En type Ia-supernova (læs " type 1-a ") eller termonuklear supernova , er en type supernova, der forekommer i binære systemer, der indeholder mindst en hvid dværg , den anden stjerne er af enhver type, d 'en kæmpe til en mindre hvid dværg.
Massen af hvide dværge bestående af kulstof og ilt med lav rotationshastighed er fysisk begrænset til 1,4 solmasser . Ud over denne kritiske masse , generelt forvekslet med Chandrasekhar-massen , udløses kernefusionsreaktioner og bliver båret væk til det punkt, hvor de fører til en supernova. Dette sker typisk, når en hvid dværg gradvist akkumulerer stof fra en kammerat eller fusionerer med en anden hvid dværg, hvilket får den til at nå kritisk masse, hvorfor denne type supernova kun ses i binære systemer. Den almindeligt accepterede antagelse er, at hjertet af den hvide dværg når kuldesmeltende forhold , og inden for få sekunder gennemgår en betydelig del af dens masse kernefusion, der frigiver nok energi (1-2 × 10 44 J ) til fuldstændig at gå i opløsning til en termonuklear eksplosion .
På grund af den konstante værdi af den kritiske masse, der udløser disse eksplosioner, viser type Ia supernovaer en relativt konstant lysstyrkekurve, som gør det muligt for dem at blive brugt som standardlys til at måle afstanden fra deres værtsgalakse fra deres tilsyneladende størrelse målt fra Jorden . Observation af sådanne supernovaer i begyndelsen af deres eksplosion er særlig sjælden, men gør det muligt at justere modellerne og kalibrere standardlysene for især at bedre vurdere udvidelsen af universet og virkningerne af energi. sort .
En supernova type Ia er en underkategori i klassificeringen af Minkowski-Zwicky på grund af astronomer Rudolph Minkowski og Fritz Zwicky . Sådanne supernovaer kan dannes på forskellige måder, men deler en fælles mekanisme. Det faktum, at de stammer fra hvide dværge, blev bekræftet ved observation af en af dem i 2014 i galaksen Messier 82 . En lav-roterende hvid dværg kan akkrettere stof fra en kammerat og overstige Chandrasekhar-grænsen på ca. 1,4 M ☉ ( solmasse ), så den ikke længere kan understøtte sin vægt ved tryk af elektronisk degeneration (in) . I mangel af en proces, der er i stand til at afbalancere tyngdekraftens sammenbrud , ville den hvide dværg danne en neutronstjerne , som i tilfælde af hvide dværge, der hovedsageligt består af ilt , neon og magnesium .
Den opfattelse, der deles af astronomer, der modellerer type Ia-supernovaeksplosioner, er imidlertid, at denne grænse aldrig virkelig nås, og at sammenbruddet aldrig udløses. Vi vil hellere være vidne til stigningen i temperaturen i stjernekernen under virkningen af stigningen i trykket og densiteten af sagen deri, hvilket udløser en konvektiv proces, når man nærmer sig massen af Chandrasekhar på ca. 99%, processer der varer på orden på tusind år. Det kulstof fusion udløses i denne fase ifølge processer, som endnu ikke er kendt med præcision. Den oxygen fusion initieres kort tid efter, men oxygen forbruges ikke så fuldstændigt som carbon .
Når smeltningen begynder, stiger temperaturen på den hvide dværg. En stjerne i hovedsekvensen i Hertzsprung-Russell-diagrammet kan udvides og dermed køle ned for at afbalancere temperaturen deraf, men i de hvide dværge er degenereringstrykket uafhængigt af temperaturen, som stiger meget hurtigt og forårsager en termonuklear løb. Flashen accelererer således betydeligt, især på grund af Rayleigh-Taylor ustabilitet og interaktioner med turbulens . Om denne flash bliver til en supersonisk detonation fra en subsonisk eksplosion drøftes.
Uanset overvejelserne ved at starte supernovaeksplosionen er det generelt accepteret, at en betydelig del af kulstof og ilt fra den hvide dværg smelter sammen i tungere kemiske grundstoffer på få sekunder, hvilket fører til en stigning i den indre temperatur, indtil den når flere milliarder grader. Den frigivne energi (1-2 × 10 44 J ) er mere end tilstrækkelig til at nedbryde stjernen, dvs. at give de bestanddelte partikler af stjernen tilstrækkelig kinetisk energi til, at de kan spredes i rummet. Supernovaen uddriver sin sag ved at generere en stødbølge ved typiske hastigheder i størrelsesordenen 5.000 til 20.000 km / s eller næsten 6% af lysets hastighed . Energien frigivet under eksplosionen er oprindelsen til stjernens ekstreme lysstyrke. En type Ia-supernova når typisk en absolut størrelse på –19,3 - ca. fem milliarder gange Solens - med ringe variation.
