Supernova tipo Ia - Type Ia supernova

No centro de uma nebulosa planetária , Henize 2-428 , espera-se que duas estrelas anãs brancas ligeiramente abaixo de uma massa solar cada uma se fundam e criem uma supernova Tipo Ia, destruindo ambas em cerca de 700 milhões de anos (impressão do artista).

Uma supernova do tipo Ia (leia-se: "tipo um-A") é um tipo de supernova que ocorre em sistemas binários (duas estrelas orbitando uma a outra) em que uma das estrelas é uma anã branca . A outra estrela pode ser qualquer coisa, desde uma estrela gigante até uma anã branca ainda menor.

Fisicamente, as anãs brancas de carbono-oxigênio com uma baixa taxa de rotação estão limitadas a menos de 1,44 massas solares ( M ☉ ). Além dessa " massa crítica ", eles reacendem e, em alguns casos, provocam uma explosão de supernova. Um tanto confuso, essa massa crítica é frequentemente referida como massa Chandrasekhar, apesar de ser ligeiramente diferente do limite absoluto de Chandrasekhar, onde a pressão de degeneração de elétrons é incapaz de evitar o colapso catastrófico. Se uma anã branca gradualmente aumenta a massa de uma companheira binária, ou se funde com uma segunda anã branca, a hipótese geral é que seu núcleo atingirá a temperatura de ignição para a fusão do carbono quando se aproximar da massa Chandrasekhar. Dentro de alguns segundos após o início da fusão nuclear, uma fração substancial da matéria na anã branca sofre uma reação descontrolada , liberando energia suficiente (1–2 × 10 44  J ) para desvincular a estrela em uma explosão de supernova.

A categoria de supernova tipo Ia produz um pico de luminosidade bastante consistente por causa dessa massa crítica fixa na qual uma anã branca explodirá. Seu pico de luminosidade consistente permite que essas explosões sejam usadas como velas padrão para medir a distância até as galáxias hospedeiras: a magnitude visual de uma supernova do tipo Ia, observada da Terra, indica sua distância da Terra.

Em maio de 2015, a NASA relatou que o observatório espacial Kepler observou KSN 2011b, uma supernova do tipo Ia em processo de explosão. Detalhes dos momentos pré-nova podem ajudar os cientistas a julgar melhor a qualidade das supernovas Tipo Ia como velas padrão, que é um elo importante no argumento da energia escura .

Em setembro de 2021, astrônomos relataram que o Telescópio Espacial Hubble havia obtido três imagens de uma supernova Tipo Ia através de lentes gravitacionais . Esta supernova apareceu em três momentos diferentes na evolução de seu brilho devido ao comprimento do caminho diferente da luz nas três imagens; em -24, 92 e 107 dias do pico de luminosidade. Uma quarta imagem aparecerá em 2037 permitindo a observação de todo o ciclo de luminosidade da supernova.

Modelo de consenso

Espectro de SN 1998aq , uma supernova do tipo Ia, um dia após a luz máxima na banda B

A supernova Tipo Ia é uma subcategoria no esquema de classificação das supernovas Minkowski-Zwicky, que foi desenvolvido pelo astrônomo alemão-americano Rudolph Minkowski e pelo astrônomo suíço Fritz Zwicky . Existem vários meios pelos quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham um mecanismo subjacente comum. Astrônomos teóricos por muito tempo acreditaram que a estrela progenitora para este tipo de supernova é uma anã branca , e evidências empíricas para isso foram encontradas em 2014, quando uma supernova Tipo Ia foi observada na galáxia Messier 82 . Quando um carbono de rotação lenta - anã branca de oxigênio acrescenta matéria de um companheiro, ele pode exceder o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,44  M ☉ , além do qual não pode mais suportar seu peso com a pressão de degeneração de elétrons. Na ausência de um processo de compensação, a anã branca entraria em colapso para formar uma estrela de nêutrons , em um processo não ejetivo induzido por acreção, como normalmente ocorre no caso de uma anã branca que é composta principalmente de magnésio , néon e oxigênio .

A visão atual entre os astrônomos que modelam explosões de supernovas do Tipo Ia, no entanto, é que esse limite nunca é realmente atingido e o colapso nunca é iniciado. Em vez disso, o aumento da pressão e da densidade devido ao aumento do peso aumenta a temperatura do núcleo e, à medida que a anã branca se aproxima de 99% do limite, segue-se um período de convecção , com duração de aproximadamente 1.000 anos. Em algum ponto dessa fase de fervura, nasce uma frente de chama de deflagração , alimentada por fusão de carbono . Os detalhes da ignição ainda são desconhecidos, incluindo a localização e o número de pontos onde a chama começa. A fusão do oxigênio é iniciada logo em seguida, mas esse combustível não é consumido tão completamente quanto o carbono.

