Supernova tipus Ia

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Fitxer:Main tycho remnant full.jpg
Longitud d'ona múltiple Raigs X / imatge infrarroja de la Nova SN 1572 o Tycho, el remanent d'una supernova tipus Ia [1] (NASA/CXC/JPL-Caltech/Calar Alto O. Krause et al.)

Una supernova de tipus Ia és una subcategoria de supernoves que resulta de la violenta explosió d'una estrella nana blanca. Una nana blanca és el romanent d'una estrella que ha completat el seu cicle de vida normal i ha deixat de fer fusió nuclear. No obstant això, les nanes blanques de la varietat carboni-oxigen comú són capaços de fer reaccions de fusió, a més, d'alliberar una gran quantitat d'energia si les temperatures pugen prou alt.

Físicament, les nanes blanques carboni-oxigen amb una baixa taxa de rotació es limiten a menys d'1,38 masses solars.[2][3] Més enllà d'això, es tornen a encendre i, en alguns casos, provocar l'explosió d'una supernova. Confusament, aquest límit es refereix sovint com la massa de Chandrasekhar, tot i ser subtilment diferent del límit de Chandrasekhar absolut on la pressió de degeneració d'electrons no és capaç d'evitar el col·lapse catastròfic. Si una nana blanca gradualment acreta massa d'una companya binària, la hipòtesi general és que el seu nucli s'arriba a la temperatura d'ignició per a la fusió del carboni a mesura que s'acosta al límit. Si la nana blanca es fusiona amb una altra estrella (un fet molt poc freqüent), en un moment excedirà el límit i començaran a esfondrar-se, en elevar la seva temperatura més enllà del punt de fusió d'ignició nuclear. Als pocs segons de l'inici de la fusió nuclear, una fracció substancial de la matèria a la nana blanca es sotmet a una reacció fora de control, alliberant energia suficient (1-2 × 1044 J) [4]per deslligar l'estrella en una explosió de supernova. [5]

Aquesta categoria de supernoves produeixen lluminositat pic consistent a causa de la massa uniforme de les nanes blanques que esclaten a través del mecanisme d'acreció. L'estabilitat d'aquest valor permet que aquestes explosions puguin ser utilitzades com candeles estàndard per mesurar la distància a les seves galàxies amfitriones perquè la magnitud aparent de les supernoves depèn principalment de la distància.

Model físic[modifica | modifica el codi]

Espectre de SN1998aq, una supernova Tipus Ia, un dia després d'un màxim de llum en la banda B[6]

La supernova de tipus Ia és una subcategoria en l'esquema de la classificació de Minkowski supernova-Zwicky, que va ser ideat pels astrònoms nord-americans Rudolph Minkowski i Fritz Zwicky. [7] Hi ha diversos mitjans pels quals una supernova d'aquest tipus es pot formar, però que comparteixen un mecanisme subjacent comú. Quan una lenta rotació,[2] d'una nana blanca de carboni-oxigen augmenta a partir d'un company, no pot excedir el límit de Chandrasekhar d'aproximadament 1,38 masses solars, més enllà del qual ja no seria capaç de suportar el seu pes a través de la pressió de degeneració d'electrons [8] i comencin a col·lapsar. En absència d'un procés compensatori, la nana blanca col·lapsaria per formar una estrella de neutrons,[9] com passa normalment en el cas d'una nana blanca que està compost principalment de magnesi, oxigen i neó. [10]

L'opinió actual entre els astrònoms que modelen explosions de supernoves de tipus Ia, però, és que aquest límit mai s'aconsegueix, de manera que el col·lapse no s'inicia. En canvi, l'augment de la pressió i la densitat causa de l'augment de pes eleva la temperatura del nucli, [3] i com els enfocaments nanes blanques fins d'aquí a aproximadament 1% del límit, [11] un període de convecció es produeix, que dura aproximadament 1.000 anys. [12] En algun moment d'aquesta fase latent, un front de flama deflagració ha nascut, alimentat per la fusió del carboni. Els detalls de la ignició són encara desconegudes, incloent la ubicació i el nombre de punts en què comença la flama. [13] de fusió d'oxigen s'inicia poc després, però aquest combustible no es consumeix tan completament com carboni. [14]

