WikiDer > Supernova Typ Ia
Ein Supernova Typ Ia (sprich: "Typ eins-a") ist ein Typ Supernova das geschieht in a Doppelsternsystem (zwei Sterne einander umkreisen), von denen mindestens einer der beiden Sterne a weißer Zwerg ist. Der andere Stern kann verschiedene Objekte sein: alle von einem Riesenstern zu einem kleineren Weißen Zwerg sind möglich.
Die physikalische Grenze für einen Weißen Zwerg; ein 'toter Stern', der hauptsächlich aus Sauerstoff und Kohlenstoff besteht und eine langsame Rotation hat, ist 1,44 Sonnenmasse (Symbol: m☉). Sollte der Stern noch massereicher werden, könnte die Kernfusion erneut beginnen und er könnte in einer Supernova-Explosion explodieren.[1][2] Diese Grenze wird oft als bezeichnet Chandrasekhar-Messe erwähnt, was nicht zu verwechseln ist mit dem Chandrasekhar-Grenze, bei welchem degenerativer Elektronendruck wird überwunden und es kommt zu einer katastrophalen Implosion. Wenn ein Weißer Zwerg langsam an Masse zunimmt Zuwachs eines Begleitsterns aus einem Doppelsternsystem ist die allgemeine Hypothese, dass der Kern des Zwergs bei Erreichen der Chandrasekhar-Masse den Druck und die Temperatur erreicht, die eine Kernfusion von Kohlenstoff ermöglichen würden.
In dem sehr seltenen Fall, dass ein Weißer Zwerg mit einem anderen Weißen Zwerg verschmelzen würde, wird er plötzlich die Grenze überschreiten und zu implodieren beginnen, wodurch die Temperatur erneut so hoch wird, dass die Kernfusion wieder beginnt. Nur wenige Sekunden nach Beginn dieser Kernfusion wird jedoch ein erheblicher Teil der Masse des Weißen Zwergs einem thermischen Kaskadeneffekt unterzogen. Dadurch wird genug Energie produziert (1-2 x 1044J)[3] um den Stern in einer Supernova-Explosion zur Detonation zu bringen.[4]
Die Supernova-Kategorie vom Typ Ia erzeugt einen festen Spitzenwert in der Leuchtkraft, da die Masse der Weißen Zwerge zum Zeitpunkt der Explosion immer gleich ist, nämlich die Chandrasekhar-Masse. Daher können diese Explosionen verwendet werden als Kalibrierwert, um unter anderem den Abstand der Galaxien bestimmen zu können, in denen sie vorkommen. Die scheinbare Helligkeit wird hauptsächlich durch die Entfernung bestimmt.
Im Mai 2015 berichtete die NASA, dass die Kepler Weltraumobservatorium KSN2011b, eine Supernova vom Typ Ia, die noch explodierte. Für die Wissenschaftler war dies ein Glücksfall, denn über Typ Ia ist noch vieles aus der Zeit vor der Explosion unbekannt. Mehr solcher Daten würden es uns ermöglichen, das Phänomen der Supernovae Ia besser einzuschätzen. Sie sind auch der wichtigste Hinweis auf die Existenz von dunkle Energie.[5]
Wissenschaftlicher Konsens
Supernova vom Typ Ia ist a Unterkategorie aus dem Minkowski-Zwicky-Klassifikationsschema des deutsch-amerikanischen Astronomen Rudolph Minkowski und des Schweizer Astronomen Fritz Zwicky.[6] Die Theoretiker unter den Astronomen sind seit langem davon ausgegangen, dass die Entstehungssterne dieser Supernovae Weiße Zwerge waren. Der empirische Beweis dafür wurde erst 2014 erbracht, als eine Supernova vom Typ Ia im Zigarrensystem.[7]
Es gibt verschiedene Möglichkeiten, wie sich diese Art von Supernova bilden kann. All diese Wege haben jedoch den gleichen zugrunde liegenden Mechanismus. Das ist es Akkretionsmodell. Wenn ein langsam rotierender weißer Zwerg von Kohlenstoff und Sauerstoff, Materie von einem nahen Stern aufnimmt, kann die Gesamtmasse des Zwergs die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 . überschreiten m☉ überschreiten. Oberhalb dieser Grenze reicht der degenerative Elektronendruck nicht mehr aus, um die Masse des Sterns vor einer Implosion zu bewahren. An dieser Massengrenze bildet sich Supernova Typ Ia.
