O supernova de tip Ia (citiți „ tip 1-a ”), sau supernova termonucleară , este un tip de supernova care apare în sistemele binare care conțin cel puțin o pitică albă , cealaltă stea fiind de orice tip, d ’un gigant la un alb mai mic pitic.
Masa piticelor albe formată din carbon și oxigen având o viteză de rotație redusă este limitată fizic la 1,4 mase solare . Dincolo de această masă critică , în general confundată cu masa Chandrasekhar , reacțiile de fuziune nucleară sunt declanșate și sunt purtate până la punctul de a conduce la o supernovă. Acest lucru se întâmplă în mod obișnuit atunci când o pitică albă trezește treptat materia de la un partener sau fuzionează cu o altă pitică albă, determinând-o să atingă masa critică, motiv pentru care acest tip de supernovă este văzut doar în sistemele binare. Presupunerea general acceptată este că inima piticii albe atinge condiții de topire a carbonului și, în câteva secunde, o fracțiune semnificativă a masei sale suferă fuziune nucleară care eliberează suficientă energie (1-2 × 10 44 J ) pentru a se dezintegra complet într-o explozie termonucleară. .
Datorită valorii constante a masei critice care declanșează aceste explozii, supernovele de tip Ia prezintă o curbă de luminozitate relativ constantă, care le permite să fie utilizate ca lumânări standard pentru a măsura distanța de la galaxia gazdă de la magnitudinea lor aparentă. Măsurată de pe Pământ . Observarea unor astfel de supernove chiar la începutul exploziei lor este deosebit de rară, dar face posibilă ajustarea modelelor și calibrarea lumânărilor standard, în special pentru a evalua mai bine extinderea Universului și efectele energiei. negru .
O supernova de tip Ia este o subcategorie din clasificarea astronomilor de la Minkowski-Zwicky datorită Rudolph Minkowski și Fritz Zwicky . Astfel de supernove se pot forma în moduri diferite, dar împărtășesc un mecanism comun. Faptul că derivă din pitici albi a fost confirmat de observarea unuia dintre ei în 2014 în galaxia Messier 82 . Un pitic alb cu rotație redusă poate acumula materie de la un partener și poate depăși limita Chandrasekhar de aproximativ 1,4 M ☉ ( masă solară ), astfel încât nu-și mai poate susține greutatea prin presiunea degenerării electronice (în) . În absența unui proces capabil să echilibreze prăbușirea gravitațională , pitica albă ar forma o stea neutronică , ca în cazul piticelor albe compuse în principal din oxigen , neon și magneziu .
Părerea împărtășită de astronomii care modelează explozii de tip supernova de tip Ia este, totuși, că această limită nu este niciodată atinsă cu adevărat și că prăbușirea nu este niciodată declanșată. Am fi mai degrabă martori la creșterea temperaturii miezului stelar sub efectul creșterii presiunii și densității materiei din aceasta, declanșând un proces convectiv atunci când se apropie de masa Chandrasekhar la aproximativ 99%, procese care durează pe ordin de o mie de ani. Fuziunea carbon este declanșată în timpul acestei faze , conform procedeelor care nu sunt încă cunoscute cu precizie. Fuziunea oxigen este inițiată imediat după, dar oxigenul nu se consumă ca atare complet ca carbonul .
Odată ce începe topirea , temperatura piticii albe crește. O stea din secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell se poate extinde și astfel se poate răci pentru a echilibra temperatura acesteia, cu toate acestea, la piticii albi, presiunea de degenerare este independentă de temperatură, care crește foarte rapid provocând o fugă termonucleară. Blițul astfel accelerează considerabil, datorită în special instabilității Rayleigh-Taylor și interacțiunilor cu turbulența . Este dezbătut dacă această bliț se transformă într-o detonare supersonică dintr-o explozie subsonică .
Indiferent de considerentele inițierii exploziei de supernovă, este general acceptat faptul că o fracțiune substanțială din carbonul și oxigenul piticii albe fuzionează în elemente chimice mai grele în doar câteva secunde, ceea ce duce la o creștere a temperaturii interne până la atingerea câteva miliarde de grade. Energia eliberată (1-2 × 10 44 J ) este mai mult decât suficientă pentru dezintegrarea stelei, adică pentru a da particulelor constitutive ale stelei suficientă energie cinetică pentru ca acestea să se disperseze în spațiu. Supernova își expulză materia generând o undă de șoc la viteze tipice de la 5.000 la 20.000 km / s , sau aproape 6% din viteza luminii . Energia eliberată în timpul exploziei se află la originea luminozității extreme a stelei. O supernovă de tip Ia atinge de obicei o magnitudine absolută de –19,3 - de aproximativ cinci miliarde de ori mai mare decât cea a Soarelui - cu puține variații.
