宇宙灯塔——Ia型超新星

简介
Ia型超新星是发生在双星系统中的超新星,主要原因是白矮星质量过大,导致核反应失控,引发的爆炸。
物理上,低旋转速率的白矮星质量被限制在太阳质量的1.44倍以下。超过这个“临界质量”,它们会重新点燃,在某些情况下会引发超新星爆炸;这个临界质量通常被称为钱德拉塞卡质量,但与绝对钱德拉塞卡极限略有不同,在绝对钱德拉塞卡极限下,电子简并压力无法防止灾难性的坍缩。如果一颗白矮星逐渐从伴星那里吸积质量,或者与另一颗白矮星合并,一般的假设是,当白矮星的核心接近钱德拉塞卡质量时,它将达到碳聚变的点火温度。在核聚变开始的几秒钟内,白矮星中相当一部分物质经历了失控的反应,释放出1到2载焦耳(1~2×10^44焦耳)的能量,引发超新星爆炸,将白矮星炸碎。
Ia型超新星会产生一个相当稳定的峰值光度,因为白矮星会在这个固定的临界质量下爆炸。它们一致的峰值亮度使得这些爆炸可以作为标准蜡烛来测量它们与主星系的距离:从地球上观察到的Ia型超新星的视觉大小表明了它与地球的距离。
一致性模型

Ia型超新星是由德裔美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基和瑞士天文学家弗里茨·兹威基设计的闵可夫斯基-兹威基超新星分类方案中的一个子类。这种类型的超新星形成有几种方式,但它们有一个共同的基本机制。理论天文学家长期以来认为,这种类型的超新星的前身恒星是一颗白矮星,2014年在M82(雪茄星系)观测到一颗Ia型超新星时,发现了这一点的经验证据。当一颗缓慢旋转的碳氧白矮星吸积来自伴星的物质时,它会超过钱德拉塞卡极限,超过这个极限它就不能再用电子简并压支撑自己的重量了。在没有抵消过程的情况下,白矮星会在吸积诱导的非喷射过程中坍缩形成中子星,就像主要由镁、氖和氧组成的白矮星通常发生的情况一样。
然而,目前在模拟Ia型超新星爆炸的天文学家中,这个极限实际上从未达到,坍塌也从未开始。相反,由于重量的增加而导致的压力和密度的增加提高了核心的温度,当白矮星接近极限的99%时,一段持续约1000年的对流期就开始了。在这个沸腾阶段的某个时刻,由碳聚变提供动力的爆燃火焰锋面诞生了。点火的细节仍然未知,包括火焰开始的位置和点的数量。此后不久就开始了氧聚变,但这种燃料不像碳那样被完全消耗。
一旦聚变开始,白矮星的温度就会上升。在热压的支持下,主序星可以膨胀和冷却,从而自动调节热能的增加。简并压力与温度无关;白矮星无法像正常恒星那样调节温度,所以它们很容易发生失控的聚变反应。耀斑急剧加速,部分原因是瑞利-泰勒不稳定性和与湍流的相互作用。这种耀斑是否会从亚音速爆燃转变为超音速爆炸仍有相当大的争议。
不管超新星如何点燃的确切细节,人们普遍认为,白矮星中相当一部分的碳和氧在短短几秒钟的时间内融合成更重的元素,伴随着能量的释放,内部温度上升到数十亿度。释放的能量(1到2载焦耳,1~2×10^44焦耳)足以解除恒星的束缚;也就是说,组成白矮星的单个粒子获得了足够的动能,可以相互分离。这颗恒星剧烈爆炸并释放出激波,其中物质通常以5000~20000公里/秒的速度喷射出来,大约是光速的6%。爆炸释放的能量也会导致光度的极大增加。Ia型超新星的典型视绝对星等是−19.3等(太阳的绝对星等为4.83等,这意味着Ia型超新星平均比太阳亮50亿倍),变化很小。Ia型超新星没有留下紧凑的残留物,但前白矮星的整个质量在空间中消散。
这类超新星的理论与新星相似,白矮星吸积物质的速度更慢,不会接近钱德拉塞卡极限。以新星为例,坠落的物质会引起氢聚变表面爆炸,但不会破坏恒星。
Ia型超新星不同于II型超新星,II型超新星是由大质量恒星内核坍塌时外层的灾难性爆炸引起的,由中微子发射释放的重力势能提供动力。
形成过程