Es ist prinzipiell möglich, aber nie bewiesen, dass ein Weißer Zwerg bestehend aus Magnesium, Neon- und Sauerstoff könnte weiter in a . implodieren NeutronensternIn den zeitgenössischen Ansichten von Astronomen, die das Modell einer Supernova vom Typ Ia beschreiben, wird diese Grenze jedoch nie erreicht. Die Implosion findet daher nicht statt. Stattdessen steigen Temperatur und Druckniveau des Kerns mit zunehmender Masse so an, dass bei 99% der Grenze eine Periode von Konvektion stattfindet, die etwa 1000 Jahre andauern wird.[8][9] Irgendwann in dieser Siedephase bildet sich eine Flammenfront von Verpuffung erstellt von Kohlenstofffusion. Es ist noch nicht ganz klar, wie diese Entzündung erfolgt, ebenso wie Ort oder Anzahl der Flammpunkte.[10] Kurz danach beginnt der Fusionsprozess von Sauerstoff, aber dieser Brennstoff wird nicht so vollständig verbraucht wie der Kohlenstoff.
Sobald die Kernfusion beginnt, steigt die Temperatur des (ehemaligen) Weißen Zwergs. Ein Stern auf dem Hauptfolge, die sich selbst erhält mit thermischer Druck, kann sich durch einen Expansionsmechanismus automatisch abkühlen hydrostatisches Gleichgewicht wird bei Schwankungen aufbewahrt. Die Kraft des degenerativen Drucks hängt jedoch nicht von Temperaturänderungen ab. Eine Kühlung durch Expansion oder Kontraktion ist daher nicht möglich. Daher sind diese Objekte auch anfällig für außer Kontrolle geratene Kernfusionsreaktionen. Die Zündung wird stark beschleunigt, was zum Teil auf die Rayleigh-Taylor-Instabilität und auch auf die Wechselwirkung mit dem resultierenden turbulente Strömung. In der wissenschaftlichen Welt herrscht noch immer Uneinigkeit darüber, ob sich diese Zündflamme in eine Überschall- Detonation von a Unterschall Verpuffung.[9][11]
Obwohl die genauen Details der Zündung der Supernova nicht vollständig verstanden sind, wird allgemein angenommen, dass ein wesentlicher Teil des Kohlenstoffs und des Sauerstoffs im Weißen Zwerg innerhalb von Sekunden zu schwereren Elementen verschmelzen wird.[12] Die freigesetzte Energie lässt die Innentemperatur auf Milliarden Grad ansteigen. Die freigesetzte Energie (1–2×1044 Joule) ist mehr als genug, um den Stern explodieren zu lassen und die Bindungsenergie der Schwerkraft zu zerstören; das heißt, die einzelnen Partikel, aus denen der Weiße Zwerg besteht, bekommen genug kinetische Energie auseinander zu fliegen. Der Stern explodiert nun heftig und bildet einen Stoßwelle bei dem Materie normalerweise mit Geschwindigkeiten in der Größenordnung von fünftausend bis zwanzigtausend Kilometern pro Sekunde ausgestoßen wird, ungefähr 6% der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Energiestoß bewirkt auch eine extreme Zunahme der Leuchtkraft. Das Standard-Visual absolute Größe von Typ-Ia-Supernovae mit geringer Variation mv -19,3 (5 Milliarden mal heller als die Sonne).[9]
Die Theorie dieser Art von Supernova ähnelt der von novae, wobei der Weiße Zwerg Materie langsamer ansammelt und sich nicht der Chandrasekhar-Masse nähert. Auch das zerstört den Weißen Zwerg nicht. Bei diesen "klassischen Novae" verursacht die einfallende Materie eine Explosion an der Oberfläche des schmelzenden Wasserstoffs, die den Stern nicht zerstört.[9]
Typ Ia unterscheidet sich deutlich von Supernova Typ II weil es durch die katastrophale Explosion der äußeren Schichten eines sehr großen Sterns verursacht wird, während der Kern dieses Sterns implodiert. Hier wird potentielle Gravitationsenergie in eine kolossale Emission von Neutrino'S.[13] Wasserstoff ist im Spektrum der Typen II zu finden, der in Typen I nicht zu finden ist.