Remanescente de supernova G299 Tipo Ia .

Assim que a fusão começa, a temperatura da anã branca aumenta. Uma estrela da sequência principal suportada por pressão térmica pode expandir e resfriar, o que regula automaticamente o aumento da energia térmica. No entanto, a pressão de degenerescência é independente da temperatura; anãs brancas são incapazes de regular a temperatura da forma de estrelas normais, de modo que eles são vulneráveis a fugir reacções de fusão. O flare acelera dramaticamente, em parte devido à instabilidade de Rayleigh – Taylor e interações com turbulência . Ainda é uma questão de debate considerável se este flare se transforma em uma detonação supersônica de uma deflagração subsônica .

Independentemente dos detalhes exatos de como a supernova se inflama, é geralmente aceito que uma fração substancial do carbono e do oxigênio na anã branca se funde em elementos mais pesados ​​dentro de um período de apenas alguns segundos, com a liberação de energia que aumenta o aumento interno temperatura a bilhões de graus. A energia liberada (1–2 × 10 44  J ) é mais do que suficiente para desvincular a estrela; isto é, as partículas individuais que constituem a anã branca ganham energia cinética suficiente para se separarem umas das outras. A estrela explode violentamente e libera uma onda de choque na qual a matéria é normalmente ejetada em velocidades da ordem de5.000–20.000 km / s , aproximadamente 6% da velocidade da luz . A energia liberada na explosão também causa um aumento extremo na luminosidade. A magnitude absoluta visual típica das supernovas Tipo Ia é M v  = −19,3 (cerca de 5 bilhões de vezes mais brilhante que o Sol), com pouca variação.

A teoria desse tipo de supernova é semelhante à das novas , em que uma anã branca acumula matéria mais lentamente e não se aproxima do limite de Chandrasekhar. No caso de uma nova, a matéria em queda causa uma explosão de superfície de fusão de hidrogênio que não interrompe a estrela.

As supernovas do tipo Ia diferem das supernovas do tipo II , que são causadas pela explosão cataclísmica das camadas externas de uma estrela massiva quando seu núcleo entra em colapso, alimentado pela liberação de energia potencial gravitacional via emissão de neutrino .

Formação

Processo de formação
Um disco de acreção se forma em torno de um corpo compacto (como uma anã branca), removendo o gás de uma estrela gigante companheira. Imagem da NASA
Quatro imagens de uma simulação de supernova Tipo Ia
Simulação em supercomputador da fase de explosão do modelo deflagração-detonação da formação de supernovas.

Progenitores degenerados únicos

Um modelo para a formação desta categoria de supernova é um sistema estelar binário próximo . O sistema binário progenitor consiste em estrelas da sequência principal, com a primária possuindo mais massa do que a secundária. Sendo maior em massa, o primário é o primeiro do par a evoluir para o ramo gigante assintótico , onde o envelope da estrela se expande consideravelmente. Se as duas estrelas compartilham um envelope comum, o sistema pode perder quantidades significativas de massa, reduzindo o momento angular , o raio orbital e o período . Depois que a primária degenerou em uma anã branca, a estrela secundária posteriormente evolui para uma gigante vermelha e o palco está montado para o acréscimo de massa na primária. Durante esta fase final de envelope compartilhado, as duas estrelas se aproximam em espiral à medida que o momento angular é perdido. A órbita resultante pode ter um período de poucas horas. Se o acréscimo continuar por tempo suficiente, a anã branca pode eventualmente se aproximar do limite de Chandrasekhar .

A anã branca também pode acumular matéria de outros tipos de companheiros, incluindo um subgigante ou (se a órbita for suficientemente próxima) até mesmo uma estrela da sequência principal. O processo evolutivo real durante este estágio de acreção permanece incerto, pois pode depender tanto da taxa de acreção quanto da transferência do momento angular para a anã branca.

Estima-se que os progenitores degenerados únicos respondem por não mais do que 20% de todas as supernovas do Tipo Ia.