单一白矮星模式

触发Ia型超新星的第一种可能机制是一个近距离的双星系统。双星系统由两颗主序星组成,主星比伴星质量大。由于质量更大,主星先人一步,演化到渐近巨型分支,恒星的包层大幅膨胀。如果这两颗恒星共用一个包层,那么系统就会损失大量的质量,从而减少角动量、轨道半径和周期。在主星坍缩成白矮星之后,伴星演化成红巨星,然后白矮星进行质量吸积。在这最后的共享包络阶段,两颗恒星随着角动量的丧失而螺旋靠近。由此产生的轨道周期可以短至几个小时。如果吸积持续足够长的时间,白矮星最终可能会接近钱德拉塞卡极限。
白矮星也可能吸积来自其他类型伴星的物质,包括亚巨星,甚至是主序星。在这个吸积阶段的实际演化过程仍然不确定,因为它既取决于吸积的速度,也取决于角动量向白矮星伴星的转移。
据估计,单一白矮星模式不超过所有Ia型超新星的20%。
双白矮星模式




触发Ia型超新星的第二种可能机制是两颗质量之和超过钱德拉塞卡极限的白矮星合并。由此产生的合并被称为超级钱德拉塞卡质量白矮星。在这种情况下,总质量将不受钱德拉塞卡极限的约束。
银河系内的恒星碰撞每10^7到10^13年才发生一次,比新星出现的频率低得多。在球状星团的密集核心区域,发生碰撞的频率更高。一种可能的情况是与双星系统相撞,或者在两个含有白矮星的双星系统之间相撞。这种碰撞会留下一个由两颗白矮星组成的紧密双星系统。它们的轨道会变小,然后通过它们共同的包络线合并。一项基于SDSS光谱的研究发现,在测试的4000颗白矮星中,有15颗是双白矮星系统,这意味着银河系每100年就会发生一次双白矮星合并:这一速度与我们附近探测到的Ia型超新星的数量相匹配。
对于SN 2003fg异常质量(2倍太阳质量)的前身,提出的几种解释之一是SN 2003fg由双白矮星合并形成。这是SNR 0509-67.5的唯一可能解释,因为所有单一白矮星爆炸的可能模型都被排除了。考虑到SN 1006没有发现伴星遗迹,因此SN 1006也被强烈认为是双白矮星合并形成的。
美国宇航局的雨燕太空望远镜的观测排除了每一个Ia型超新星的现有超巨星或巨大伴星。超巨星伴星爆炸的外壳应该会发射x射线,但斯威夫特的XRT(X射线望远镜)在53个最近的超新星遗迹中没有探测到这种辉光。对于爆炸发生后10天内观测到的12颗Ia型超新星,该卫星的UVOT(紫外线/光学望远镜)显示,超新星冲击波击中的伴星表面没有产生紫外线辐射,这意味着没有红巨星或更大的恒星围绕这些超新星祖先运行。以SN 2011fe为例,如果伴星存在的话,它一定比太阳小。钱德拉X射线天文台显示,五个椭圆星系和仙女座星系隆起处的X射线辐射比预期的要弱30-50倍。X射线辐射应该由Ia型超新星祖先的吸积盘发出。缺失的辐射表明,很少有白矮星拥有吸积盘,排除了Ia超新星常见的基于吸积的模型。密近白矮星双星是引力波强有力的候选来源,尽管它们还没有被直接观测到。
双白矮星模式提出了Ia型超新星作为标准蜡烛的适用性的问题,因为两个合并的白矮星的总质量变化很大,这意味着亮度也会变化。
IaX型超新星
有人提出,当氦吸积到白矮星上时发生的一组亚发光超新星应该被归类为IaX型。这种类型的超新星可能并不总是完全摧毁白矮星,而是留下一颗僵尸星。
观测
Ia型超新星在宇宙中广泛分布——螺旋星系(含棒旋星系)、椭圆星系(含透镜星系)、特殊星系以及不规则星系中都有它的身影,在Ia型超新星形成的条件成熟之前,一个紧密的双星系统可能会在质量传递阶段再花费100万年。在这期间,可能形成持续的新星爆发。
天文学中一个长期存在的问题是超新星前身的识别。直接观测前身将为超新星模型提供有用的约束。截至2006年,对前身的寻找已经持续了一个多世纪。超新星SN 2011fe的观测提供了有用的窗口:哈勃太空望远镜之前的观测并没有显示出事件发生位置的恒星,证明SN 2011fe是一颗Ia型超新星。爆炸产生的不断膨胀的等离子体被发现含有碳和氧,这使得它的前身很可能是一颗主要由这些元素组成的白矮星。类似地,帕洛玛瞬变工厂(PTF)在2011年1月16日(UT)发现了附近的PTF 11kx,对它的观测得出了这样的结论:这次爆炸是由白矮星吸积伴星物质,达到钱德拉塞卡极限而引发,因此表明单星是不可能形成Ia型超新星的。
对PTF 11kx前身的直接观测结果发表在8月24日的《科学》杂志上,支持了这一结论,并表明该前身星在形成Ia型超新星之前经历了周期性的新星爆发——这是另一个令人惊讶的发现。然而,后来的分析显示,恒星周围的物质对于单简并的情况来说太大了,更适合核心简并的情况。
2015年5月,美国宇航局报告称,开普勒太空天文台观测到了正在爆炸的Ia型超新星KSN 2011b。新星前时刻的细节可能有助于科学家更好地判断Ia型超新星作为标准蜡烛的质量,这是暗能量论点的一个重要环节。
2021年9月,天文学家报告说,哈勃太空望远镜通过引力透镜拍摄了三张Ia型超新星的图像。这颗超新星出现在亮度演变的三个不同时期,这是由于三张图像中光的路径长度不同;在24天前、92天和107天的亮度峰值。第四张图像将在2037年出现,可以观测到超新星的整个光度周期。
光变曲线