Der Entstehungsprozess
Einzelne degenerative Herkunftssterne
Eines der Modelle für den Entstehungsprozess dieser Supernova-Kategorie ist ein enger Doppelsternsystem. In diesem Modell sind die beiden Sterne Hauptreihensterne, von denen einer mehr Masse hat als der andere. Da dieser Stern mehr Masse hat, wird er auch der erste der beiden sein, der sich bis zu entwickelt asymptotischer Riesenzweig erreicht, woraufhin der Stern enorm an Größe zunehmen wird. Sollten sich die beiden Sterne in dieser Phase eine Schale teilen, könnte das System erheblich an Masse verlieren. Dies ermöglicht es Drehimpuls, der Durchmesser der Umlaufbahn und die Seitenwechsel verringern. Wenn sich der schwerste Stern bereits zu einem Weißen Zwerg entwickelt hat, wird mit der Zeit auch der leichtere Stern zu einem Weißen Zwerg roter Riese sich entwickeln. Die Sterne drehen sich nun näher zusammen und die Umlaufzeit kann sich auf wenige Stunden beschleunigen. Jetzt ist die Situation angekommen, in der der Weiße Zwerg durch Akkretion Masse aufnimmt.[14][15] Wenn der Akkretionsprozess lange genug andauert, kann der Weiße Zwerg schließlich die Chandrasekhar-Masse erreichen.
Ein begleitender Weißer Zwerg könnte auch Materie von anderen Sternentypen anziehen, wie z Unterriese oder (wenn die Umlaufbahn schmal genug ist) sogar eines Hauptreihensterns. Der tatsächliche Evolutionsprozess während dieser Akkretionsphase bleibt Vermutungen, da er nicht klar erkennbar ist und die Zusammensetzung des Systems daher ungewiss ist. Unsicher ist der Grad der Akkretion sowie die Größe der Übertragung des Drehimpulses auf den Weißen Zwerg,[16] Mehrfachkombinationen sind also eine plausible Möglichkeit.
Schätzungen zufolge stammen weniger als 20 % aller Supernovae vom Typ Ia von einzelnen degenerativen Sternen aus.[17]
Mehrere degenerative Ursprungssterne
Eine zweite Möglichkeit, eine Supernova vom Typ Ia zu erzeugen, ist die Verschmelzung zweier Weißer Zwerge, bei denen die kombinierte Masse die der Chandrasekhar-Masse übersteigt[18][19], was zur Explosion führt.
Kollisionen zwischen Einzelsternen sind äußerst selten. In der Milchstraße passiert dies nur einmal in 107 bis zu 1013 Jahr;[20] das ist ein Vielfaches der Frequenz, mit der Novae beobachtet werden. In den dicht besiedelten Gebieten von Kugelsternhaufen Kollisionen sind jedoch viel häufiger (vgl. blaue wandernde sterne). Ein plausibles Szenario für Typ Ia ist eine Kollision mit einem Doppelstern oder eine Kollision zwischen zwei Doppelsternen, die Weiße Zwerge enthalten. Eine solche Kollision ist ein plausibles Szenario, um ein schmales Doppelsternsystem aus zwei Weißen Zwergen zu erzeugen. Die gemeinsame Umlaufbahn wird mit der Zeit schrumpfen und schließlich könnten die Zwerge zu einer gemeinsamen Sternenhülle verschmelzen. Eine Studie von viertausend Weißen Zwergen mit Spektren der Sloan Digital Sky Survey, fand darin 15 doppelte Weiße Zwerge. Aus diesem Verhältnis erfuhren Astronomen, dass in der gesamten Milchstraße alle 100 Jahre zwei Weiße Zwerge verschmelzen. Dies entspricht der Menge der beobachteten Typ-Ia-Supernovae in unserer kosmischen Umgebung.[21]
Ein zweifach degeneratives Sternensystem ist eine von mehreren Erklärungen, die für die ungewöhnlich große (2 m☉) Stern des Supernova-Ursprungs SN 2003fg.[22][23] Es ist auch die einzig mögliche Erklärung für Supernova-Überreste SNR 0509-67.5, da alle Vorhersagemodelle für einzelne Weiße Zwerge ausgeschlossen sind.[24] Es ist auch die plausibelste Erklärung für SN 1006, da kein verbleibender Begleitstern gefunden wurde.[25] Die Beobachtungen mit dem Schneller Satellit von NASA enger Begleiter Sterne wenn Überriesen oder Riesensterne mit jeder untersuchten Typ-Ia-Supernova. Die abgestoßenen äußeren Schichten eines solchen Überriesen sollten im Röntgen wirklich strahlen. Dies wurde jedoch in keinem der 53 nächsten Supernova-Überreste vom Röntgenteleskop von Swift gefunden. Von 12 Supernovae, die innerhalb von 10 Tagen nach der Explosion untersucht wurden, emittiert keine von ihnen ultraviolette Strahlung, die der Satellit sehen konnte. Dies soll über die Oberfläche eines Begleitsterns geschehen, der durch die Stoßwelle der Supernova erhitzt wird. Daher ist die Schlussfolgerung, dass keine roten Riesen oder großen Sterne Teil der Ursprungssterne dieser Supernovae waren. Bei SN 2011fe muss der Begleitstern kleiner sein als der Sonne wäre gewesen, wenn es sie gegeben hätte.[26] Die Chandra Röntgenobservatorium ergab, dass die Röntgenstrahlen von fünf elliptische Galaxien und die zentrale Verdickung der Andromeda-Galaxie 30- bis 50-mal schwächer als erwartet. Es wird angenommen, dass die Akkretionsscheiben der Weißen Zwerge Röntgenstrahlen als Vorläufer von Typ-Ia-Supernovae entstanden sein sollten. Da diese Strahlung nicht gefunden wurde, wird gefolgert, dass nur wenige Weiße Zwerge in diesen Regionen a Akkretionsscheibe besitzen. Daher gilt das Szenario eines Weißen Zwergs mit einer Akkretionsscheibe als Ursprungsstern einer Typ-Ia-Supernova als unwahrscheinlich.[27] Es gibt keine Gravitationswellen eine spiralförmige Kollision zwischen zwei Weißen Zwergen beobachtet wurde, ist dies jedoch nicht verwunderlich, wenn man bedenkt, wie erst seit kurzem die Möglichkeit besteht, diese Wellen zu beobachten.
