

Chociaż każdy typ supernowej może potencjalnie wytworzyć SLSNe typu IIn, teoretyczne ograniczenia dotyczące rozmiarów i gęstości otaczających CSM sugerują, że prawie zawsze będzie ona produkowana z centralnej gwiazdy macierzystej bezpośrednio przed obserwowanym zdarzeniem supernowej. Takie gwiazdy są prawdopodobnymi kandydatami z hypergiants lub LBVs , które pojawiają się w trakcie znaczną utratę masy , ze względu na Eddington niestabilności , na przykład, SN2005gl .

Supernowa niestabilności par

Innym typem podejrzanego SLSN jest supernowa z niestabilnością par , której prawdopodobnie pierwszym zaobserwowanym przykładem może być SN 2006gy . To zdarzenie supernowej zostało zaobserwowane w galaktyce około 238 milionów lat świetlnych (73 megaparseków ) od Ziemi.

Teoretyczne podstawy zapadania się par niestabilnych były znane od wielu dziesięcioleci i sugerowano je jako dominujące źródło pierwiastków o większej masie we wczesnym Wszechświecie, gdy eksplodowały supermasywne gwiazdy populacji III . W supernowej o niestabilności par, efekt produkcji par powoduje nagły spadek ciśnienia w jądrze gwiazdy, co prowadzi do gwałtownego częściowego zapadnięcia się. Grawitacyjna energia potencjalna z kolapsu powoduje niekontrolowaną fuzję jądra, która całkowicie rozrywa gwiazdę, nie pozostawiając żadnych pozostałości.

Modele pokazują, że zjawisko to występuje tylko w gwiazdach o wyjątkowo niskiej metaliczności i masach od około 130 do 260 mas Słońca, co czyni je niezwykle mało prawdopodobnymi w lokalnym wszechświecie. Chociaż początkowo oczekiwano, że będą powodować eksplozje SLSN setki razy większe niż supernowa, obecne modele przewidują, że faktycznie wytwarzają one jasności w zakresie od mniej więcej takich samych jak w przypadku normalnej supernowej z zapadnięciem się jądra do być może 50 razy jaśniejszej, chociaż pozostają jasne przez znacznie dłużej.

Uwalnianie energii magnetaru

Modele tworzenia i późniejszego spinania magnetara dają znacznie wyższe jasności niż zwykłe zdarzenia supernowe i odpowiadają obserwowanym właściwościom przynajmniej niektórych SLSNe. W przypadkach, w których supernowa niestabilna parami może nie być dobrym rozwiązaniem do wyjaśnienia SLSN, wyjaśnienie magnetarowe jest bardziej prawdopodobne.

Inne modele

Wciąż istnieją modele wybuchów SLSN wytworzonych z układów podwójnych, białych karłów lub gwiazd neutronowych w nietypowych układach lub przechodzących połączenia, a niektóre z nich są proponowane jako wyjaśnienie niektórych obserwowanych rozbłysków gamma.

Zobacz też

• Hypernova  – Supernowa, która wyrzuca dużą masę z niezwykle dużą prędkością
• Przodkowie rozbłysków gamma  – rodzaje obiektów niebieskich, które mogą emitować rozbłyski gamma
• Gwiazda kwarkowa  – zwarta gwiazda egzotyczna, która tworzy materię składającą się głównie z kwarków
• Kwark-nowa  – hipotetyczna gwałtowna eksplozja będąca wynikiem konwersji gwiazdy neutronowej w gwiazdę kwarkową

Bibliografia

Dalsza lektura

Linki zewnętrzne

• Lista wszystkich superjasnych supernowych w The Open Supernova Catalog .