Ia型超新星有一个特征光曲线,它们的光度图是爆炸后时间的函数。在最大光度附近,光谱包含了从氧到钙的中等质量元素线——这些是恒星外层的主要成分。爆炸发生几个月后,当外层膨胀到透明的程度时,光谱主要由恒星核心附近物质发出的光组成,这些物质是在爆炸过程中合成的重元素,最显著的是接近铁质量的同位素(铁峰元素)。镍-56通过钴-56到铁-56的放射性衰变产生了高能光子,这些光子在中后期主导了喷射物的能量输出。
使用Ia型超新星来测量精确距离是由智利和美国天文学家合作的Calán/Tololo超新星巡天首创的。在20世纪90年代的一系列论文中,该调查表明,虽然Ia型超新星并不都达到相同的峰值光度,但从光曲线测量的单个参数可以用于将未变红的Ia型超新星校正到标准烛光值。对标准蜡烛值的原始修正被称为菲利普斯关系,该小组证明能够测量相对距离,精度达到7%。这种峰值亮度均匀的原因与白矮星中产生的镍-56的数量有关,可能是在钱德拉塞卡极限附近爆炸。
几乎所有已知的Ia型超新星的绝对光度剖面的相似性导致它们在河外天文学中被用作次级标准蜡烛。造父变星可变距离尺度的改进校准,以及从脉泽发射动力学对NGC 4258的直接几何距离测量,与Ia型超新星距离的哈勃图相结合,导致了哈勃常数的改进值。
1998年,对遥远的Ia型超新星的观测表明了一个意想不到的结果,即宇宙似乎正在经历加速膨胀。来自两个团队的三名成员随后因这一发现被授予诺贝尔奖。