Type Ia- supernovaer adskiller sig fundamentalt fra Type II- supernovaer , hvor stjernens ydre lag gennemgår en katastrofal eksplosion, der drives af tyngdekraftenergi frigivet ved sammenbruddet af stjernens kerne gennem udsendelsen. Massiv neutrino .
Denne type supernova forekommer kun i et multiple system , den kan ikke udløses for en forløberstjerne alene. Det involverer dybest set et par stjerner , hvoraf mindst en er et degenereret lig , en hvid dværg .
En første dannelsesmekanisme for denne type supernova finder sted i kompakte binære systemer . Systemet består af to hovedsekvensstjerner , hvoraf den ene er mere massiv end den anden. Den mere massive stjerne af de to udvikler sig hurtigere mod den asymptotiske gren af giganterne , en fase, hvor dens kuvert udvides betydeligt. Hvis de to stjerner deler en fælles konvolut , Kan systemet miste en masse masse og reducere dets vinkelmoment , kredsløbsradius og revolutionstid . Efter at den første stjerne har nået den hvide dværg , udvikler den anden, i første omgang mindre massiv, sig til at nå den røde kæmpestadium . Udvidelsen af dets ydre lag får dem til at krydse parrets Roche-lap . Den hvide dværg kan derefter akkretere en del af kæmpens masse, mens de to stjerner spiralerer rundt om hinanden og nærmer sig det punkt, hvor de når baner, hvis revolutionstid kun kan være et par timer. Hvis tilvæksten fortsætter længe nok, kan den hvide dværg muligvis nærme sig massen af Chandrasekhar .
En hvid dværg kan også akkrettere stof fra andre typer ledsagere, såsom en underkæmpe eller endda en hovedsekvensstjerne. Den nøjagtige evolutionære proces under denne tiltrædelsesfase forbliver usikker, da den afhænger af både tilvæksthastigheden og overførsel af vinkelmoment til den hvide dværg. Det anslås, at over 20% af Type Ia- supernovaer stammer fra enkle degenererede stamfædre.
En anden udløsningsmekanisme for en type Ia- supernova er sammensmeltningen af to hvide dværge, hvis resulterende masse er større end Chandrasekhar .
Ensomme stjernekollisioner i Mælkevejen forekommer hvert 10 7 til 10 13 år, meget sjældnere end novaer . De er mere almindelige i hjertet af kuglehobe (se Blue straggler ). Et sandsynligt scenario er mødet Med et binært system eller mellem to binære systemer, der indeholder hvide dværge. Sådanne møder kan danne et kompakt binært system med to hvide dværge, der deler en fælles kuvert og sandsynligvis vil føre til sammensmeltning af de to stjerner. En gennemgang af 4.000 hvide dværge fra Sloan Digital Sky Survey identificeret 15 dobbeltværelser systemer, som statistisk set svarer til en fusion af hvide dværge hvert hundrede år i Mælkevejen, en frekvens der kan sammenlignes med type Ia supernovaer identificeret. I nærheden af den Solsystem .
Dobbeltstamscenariet er en af forklaringerne, der foreslås for at tage højde for massen af 2 M ☉ af stamfaderen til supernova SN 2003fg (en) . Det er også den eneste plausible forklaring på, at resten SNR 0509-67.5 (in) , hvor scenarierne for enkeltfader er blevet ugyldiggjort. Det er endelig et meget sandsynligt scenario for supernova SN 1006, for så vidt der ikke blev fundet rester af en mulig ledsager i dens efterglød .
Det sidste trin er stjernens eksplosion. Det degenererede lig bliver en gigantisk termonuklear bombe, der er "igangsat" ved tyngdekollaps . De nukleare reaktioner starter og bliver båret væk om få øjeblikke, fordi den frigivne termiske energi føjes til den, der er resultatet af sammenbruddet og ikke mærkbart ændrer trykket i degenererede zoner. Reaktionerne fortsætter meget hurtigt, indtil ca. halvdelen af stjernens masse omdannes til nikkel 56 .
Under det termiske tryk, der produceres af den degenererede zone, blæses de øverste lag, hvilket fjerner degenerativ tilstand af de nedre lag, som gradvist "skrælles". Selve hjertet når sandsynligvis meget hurtigt et punkt, hvor degenerationens tilstand aftager. Tryk bliver igen en direkte funktion af temperaturen og kollaps vendes.
Stjernen er helt opløst i eksplosionen. Der er ingen rester tilbage, i modsætning til hjerte-kollapsende supernovaer .
