Una supernova di tipo Ia (leggi " tipo 1-a "), o supernova termonucleare , è un tipo di supernova che si verifica in sistemi binari contenenti almeno una nana bianca , l'altra stella essendo di qualsiasi tipo, da una gigante a una bianca più piccola nano.
La massa delle nane bianche formate da carbonio e ossigeno a bassa velocità di rotazione è fisicamente limitata a 1,4 masse solari . Al di là di questa massa critica , generalmente confusa con la massa di Chandrasekhar , si innescano reazioni di fusione nucleare che si lasciano trasportare al punto da portare ad una supernova. Ciò si verifica in genere quando una nana bianca accresce gradualmente la materia da un compagno o si fonde con un'altra nana bianca, facendole raggiungere la massa critica, motivo per cui questo tipo di supernova si vede solo nei sistemi binari. L'assunto generalmente accettato è che il cuore della nana bianca raggiunga le condizioni di fusione del carbonio e in pochi secondi una frazione significativa della sua massa subisca una fusione nucleare che rilasci energia sufficiente (1–2 × 10 44 J ) per disintegrarsi completamente in un'esplosione termonucleare .
A causa del valore costante della massa critica che innesca queste esplosioni, le supernove di tipo Ia mostrano una curva di luminosità relativamente costante, che consente loro di essere utilizzate come candele standard per misurare la distanza dalla loro galassia ospite dalla loro magnitudine apparente misurata dalla Terra . L'osservazione di tali supernove proprio all'inizio della loro esplosione è particolarmente rara, ma permette di aggiustare i modelli e di calibrare le candele standard, in particolare per valutare meglio l'espansione dell'Universo e gli effetti dell'energia. nero .
Una supernova di tipo Ia è una sottocategoria nella classificazione di Minkowski-Zwicky dovuta agli astronomi Rudolph Minkowski e Fritz Zwicky . Tali supernove possono formarsi in modi diversi ma condividono un meccanismo comune. Il fatto che derivino da nane bianche è stato confermato dall'osservazione di una di esse nel 2014 nella galassia Messier82 . Un basso nana bianca rotazionale può poi faccia materia da un compagno e superare il limite di Chandrasekhar di circa 1,4 M ☉ ( massa solare ), in modo che non sia più in grado di supportare il peso della pressione di degenerazione elettronico (a) . In assenza di un processo in grado di bilanciare il collasso gravitazionale , la nana bianca formerebbe una stella di neutroni , come nel caso delle nane bianche composte principalmente da ossigeno , neon e magnesio .
L'opinione condivisa dagli astronomi che modellano le esplosioni di supernovae di tipo Ia è, tuttavia, che questo limite non venga mai veramente raggiunto e che il collasso non venga mai innescato. Si assisterebbe piuttosto all'aumento della temperatura del nucleo stellare sotto l'effetto dell'aumento della pressione e della densità della materia al suo interno, innescando un processo convettivo quando ci si avvicina alla massa di Chandrasekhar a circa il 99%, processi che durano sul ordine di mille anni. La fusione del carbonio viene innescata durante questa fase secondo processi non ancora conosciuti con precisione. La fusione dell'ossigeno inizia subito dopo, ma l' ossigeno non viene consumato completamente come il carbonio .
Una volta iniziata la fusione , la temperatura della nana bianca aumenta. Una stella della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell può espandersi e quindi raffreddarsi per bilanciare la sua temperatura, tuttavia, nelle nane bianche, la pressione di degenerazione è indipendente dalla temperatura, che aumenta molto rapidamente causando una fuga termonucleare. Il flash accelera quindi notevolmente, a causa in particolare dell'instabilità di Rayleigh-Taylor e delle interazioni con la turbolenza . È dibattuto se questo lampo si trasformi in una detonazione supersonica da un'esplosione subsonica .