Mehrere degenerative Sterne als Quelle der Supernova Typ Ia stellen die Nützlichkeit dieser Phänomene als astronomische Entfernungsmesser in Frage; Die Gesamtmasse zweier verschmelzender Weißer Zwerge wird unabhängig von der Helligkeit wird beeinflussen.[28]
Typ Iax
Es wurde vorgeschlagen, eine Gruppe von weniger leuchtenden Supernovae, die durch die Anlagerung von Helium an einem Weißen Zwerg entstehen, als Typ Iax zu klassifizieren.[29][30] Es wird spekuliert, dass diese Art von Explosion den Ursprungsstern möglicherweise nicht (vollständig) zerstört und einen sogenannten „Zombiestern“ zurücklässt. Ungefähr 30 Arten von Iax wurden identifiziert, aber Beweise für einen solchen Stern wurden noch nicht gefunden.[31]
Beobachtungen
Im Gegensatz zu anderen Arten von Supernovae kommt Typ Ia normalerweise in allen Arten von Galaxien vor, auch in elliptischen. Es wurde keine Präferenz für eine bestimmte Region der aktuellen Sternentstehung gezeigt.[33] Angesichts der extrem langen möglichen Lebenszeiten, bevor sich ein Stern in einen Weißen Zwerg verwandelt, muss man schlussfolgern, dass sich ein solches Sternensystem möglicherweise weit von der Region entfernt hat, in der es geboren wurde. Ein Weißer Zwerg bildet sich erst am Lebensende auf dem Hauptfolge (Planetarische Nebelphase). Danach kann ein schmales Doppelsternsystem weitere Millionen Jahre in der Massentransferphase verbringen (in der es zu Nova-Ausbrüchen kommen kann), bevor die Bedingungen für das Auftreten einer Typ-Ia-Supernova geschaffen werden.[34]
Es ist ein seit langem bestehendes Problem in der Astronomie, Sterne mit Supernova-Ursprung zu identifizieren. Die direkte Beobachtung eines solchen Sterns könnte den Vorhersagemodellen nützliche Beschränkungen liefern. Im Jahr 2006 dauerte die Suche nach diesen Herkunftssternen mehr als ein Jahrhundert.[35] Die Beobachtungen der Supernova SN2011fe haben solche Einschränkungen endlich aufgedeckt. Frühere Beobachtungen der Position des Ereignisses ergaben keinen Stern, so dass ein roter Riese wurde als Möglichkeit ausgeschlossen. In der Erweiterung Plasma Bei der Explosion wurden Kohlenstoff und Sauerstoff gefunden, klare Hinweise auf eine Herkunft der Weißen Zwerge, da sie hauptsächlich aus diesen bestehen.[36] Auch in den Beobachtungen zu SN PTF 11kx,[37] am 16. Januar 2011 von der Palomar Transient Factory Survey (in Kalifornien) entdeckt, schloss aus dem Auswurf, dass diese Explosion von einem einzelnen entarteten Stern zusammen mit einem Roten Riesen stammte. Dies deutete darauf hin, dass es mehrere Straßen nach Rom gibt, wenn es um Typ Ia geht. Direkte Beobachtungen dieses Ursprungssterns wurden in der Ausgabe vom 24. August 2019 in Science veröffentlicht und unterstützen diese Schlussfolgerung. Vom Ursprungsstern aus wurden auch periodische Nova-Ausbrüche beobachtet – eine weitere überraschende Entdeckung.[38][39] Eine spätere Analyse ergab jedoch, dass die zirkumstellares Material war viel zu massiv für ein einzelnes degeneratives Szenario, würde aber besser zu einem sogenannten degenerativen Kernszenario passen[40], eine Fusion mit einem heißen Kern eines Sterns auf der asymptotischer Riesenzweig.