Quan ha començat la fusió, la temperatura de la nana blanca comença a pujar. Una estrella de seqüència principal, amb el suport de la pressió tèrmica podria expandir i refredar per tal de contrarestar l'augment de l'energia tèrmica. No obstant això, la pressió de degeneració és independent de la temperatura, la nana blanca és incapaç de regular el procés de gravitació de la manera de les estrelles normals, i és vulnerable a una reacció de fusió fora de control. La flama accelera dràsticament, en part a causa de la inestabilitat de Rayleigh-Taylor i les interaccions amb turbulència. Segueix sent una qüestió de debat si aquesta flama es transforma en una detonació supersònica d'una deflagració subsònica. [12][15] Independentment dels detalls exactes de la combustió nuclear, s'accepta generalment que una fracció substancial del carboni i oxigen en la nana blanca es crema en elements més pesats en un termini de només uns pocs segons, [14] augmentant la temperatura interna a milers de milions de graus. Aquesta alliberament d'energia de combustió termonuclear (1-2 × 1044 J)[4] és més que suficient per deslligar l'estrella, és a dir, les partícules individuals que componen el guany nana blanca suficient energia cinètica que tots són capaços de volar a part de entre si. L'estrella explota violentament i allibera una ona de xoc en la qual la matèria és típicament expulsada a velocitats de l'ordre de 5.000-20.000 km/s, o aproximadament fins al 6% de la velocitat de la llum. L'energia alliberada en l'explosió també causa un augment extrem en la lluminositat. El típic magnitud visual absoluta de supernoves de tipus Ia és Mv = -19,3 (al voltant de 5 mil milions de vegades més brillant que el Sol), amb poca variació. [12]

La teoria d'aquest tipus de supernoves és similar a la de les noves, en què una nana blanca acreta importa més lentament i no s'acosta al límit de Chandrasekhar. En el cas d'una nova, la matèria que cau provoca una explosió superficial per fusió d'hidrogen que no romp l'estrella. [12] Aquest tipus de supernova difereix d'una supernova de col·lapse de nucli, que és causada per l'explosió catastròfica de les capes externes de un estel massiu que implosiona el seu nucli. [16]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi. «Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum». Nature, vol. 456, 7222, 2008-10-28, pàg. 617–9. arXiv: 0810.5106. Bibcode: 2008Natur.456..617K. DOI: 10.1038/nature07608. PMID: 19052622.
  2. 2,0 2,1 Yoon, S.-C.; Langer, L.. «Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation». Astronomy and Astrophysics, vol. 419, 2, 2004, pàg. 623. arXiv: astro-ph/0402287. Bibcode: 2004A&A...419..623Y. DOI: 10.1051/0004-6361:20035822 [Consulta: 30 maig 2007].
  3. 3,0 3,1 Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W.. «A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae». Science, vol. 315, 5813, 2007, pàg. 825–828. arXiv: astro-ph/0702351. Bibcode: 2007Sci...315..825M. DOI: 10.1126/science.1136259. PMID: 17289993.
  4. 4,0 4,1 Khokhlov, A.; Mueller, E.; Hoeflich, P.; Mueller; Hoeflich. «Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms». Astronomy and Astrophysics, vol. 270, 1–2, 1993, pàg. 223–248. Bibcode: 1993A&A...270..223K.
  5. Staff. «Introduction to Supernova Remnants». NASA Goddard/SAO, 2006-09-07. [Consulta: 2007-05-01].
  6. Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh. «Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae». , vol. 135, 4, 2008, pàg. 1598–1615. arXiv: 0803.1705. Bibcode: 2008AJ....135.1598M. DOI: 10.1088/0004-6256/135/4/1598.
  7. da Silva, L. A. L.. «The Classification of Supernovae». Astrophysics and Space Science, vol. 202, 2, 1993, pàg. 215–236. Bibcode: 1993Ap&SS.202..215D. DOI: 10.1007/BF00626878.
  8. Lieb, E. H.. «A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse». Astrophysical Journal, vol. 323, 1, 1987, pàg. 140–144. Bibcode: 1987ApJ...323..140L. DOI: 10.1086/165813.
  9. Canal, R.; Gutierrez. «The possible white dwarf-neutron star connection». Astrophysics and Space Science Library, vol. 214, 1997, pàg. 49. arXiv: astro-ph/9701225. Bibcode: 1997astro.ph..1225C. DOI: 10.1007/978-94-011-5542-7_7.
  10. Fryer, C. L.; New, K. C. B.. «2.1 Collapse scenario». Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft, 2006-01-24. [Consulta: 2007-06-07].
  11. Wheeler, J. Craig. Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2000-01-15, p. 96. ISBN 0-521-65195-6. 
  12. 12,0 12,1 12,2 Hillebrandt, W.. «Type IA Supernova Explosion Models». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 38, 1, 2000, pàg. 191–230. arXiv: astro-ph/0006305. Bibcode: 2000ARA&A..38..191H. DOI: 10.1146/annurev.astro.38.1.191.
  13. «Science Summary». ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes, 2001. [Consulta: 2006-11-27].
  14. 14,0 14,1 Röpke, F. K.. «The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae». Astronomy and Astrophysics, vol. 420, 1, 2004, pàg. L1–L4. arXiv: astro-ph/0403509. Bibcode: 2004A&A...420L...1R. DOI: 10.1051/0004-6361:20040135.
  15. Gamezo, V. N.. «Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications». Science, vol. 299, 5603, 2003-01-03, pàg. 77–81. DOI: 10.1126/science.1078129. PMID: 12446871 [Consulta: 28 novembre 2006].
  16. Gilmore, Gerry. «The Short Spectacular Life of a Superstar». Science, vol. 304, 5697, 2004, pàg. 1915–1916. DOI: 10.1126/science.1100370. PMID: 15218132 [Consulta: 1 maig 2007].

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]