Indipendentemente dalle considerazioni sull'inizio dell'esplosione della supernova, è generalmente accettato che una frazione sostanziale del carbonio e dell'ossigeno della nana bianca si fonde in elementi chimici più pesanti in pochi secondi, il che porta ad un aumento della temperatura interna fino a raggiungere parecchi miliardi di gradi. L'energia rilasciata (1–2 × 10 44 J ) è più che sufficiente per disintegrare la stella, cioè per dare alle particelle costituenti della stella energia cinetica sufficiente per disperdersi nello spazio. La supernova espelle la sua materia generando un'onda d'urto a velocità tipiche dell'ordine da 5.000 a 20.000 km/s , o quasi il 6% della velocità della luce . L'energia rilasciata durante l'esplosione è all'origine dell'estrema luminosità della stella. Una supernova di tipo Ia raggiunge tipicamente una magnitudine assoluta di -19,3 - circa cinque miliardi di volte quella del Sole - con poche variazioni.
Le supernove di tipo Ia differiscono fondamentalmente dalle supernovae di tipo II , in cui gli strati esterni della stella subiscono un'esplosione catastrofica alimentata dall'energia potenziale gravitazionale rilasciata dal collasso del nucleo della stella attraverso l'emissione di un neutrino massiccio .
Questo tipo di supernova si verifica solo in un sistema multiplo , non può essere attivato solo per una stella precursore. Coinvolge fondamentalmente un paio di stelle , di cui almeno una è un cadavere degenerato , una nana bianca .
Un primo meccanismo di formazione di questo tipo di supernova avviene in sistemi binari compatti . Il sistema è composto da due stelle della sequenza principale , una delle quali è più massiccia dell'altra. La stella più massiccia delle due evolve più rapidamente verso il ramo asintotico dei giganti , fase durante la quale il suo involucro si espande notevolmente. Se le due stelle condividono un involucro comune , Il sistema può perdere molta massa e ridurre significativamente il suo momento angolare , raggio orbitale e periodo di rivoluzione . Dopo che la prima stella ha raggiunto lo stadio di nana bianca , la seconda, inizialmente meno massiccia, si evolve a sua volta fino a raggiungere lo stadio di gigante rossa . L'espansione dei suoi strati esterni li fa attraversare il lobo di Roche della coppia. La nana bianca può quindi accumulare parte della massa del gigante mentre le due stelle ruotano a spirale l'una intorno all'altra, avvicinandosi al punto di raggiungere orbite il cui periodo di rivoluzione può essere solo di poche ore. Se l'accrescimento continua abbastanza a lungo, la nana bianca potrebbe alla fine avvicinarsi alla massa di Chandrasekhar .
Una nana bianca può anche accumulare materia da altri tipi di compagne, come una sottogigante o persino una stella della sequenza principale. L'esatto processo evolutivo durante questa fase di accrescimento rimane incerto in quanto dipende sia dalla velocità di accrescimento che dal trasferimento del momento angolare alla nana bianca. Si stima che oltre il 20% delle supernove di tipo Ia provenga da semplici progenitori degenerati.
Un altro meccanismo di innesco di una supernova di tipo Ia è la fusione di due nane bianche la cui massa risultante è maggiore di quella di Chandrasekhar .
Lone collisioni stelle nella Via Lattea si verificano ogni 10 7 10 13 anni, molto meno frequentemente di novae . Sono più comuni nel cuore degli ammassi globulari (vedi Blue straggler ). Uno scenario probabile è l'incontro Con un sistema binario o tra due sistemi binari contenenti nane bianche. Tali incontri possono formare un sistema binario compatto di due nane bianche che condividono un involucro comune e possono portare alla fusione delle due stelle. Una revisione di 4.000 nane bianche da parte della Sloan Digital Sky Survey identificato 15 sistemi di doppio, che statisticamente corrisponde ad una fusione di nane bianche ogni cento anni nella Via Lattea, una frequenza paragonabile a quella di supernovae di tipo Ia identificato. Nelle vicinanze del Sistema Solare .