Supernovele de tip Ia diferă fundamental de supernovele de tip II , în care straturile exterioare ale stelei suferă o explozie cataclismică alimentată de energia potențială gravitațională eliberată de prăbușirea miezului stelei prin emisiune. Neutrino masiv .
Acest tip de supernova apare doar într-un sistem multiplu , nu poate fi declanșat doar pentru o stea precursor. Practic implică câteva stele , dintre care cel puțin una este un cadavru degenerat , un pitic alb .
Un prim mecanism de formare a acestui tip de supernovă are loc în sistemele binare compacte . Sistemul este alcătuit din două stele secvențiale principale , dintre care una este mai masivă decât cealaltă. Steaua mai masivă dintre cele două evoluează mai rapid către ramura asimptotică a giganților , fază în timpul căreia învelișul său se extinde considerabil. Dacă cele două stele au un anvelopă comună , Sistemul poate pierde multă masă și își poate reduce semnificativ impulsul unghiular , raza orbitală și perioada de revoluție . După ce prima stea a ajuns la stadiul de pitic alb , a doua, inițial mai puțin masivă, evoluează la rândul ei pentru a ajunge la stadiul de gigant roșu . Extinderea straturilor sale exterioare îi face să traverseze lobul Roche al cuplului. Piticul alb poate apoi să adune o parte a masei gigantului în timp ce cele două stele spiralează una în jurul celeilalte, apropiindu-se de punctul de a atinge orbite a căror perioadă de revoluție poate fi de doar câteva ore. Dacă acreția continuă suficient de mult, pitica albă se poate apropia în cele din urmă de masa Chandrasekhar .
Un pitic alb poate, de asemenea, să adune materie de la alte tipuri de însoțitori, cum ar fi o subgigantă sau chiar o stea de secvență principală. Procesul evolutiv exact în această fază de acreție rămâne incert, deoarece depinde atât de rata de acreție, cât și de transferul momentului unghiular către pitica albă. Se estimează că peste 20% din supernovele de tip Ia provin de la progenitori degenerați simpli.
Un alt mecanism declanșator al unei supernove de tip Ia este fuziunea a doi pitici albi a căror masă rezultată este mai mare decât cea a lui Chandrasekhar .
Lone coliziunile stele din Calea Lactee au loc la fiecare 10 7 10 13 ani, mult mai puțin frecvent decât Novae . Acestea sunt mai frecvente în inima clusterelor globulare (vezi Blue Straggler ). Un scenariu probabil este întâlnirea Cu un sistem binar sau între două sisteme binare care conțin pitici albi. Astfel de întâlniri pot forma un sistem binar compact de doi pitici albi care împart un înveliș comun și care ar putea duce la fuziunea celor două stele. O trecere în revistă a 4.000 de pitice albe de către Sloan Digital Sky Survey identificat 15 sisteme duble, care corespunde statistic o fuziune de pitice albe la fiecare sută de ani în Calea Lactee, o frecvență comparabilă cu cea a supernovele de tip Ia identificat. În vecinătatea Sistemul solar .
Scenariul dublu progenitor este una dintre explicațiile propuse pentru a explica masa de 2 M ☉ a progenitorului supernova SN 2003fg (en) . Este, de asemenea, singura explicație plauzibilă pentru rămășița SNR 0509-67.5 (în) , scenariile progenitor unic fiind toate invalidate. Este, în sfârșit, un scenariu foarte probabil pentru supernova SN 1006, în măsura în care nu s-au găsit rămășițe ale unui posibil însoțitor în lumina ei .
Pasul final este explozia stelei. Cadavrul degenerat devine o gigantică bombă termonucleară „inițiată” de prăbușirea gravitațională . Reacțiile nucleare încep și se duc în câteva momente, deoarece energia termică eliberată se adaugă la cea rezultată din prăbușire și nu modifică apreciabil presiunea din zonele degenerate. Reacțiile continuă foarte repede, până când aproximativ jumătate din masa stelei se transformă în nichel 56 .
Sub presiunea termică produsă de zona degenerată, straturile superioare sunt suflate, ceea ce elimină starea degenerativă a straturilor inferioare care sunt „decojite” treptat. De asemenea, inima însăși ajunge foarte repede la un punct în care starea de degenerescență dispare. Presiunea devine din nou o funcție directă a temperaturii și colapsul este inversat.
Steaua este complet dezintegrată în explozie. Nu rămâne niciun reziduu, spre deosebire de supernovele care se prăbușesc inima .
