Ia超新星

Ia超新星

Ia超新星是變星的子分類中,由白矮星產生劇烈爆炸結果的激變變星。白矮星是完成正常的生命周期程式,已經停止核聚變的恆星,但是白矮星中最普通的碳和氧在溫度夠高時,仍有能力進行下一步的核聚變反應。

物理上,以低速率自轉的白矮星 ,質量受限于大約是1.38太陽質量的錢德拉塞卡極限 之下,這是電子簡並壓力所能支撐的質量上限,超過這個質量的白矮星就會坍縮。如果一顆白矮星能由伴星獲得質量而逐漸成長,在它接近極限之際,它的核心溫度應該達到碳融合所需要的溫度。如果白矮星與另一顆恆星合並(非常罕見的事件),他將立刻因為超過極限而開始坍縮,因而再度提高溫度至超越核聚變所需要的燃點。在核聚變開始的幾秒鍾之內,白矮星內極大比例的質量就會發生熱失控的反應,釋放出10焦耳以上的能量, 成為一顆超新星

這種類型的超新星由于通過質量累積的機製,隻有在達到一定的質量時才能爆發,因而導致最大光度的一致性。因為超新星的視星等隨著距離而改變,穩定的最大光度使它們的爆發可以用來測量宿主星系的距離。

Ia超新星是變星的子分類中,由白矮星產生劇烈爆炸結果的激變變星。白矮星是完成正常的生命周期程式,已經停止核聚變的恆星,但是白矮星中最普通的碳和氧在溫度夠高時,仍有能力進行下一步的核聚變反應。

物理上,以低速率自轉的白矮星 ,質量受限于大約是1.38太陽質量的錢德拉塞卡極限 之下,這是電子簡並壓力所能支撐的質量上限,超過這個質量的白矮星就會坍縮。如果一顆白矮星能由伴星獲得質量而逐漸成長,在它接近極限之際,它的核心溫度應該達到碳融合所需要的溫度。如果白矮星與另一顆恆星合並(非常罕見的事件),他將立刻因為超過極限而開始坍縮,因而再度提高溫度至超越核聚變所需要的燃點。在核聚變開始的幾秒鍾之內,白矮星內極大比例的質量就會發生熱失控的反應,釋放出極高的能量, 成為一顆超新星

這種類型的超新星由于通過質量累積的機製,隻有在達到一定的質量時才能爆發,因而導致最大光度的一致性。因為超新星的視星等隨著距離而改變,穩定的最大光度使它們的爆發可以用來測量宿主星系的距離。

有幾種不同的機製可以產生這種類型的超新星,但它們都共享一個共同的子機製。在低速的自轉下,質量未超過1.44太陽質量的錢德拉塞卡極限之前,以碳-氧為主的白矮星經由吸積從伴星處累積質量。超過之後,電子簡並壓力不再能支撐恆星的質量,將開始塌縮。在沒有阻礙的過程下,白矮星將塌縮成為中子星,這通常發生在由鎂、氖和氧為主要成分的白矮星。

形成機製形成機製

當前的看法是(在天文學家之間對Ia超新星爆炸的模型認知)這個極限從未真正被達到,因此塌縮也未曾發生過。取而代之的是,由于質量的增加使核心的壓力和密度也都增加,因而提高了核心的溫度。而當白矮星的質量接近至極限值的1%之內時,一種持續約1,000 年的周期性對流將會發生。在這個醞釀的階段,一種暴燃的火焰將會先供應 碳融合所需要的能量。(詳細的燃燒機製,包括火焰開始的地點和數量,都還不清楚。)緊接著,氧融合的過程也會開始,但是這種燃料沒有像碳一樣的被耗盡。

一旦燃燒開始,白矮星的溫度就開始上升。由熱壓力支撐的主序星將膨脹以降溫並抵消熱能的增加,但是簡並壓力與溫度無關,但白矮星不能像一般的恆星來控製燃燒的程式,並且在熱失控下的熱核反應是非常混亂的。一部分是由于瑞利-泰勒不穩定性和湍流的互動作用,火焰迅速的加速;而如何由次音速的暴燃轉變為超音速的爆炸仍然是有爭議和有待澄清的論點。