Lichtkurve
Supernovae vom Typ Ia haben einen erkennbaren Lichtkurve; das Diagramm der Leuchtkraft über der Zeit nach der Explosion. Bei maximaler Leuchtkraft enthält es Spektrum Linien mittelschwerer Elemente, von Sauerstoff bis Kalzium; Dies sind auch die Elemente, aus denen die äußeren Schichten des Sterns bestehen. Monate später, wenn die Expansion die äußeren Schichten bis zu dem Punkt verdünnt, an dem sie transparent werden, besteht das Spektrum hauptsächlich aus Materie aus dem Kern des Sterns. Dies sind schwere Elemente, die während der Explosion entstanden sind; Isotope, die nahe der Atommasse von Eisen sind am häufigsten. Es radioaktiver Zerfall von Nickel-56 durch Kobalt-56 bis um Eisen-56 produziert energiereich Photonen, die den Großteil der Energieproduktion der Ejekta ausmachen, von der Mitte bis zum Ende der Lichtkurve.[41]
In der Calán/Tololo-Supernova-Studie[42], einer Zusammenarbeit von Astronomen aus Chile und den Vereinigten Staaten, wurden zum ersten Mal Supernovae vom Typ Ia verwendet, um Entfernungen genau zu messen. In einer Reihe von Veröffentlichungen aus dem Jahr 1990 zeigte diese Studie, dass zwar nicht alle Supernovae vom Typ Ia den gleichen Helligkeitspeak aufweisen, aber eine einzige Eigenschaft dieser Lichtkurve verwendet werden kann, um dies zu vermeiden rotverschoben Typ Ia Supernovae zu einer Standardkerze. Die ursprüngliche Korrektur des Wertes der Standardkerze wird als Phillips-Relation bezeichnet.[43] Die Forschergruppe zeigte, dass Typ Ia mit einer Genauigkeit von 7% für relative Entfernungsmessungen im Universum verwendet werden kann. Der Grund für den einheitlichen Wert an der Spitze der Leuchtkraft ist die Menge an Nickel-56, die in Weißen Zwergen produziert wird, wenn sie kurz vor Erreichen der Chandrasekhar-Masse explodieren.[44]
Die Ähnlichkeit im absoluten Helligkeitsprofil fast aller bekannten Typ-Ia-Supernovae hat zu ihrer Verwendung als zweiter, kontrollierender Entfernungsmesser für die extragalaktische Astronomie geführt.[44] Um das festzustellen Hubble-Lemaître (die Ausdehnung des Universums) wird diese Art von Supernovae daher verwendet, zusammen mit zum Beispiel Cepheiden- oder Maser-Messungen.[45][46]
Beschleunigte Universumserweiterung
1998 wurde mit entfernten Supernovae vom Typ Ia festgestellt, dass unser Universum unterliegt offenbar a Beschleunigung der Expansion. Drei Mitglieder von zwei Forscherteams sind mit dem Nobelpreis für diese Entdeckung belohnt.[47][48]
Vor nicht allzu langer Zeit gelang es Wissenschaftlern zu zeigen, dass Supernovae vom Typ Ia, die seit jeher als homogen galten, tatsächlich nicht ganz gleich sind.[50] Es wird angegeben, dass der heute recht seltene Typ Ia in der vergangenes Universum kam viel häufiger vor.[51] Diese relativ neue Entdeckung könnte weitreichende Folgen für die physikalische Kosmologie, wie eine mögliche Überarbeitung der Geschwindigkeit der Expansion des Universums und der Macht der mysteriösen dunklen Energie. Es ist auch Futter für die Debatte über die Hubble-Spannung.[52]
Externe Links
- Liste aller bekannten Typ-Ia-Supernovae des Der offene Supernova-Katalog.
- Typ Ia Supernova-Kosmologie mit ADEPT. Archiviert am 2016-03-042007-10-30. Zugegriffen unter 19. März 2020.
- Sloan Supernova-Umfrage.
- Novae und Supernovae. Archiviert am 2016-03-042007-08-15. Zugegriffen unter 19. März 2020.
- Quelle für Haupttyp von Supernova.
- Novae- und Supernovae-Explosionen gefunden. Archiviert am 2016-03-042007-08-15. Konsultiert am 2020-03-192007-05-25.
- SNFactory zeigt 'Standardkerzen' vom Typ Ia mit vielen Massen