Progenitores duplamente degenerados

Um segundo mecanismo possível para desencadear uma supernova Tipo Ia é a fusão de duas anãs brancas cuja massa combinada excede o limite de Chandrasekhar. A fusão resultante é chamada de anã branca massiva super-Chandrasekhar. Nesse caso, a massa total não seria restringida pelo limite de Chandrasekhar.

Colisões de estrelas solitárias na Via Láctea ocorrem apenas uma vez a cada 10 7 a10 13  anos ; com muito menos frequência do que o aparecimento de novas. As colisões ocorrem com maior frequência nas regiões centrais densas dos aglomerados globulares ( cf. retardatários azuis ). Um cenário provável é uma colisão com um sistema estelar binário ou entre dois sistemas binários contendo anãs brancas. Essa colisão pode deixar para trás um sistema binário próximo de duas anãs brancas. Sua órbita decai e eles se fundem através de seu envelope compartilhado. Um estudo baseado nos espectros do SDSS encontrou 15 sistemas duplos das 4.000 anãs brancas testadas, implicando em uma fusão dupla das anãs brancas a cada 100 anos na Via Láctea: essa taxa corresponde ao número de supernovas do Tipo Ia detectadas em nossa vizinhança.

Um cenário de degeneração dupla é uma das várias explicações propostas para o progenitor anormalmente massivo (2  M ☉ ) de SN 2003fg . É a única explicação possível para SNR 0509-67.5 , já que todos os modelos possíveis com apenas uma anã branca foram descartados. Também foi fortemente sugerido para SN 1006 , dado que nenhum remanescente de estrela companheira foi encontrado lá. Observações feitas com NASA 's Swift telescópio espacial descartou estrelas companheiras supergigantes ou gigantes existentes de cada supernova Tipo Ia estudado. A camada externa estourada da companheira supergigante deve emitir raios-X , mas esse brilho não foi detectado pelo XRT (telescópio de raios-X) de Swift nos 53 remanescentes de supernova mais próximos. Para 12 supernovas Tipo Ia observadas dentro de 10 dias da explosão, o UVOT do satélite (ultravioleta / telescópio óptico) não mostrou radiação ultravioleta proveniente da superfície da estrela companheira aquecida atingida pela onda de choque da supernova, o que significa que não havia gigantes vermelhos ou estrelas maiores orbitando esses progenitores de supernova. No caso do SN 2011fe , a estrela companheira deve ter sido menor do que o Sol , se existisse. O Observatório de Raios-X Chandra revelou que a radiação de raios-X de cinco galáxias elípticas e a protuberância da Galáxia de Andrômeda é 30–50 vezes mais fraca do que o esperado. A radiação de raios-X deve ser emitida pelos discos de acreção dos progenitores de supernova Tipo Ia. A radiação ausente indica que poucas anãs brancas possuem discos de acreção , descartando o modelo comum baseado em acreção das supernovas Ia. Pares de anãs brancas em espiral interna são fontes candidatas de ondas gravitacionais fortemente inferidas , embora não tenham sido observadas diretamente.

Cenários de degeneração dupla levantam questões sobre a aplicabilidade das supernovas Tipo Ia como velas padrão , uma vez que a massa total das duas anãs brancas que se fundem varia significativamente, o que significa que a luminosidade também varia.

Tipo Iax

Foi proposto que um grupo de supernovas sub-luminosas que ocorrem quando o hélio se acumula em uma anã branca deve ser classificado como Tipo Iax . Esse tipo de supernova nem sempre pode destruir completamente o progenitor da anã branca, mas, em vez disso, deixa para trás uma estrela zumbi .

Observação

Remanescente de supernova N103B obtido pelo Telescópio Espacial Hubble.

Ao contrário dos outros tipos de supernovas, as supernovas Tipo Ia geralmente ocorrem em todos os tipos de galáxias, incluindo elípticas. Eles não mostram preferência por regiões de formação estelar atual. Como as estrelas anãs brancas se formam no final do período evolutivo da sequência principal de uma estrela, esse sistema estelar de vida longa pode ter se afastado da região onde se formou originalmente. Daí em diante, um sistema binário próximo pode passar outro milhão de anos no estágio de transferência de massa (possivelmente formando explosões persistentes de nova) antes que as condições estejam maduras para a ocorrência de uma supernova Tipo Ia.