不管確實的核燃燒細節,一般都認為絕大部分的碳和氧在燃燒的數秒鍾內都已經成為重元素,並將內部的溫度提升至數十億度的高溫。來自熱核反應的能量(大于10^44 焦耳)遠大于摧毀恆星所需克服的引力勢能,因此組成白矮星的每個微粒都獲得足夠的動能,足以飛離而去。恆星發生猛烈的爆炸並產生沖激波,物質則以每秒5,000-20,000公裏的速度,平均相當于光速的3%,向外拋射。爆炸釋放的能量導致恆星的光度急遽的增加,Ia超新星在可見光的典型絕對星等 Mv = −19.3(大約是太陽亮度的50億倍),最大光度的上下波動幅度不大,無論剩餘的殘骸和伴星的質量是如何,光度決定于拋射時的總質量。

超新星的這種理論類似于新星的理論,白矮星的質量在共生的伴星供應下,逐漸緩慢的累積,但不會達到錢德拉塞卡極限。在新星的事例中,下落的物質導致表面的氫融合爆炸,但不會瓦解整顆恆星。這種類型的超新星不同于由外面數層的劇烈爆炸,導致核心內裂的核心塌縮超新星。

形成這類超新星的一種模型是靠近的聯星系統。原來的聯星系統都是主序星,其中質量較大的是主要的星。由質量較大的恆星開始,在這一對恆星中的主星先演變成漸近巨星分支的恆星,恆星的外層擴展成非常的巨大。如果這一對恆星分享共同的外層,那麽系統可能會因為角動量的減少、軌道半徑和超出洛希瓣等因素,失去相當大的質量。在主星演化成白矮星之後,伴星也演化成為紅巨星,並且質量逐漸因吸積而累積至主星上。在最後的共享包層階段,角動量的丟失使兩顆星呈螺旋狀的型式更為靠近,最後,公轉的軌道周期縮短至隻有幾個小時。如果吸積持續的時間夠長,白矮星的質量最終可能接近錢德拉塞卡極限。

第二種Ia超新星的可能是(較難發生):兩顆白矮星發生合並引發的機製,而合並後的質量超過錢德拉塞卡極限(這種稱為超錢德拉塞卡質量白矮星)。在這種情況下,總質量不會受到錢德拉塞卡極限的限製。這是為異常巨大的前身(比如2倍太陽質量),像是" SN 2003fg或SNLS-03D3bb"等超新星,提出的幾種解釋之一。單獨恆星的碰撞,在我們的銀河系內每107–1013 年才會發生一次,遠低于超新星出現的頻率。然而,在球狀星團的核心會因密度的增加而提高發生的頻率(C.f. 藍掉隊星)。一種可能的情況是聯星的碰撞,或是兩對包含有白矮星的聯星發生碰撞。這種碰撞可能留下都是白矮星的一對密接雙星,經由包層的共享造成軌道衰減和合並。

從其他類型的伴星,包括次巨星主序星,白矮星也可以累積質量(隻要軌道足夠接近)。實際的演變過程目前仍不清楚,因為它可能取決于質量的累積和伴星的角動量轉移到白矮星的速度。

不同于其他類型的超新星,Ia超新星普遍出現在包括橢圓星系的各種不同類型星系中,它們也不會偏愛出現在恆星正在形成的區域內。白矮星形成于主序星演化結束的階段,在這麽長的恆星生命期間,它也許已經漫遊到很遠的地方,遠離了最初誕生的地區。而在成為Ia超新星之前,一對靠近的聯星系統可能耗費了數百萬年的時間進行質量的傳輸(可能形成持續性的新星爆發)。

Ia超新星有獨特的光度曲線,圖中的曲線是爆炸後隨時間變化的光度。在接近最大光度的時間,光譜包含了大量的從氧到鈣等中間元素的譜線;這些是外面幾層的主要成分。在爆炸後約一個月,當外層的物質因為膨脹而變得更為透明之後,光譜即呈現出核心物質所散發的譜線。在爆炸初期合成的重元素,最顯著的是原子量接近鐵的同位素(或鐵峰頂元素),-56經由鈷-56成為鐵-56的放射性衰變過程產生了許多高能量的光子,主宰了從中期至晚期向外拋送能量的物質。

幾乎所有已知的Ia超新星都有相似的絕對發光度,使得它們成為外星系天文學輔助用的標準燭光。這均一的光度曲線成因仍然是個未解決的問題。在1998年,觀測到Ia超新星指出宇宙的膨脹似乎仍在加速中。

相關詞條

其它詞條