I modsætning til andre typer supernovaer forekommer Type Ia- supernovaer i alle typer galakser , herunder elliptiske galakser . De forekommer ikke fortrinsvis i regioner, hvor stjerner dannes . Da hvide dværge er den terminale fase af hovedsekvensen , har de involverede binære systemer haft tid til at bevæge sig markant fra de regioner, hvor de dannedes. Et kompakt binært system kan også være stedet for en masseoverførsel til den hvide dværg ved tilvækst i en god million år mere, før den udløser den termonukleære eksplosion, der giver anledning til supernovaen.
Identifikation stamfader til supernova er en langvarigt problem i astronomi, som stammer fra det tidlige xx th århundrede. Direkte observation af forfædre ville give nyttig information til at bestemme værdierne for deres parametre, der fodrer supernovamodeller. Observationen af SN 2011fe supernovaen gav således interessante oplysninger. Observationer ved hjælp af Hubble- rumteleskopet viser ingen stjerner på eksplosionsstedet, hvilket udelukker tilstedeværelsen af en rød kæmpe . Det ekspanderende plasma fra eksplosionsstedet indeholder kulstof og ilt , hvilket gør det sandsynligt, at en hvid dværg bestående af disse elementer var ansvarlig for eksplosionen. Observation af den nærliggende supernova PTF 11kx , opdaget den16. januar 2011af Palomar Transient Factory (PTF), førte til den konklusion, at eksplosionen stammer fra en simpel degenereret stamfader inklusive en rød kæmpe, hvilket antyder, at det er muligt at observere en type I en supernova fra en isoleret stamfader. Direkte observation af stamfaderen til PTF 11kx bekræftede denne konklusion og tillod også opdagelsen af periodiske novaeudbrud inden den endelige eksplosion. Efterfølgende analyse afslørede imidlertid, at det cirkulære materiale er for massivt til det enkle degenererede stamfaderscenario og passer bedre sammen med en rød kæmpes kernefusion med en hvid dværg.
Type I en supernova har en karakteristisk lyskurve . Omkring deres top af lysstyrke, deres spektrum indeholder linier af elementer af mellemliggende masse mellem oxygen og calcium , som er de vigtigste bestanddele i de ydre lag af den stjerne . Efter flere måneders ekspansion, når de ydre lag bliver gennemsigtige, domineres spektret af emissioner fra stof, der ligger nær hjertet af stjernen, der består af tunge elementer fra nukleosyntese, der ledsager eksplosionen , i det væsentlige isotoper, hvis masse er tæt på det af jern , det vil sige elementerne i jerntoppen : krom , mangan , cobalt og nikkel ud over selve jernet. Det radioaktive henfald af nikkel 56 til kobolt 56 og derefter til jern 56 producerer energiske fotoner, som udgør det meste af mellem- og langvarig stråling efter eksplosionen:
.Da deres initieringsproces er ret præcis og forekommer under meget specifikke forhold, er den nåede størrelsesorden og henfaldskurven for deres lysstyrke (domineret af det radioaktive henfald af nikkel 56 ) karakteristisk for denne type supernova. Dette er grunden til, at de bruges som "standardlys" til at bestemme ekstragalaktiske afstande.
Brugen af Type Ia- supernovaer til måling af afstande blev først eksperimenteret med et team af chilenske og amerikanske astronomer fra University of Chile og det interamerikanske observatorium ved Cerro Tololo , Calán / Tololo Supernova Survey . I en række papirer fra 1990'erne viste undersøgelsen, at selvom ikke alle Type Ia- supernovaer opnår den samme maksimale lysstyrke, kan måling af en enkelt parameter i lyskurven bruges. Til at korrigere det ved at opnå standardlysværdierne . Den oprindelige korrektion er kendt som Phillips-korrektionen , hvor arbejde fra dette team viser, at det kan beregne afstande til de nærmeste 7%. Denne ensartethed af den maksimale lysstyrke skyldes den mængde nikkel 56, der produceres i de hvide dværge, der eksploderer a priori nær Chandrasekhar-massen , som er konstant .
Den relative ensartethed af de absolutte lysstyrkeprofiler for stort set alle kendte type I- supernovaer har ført til deres anvendelse som sekundære standardlys i ekstragalaktisk astronomi . Den forbedrede kalibrering af periode-lysstyrke-forholdet mellem Cepheids og den direkte måling af afstanden fra M106 ved hjælp af dens maser- emission gjorde det muligt ved at kombinere den absolutte lysstyrke af type I en supernova med loven fra Hubble at forfine værdien af Hubble konstant .
Nogle type I en supernovaer har en atypisk profil svarende til SN 2002cx (en) , som er kendetegnet ved udkastningshastigheder på mellem 2000 og 8000 km / s , langsommere end de af type I en supernovaer. Typiske, lavere absolutte størrelser af rækkefølge -14,2 til -18,9 og varme fotosfærer . Formentlig som følge af tilvækst af stof fra en heliumstjerne på en hvid dværg , kaldes de type I øks supernovaer .