Um problema antigo na astronomia é a identificação de progenitores de supernovas. A observação direta de um progenitor forneceria restrições úteis em modelos de supernova. Em 2006, a busca por esse progenitor já durava mais de um século. A observação da supernova SN 2011fe forneceu restrições úteis. As observações anteriores com o Telescópio Espacial Hubble não mostraram uma estrela na posição do evento, excluindo assim uma gigante vermelha como fonte. Descobriu- se que o plasma em expansão da explosão contém carbono e oxigênio, tornando provável que o progenitor seja uma anã branca composta principalmente por esses elementos. Da mesma forma, observações da vizinha SN PTF 11kx, descoberta em 16 de janeiro de 2011 (UT) pela Palomar Transient Factory (PTF), levam à conclusão de que essa explosão surge de um progenitor degenerado único, com um companheiro gigante vermelho, sugerindo assim não existe um único caminho progenitor para SN Ia. Observações diretas do progenitor de PTF 11kx foram relatadas na edição de 24 de agosto da Science e apóiam essa conclusão, e também mostram que a estrela progenitora experimentou erupções novas periódicas antes da supernova - outra descoberta surpreendente. No entanto, uma análise posterior revelou que o material circunstelar é muito grande para o cenário de degeneração única e se encaixa melhor no cenário de degeneração central.

Curva clara

Este gráfico de luminosidade (em relação ao Sol, L 0 ) versus tempo mostra a curva de luz característica para uma supernova Tipo Ia. O pico é principalmente devido à decomposição do níquel (Ni), enquanto o estágio posterior é alimentado por cobalto (Co).

As supernovas do tipo Ia têm uma curva de luz característica , seu gráfico de luminosidade em função do tempo após a explosão. Perto do tempo de luminosidade máxima, o espectro contém linhas de elementos de massa intermediária do oxigênio ao cálcio ; esses são os principais constituintes das camadas externas da estrela. Meses após a explosão, quando as camadas externas se expandiram até o ponto de transparência, o espectro é dominado pela luz emitida por material próximo ao núcleo da estrela, elementos pesados ​​sintetizados durante a explosão; isótopos mais proeminentes próximos à massa de ferro ( elementos de pico de ferro ). O decaimento radioativo do níquel-56 através do cobalto-56 para o ferro-56 produz fótons de alta energia , que dominam a produção de energia do material ejetado em tempos intermediários a tardios.

O uso de supernovas Tipo Ia para medir distâncias precisas foi iniciado pela colaboração de astrônomos chilenos e americanos, o Calán / Tololo Supernova Survey . Em uma série de artigos na década de 1990, a pesquisa mostrou que, embora as supernovas Tipo Ia não atinjam todas o mesmo pico de luminosidade, um único parâmetro medido a partir da curva de luz pode ser usado para corrigir supernovas Tipo Ia não avermelhadas para valores de vela padrão. A correção original para o valor padrão da vela é conhecida como relação de Phillips e foi mostrada por este grupo para ser capaz de medir distâncias relativas com 7% de precisão. A causa desta uniformidade no brilho máximo está relacionada à quantidade de níquel-56 produzida em anãs brancas que provavelmente explodiram perto do limite de Chandrasekhar.

A semelhança nos perfis de luminosidade absoluta de quase todas as supernovas Tipo Ia conhecidas levou ao seu uso como vela padrão secundária na astronomia extragaláctica. Calibrações melhoradas da escala de distância variável Cepheid e medições de distância geométrica direta para NGC 4258 da dinâmica de emissão maser quando combinadas com o diagrama de Hubble das distâncias de supernova Tipo Ia levaram a um valor melhorado da constante de Hubble .

Em 1998, observações de supernovas distantes do Tipo Ia indicaram o resultado inesperado de que o universo parece sofrer uma expansão acelerada . Posteriormente, três membros de duas equipes receberam o Prêmio Nobel por essa descoberta.

Subtipos

O remanescente de supernova SNR 0454-67.2 é provavelmente o resultado de uma explosão de supernova Tipo Ia.

Há uma diversidade significativa dentro da classe de supernovas do Tipo Ia. Refletindo isso, uma infinidade de subclasses foi identificada. Dois exemplos proeminentes e bem estudados incluem 1991T-like, uma subclasse superluminosa que exibe linhas de absorção de ferro particularmente fortes e características de silício anormalmente pequenas, e 1991bg-like, uma subclasse excepcionalmente fraca caracterizada por fortes características iniciais de absorção de titânio e rápida evolução fotométrica e espectral . Apesar de suas luminosidades anormais , membros de ambos os grupos peculiares podem ser padronizados pelo uso da relação de Phillips para determinar a distância .

Veja também

Referências

links externos