Spre deosebire de alte tipuri de supernove , supernovele de tip Ia apar în toate tipurile de galaxii , inclusiv în galaxii eliptice . Ele nu apar preferențial în regiunile în care se formează stele . Deoarece piticii albi sunt faza terminală a secvenței principale , sistemele binare implicate au avut timp să se deplaseze semnificativ din regiunile în care s-au format. Un sistem binar compact poate fi, de asemenea, scena unui transfer de masă către pitica albă prin acumulare cu încă un milion bun de ani înainte de a declanșa explozia termonucleară care a dat naștere supernovei.
Identificarea strămoșul supernova este o problemă de lungă durată în astronomie, care datează de la începutul anilor xx - lea secol. Observarea directă a progenitorilor ar oferi informații utile pentru a determina valorile parametrilor lor, care hrănesc modele de supernove. Observarea supernovei SN 2011fe a furnizat astfel informații interesante. Observațiile folosind telescopul spațial Hubble arată nici o stea la locul exploziei, exclude prezența unui gigant roșu . Extinde plasma de la punctul de explozie conține carbon și oxigen , ceea ce face posibil ca un pitic alb alcătuit din aceste elemente a fost responsabil pentru explozie. Observația supernei vecine PTF 11kx , descoperită pe16 ianuarie 2011de către Fabrica tranzitorie Palomar (PTF), a condus la concluzia că explozia provine de la un progenitor degenerat simplu, inclusiv un gigant roșu, sugerând că este posibil să se observe o supernova de tip I de la un progenitor izolat. Observarea directă a progenitorului PTF 11kx a confirmat această concluzie și a permis, de asemenea, descoperirea erupțiilor periodice de novae înainte de explozia finală. Analiza ulterioară, însă, a relevat că materialul circumstelar este prea masiv pentru scenariul de progenitor degenerat simplu și se potrivește mai bine cu fuziunea de bază a unui gigant roșu cu o pitică albă.
Supernovele de tip I au o curbă de lumină caracteristică. În jurul vârfului lor de luminozitate, spectrul lor conține linii de elemente de masă intermediară între oxigen și calciu , care sunt principalii constituenți ai straturilor exterioare ale stelei . După câteva luni de expansiune, când straturile exterioare devin transparente, spectrul este dominat de emisiile provenite din materie situată în apropierea inimii stelei, alcătuită din elemente grele din nucleosinteză care însoțesc explozia , în esență izotopi a căror masă este cea a fierului , adică elementele vârfului de fier : crom , mangan , cobalt și nichel , pe lângă fierul în sine. Dezintegrarea radioactivă a nichelului 56 în cobalt 56 apoi in fier 56 produce energetice fotoni care constituie cea mai mare parte a radiației pe termen mediu și după explozie:
.Deoarece procesul lor de inițiere este destul de precis, având loc în condiții foarte specifice, magnitudinea atinsă și curba de degradare a luminozității lor (dominată de degradarea radioactivă a nichelului 56 ) sunt caracteristice acestui tip de supernovă. Acesta este motivul pentru care sunt folosite ca „lumânări standard” pentru a determina distanțele extragalactice.
Utilizarea supernovelor de tip Ia pentru măsurarea distanțelor a fost experimentată mai întâi de o echipă de astronomi chilieni și americani de la Universitatea din Chile și de observatorul interamericean de la Cerro Tololo , Calán / Tololo Supernova Survey . Într-o serie de lucrări din anii 1990, studiul a arătat că, deși nu toate supernovele de tip Ia obțin aceeași luminozitate maximă, se poate utiliza măsurarea unui singur parametru al curbei de lumină. Pentru a o corecta obținând valorile standard ale lumânării . Corecția inițială este cunoscută sub numele de corecție Phillips , lucrarea acestei echipe arătând că poate calcula distanțe până la cel mai apropiat 7%. Această uniformitate a luminozității maxime se datorează cantității de nichel 56 produsă în piticele albe care explodează a priori în apropierea masei Chandrasekhar , ceea ce este constant .
Uniformitatea relativă a profilurilor de luminozitate absolută ale tuturor supernovelor de tip I cunoscute a condus la utilizarea lor ca lumânări standard secundare în astronomie extragalactică . Calibrarea îmbunătățită a relației perioadă-luminozitate a cefeidelor și măsurarea directă a distanței M106 utilizând emisia sa maser a făcut posibilă, prin combinarea luminozității absolute a supernovei de tip I cu legea Hubble , pentru a rafina valoarea Constanta Hubble .
Unele tip I o supernove au un profil atipic similar cu cel al SN 2002cx (en) , care sunt caracterizate prin viteze de ejecție între 2000 și 8000 de km / s , mai lent decât cele de tip I o supernove. Tipic, mai mică magnitudine absolută din cele ordinea de la -14,2 la -18,9 și fotosfere fierbinți. Probabil rezultate din acumularea de materie de la o stea cu heliu pe o pitică albă , acestea sunt numite supernove de topor de tip I.