Lo scenario doppia capostipite è una delle spiegazioni proposto di conto per la massa di 2 M ☉ del progenitore della supernova SN 2003fg (en) . È anche l'unica spiegazione plausibile per il residuo SNR 0509-67.5 (in) , essendo stati tutti invalidati gli scenari progenitore unico. Si tratta, infine, di uno scenario molto probabile per la supernova SN 1006 in quanto non sono stati trovati resti di un possibile compagno nel suo bagliore residuo .
Il passo finale è l'esplosione della stella. Il cadavere degenerato diventa una gigantesca bomba termonucleare "iniziata" dal collasso gravitazionale . Le reazioni nucleari iniziano e si scatenano in pochi istanti perché l' energia termica rilasciata si somma a quella risultante dal collasso e non modifica sensibilmente la pressione nelle zone degenerate. Le reazioni proseguono molto velocemente, fino a quando circa la metà della massa della stella si trasforma in nichel56 .
Sotto la pressione termica prodotta dalla zona degenerata, gli strati superiori vengono soffiati, il che rimuove lo stato degenerativo degli strati inferiori che vengono gradualmente "pelati". Anche il cuore stesso probabilmente raggiunge molto rapidamente un punto in cui lo stato di degenerazione si attenua. La pressione diventa di nuovo una funzione diretta della temperatura e il collasso viene invertito.
La stella è completamente disintegrata nell'esplosione. Non rimane alcun residuo, a differenza delle supernove che fanno crollare il cuore .
A differenza di altri tipi di supernova , le supernove di tipo Ia si verificano in tutti i tipi di galassie , comprese le galassie ellittiche . Non si verificano preferenzialmente nelle regioni in cui si formano le stelle . Poiché le nane bianche sono la fase terminale della sequenza principale , i sistemi binari coinvolti hanno avuto il tempo di spostarsi in modo significativo dalle regioni in cui si sono formati. Un sistema binario compatto può anche essere teatro di un trasferimento di massa alla nana bianca per accrescimento per un buon milione di anni in più prima di innescare l'esplosione termonucleare dando origine alla supernova.
Identificare il progenitore di una supernova è un problema di lunga data per l'astronomia, che risale agli inizi del xx ° secolo. L'osservazione diretta dei progenitori fornirebbe informazioni utili per determinare i valori dei loro parametri, che alimentano i modelli di supernova. L'osservazione della supernova SN 2011fe ha quindi fornito informazioni interessanti. Le osservazioni effettuate con il telescopio spaziale Hubble non mostrano stelle nel luogo dell'esplosione, escludendo la presenza di una gigante rossa . Il plasma in espansione dal punto di esplosione contiene carbonio e ossigeno , il che rende probabile che una nana bianca composta da questi elementi sia stata responsabile dell'esplosione. L'osservazione della vicina supernova PTF 11kx , scoperta il16 gennaio 2011dalla Palomar Transient Factory (PTF), ha portato alla conclusione che l'esplosione ha avuto origine da un semplice progenitore degenere comprendente una gigante rossa, suggerendo che è possibile osservare una supernova di tipo I da un progenitore isolato. L'osservazione diretta del capostipite della PTF 11kx ha confermato questa conclusione e ha anche permesso la scoperta di eruzioni periodiche di novae prima dell'esplosione finale. Analisi successive, tuttavia, hanno rivelato che il materiale circumstellare è troppo massiccio per il semplice scenario del progenitore degenerato e si adatta meglio alla fusione del nucleo di una gigante rossa con una nana bianca.
Le supernove di tipo I hanno una curva di luce caratteristica. Intorno al loro picco di luminosità, il loro spettro contiene righe di elementi di massa intermedia tra ossigeno e calcio , che sono i principali costituenti degli strati esterni della stella . Dopo diversi mesi di espansione, quando gli strati esterni diventano trasparenti, lo spettro è dominato da emissioni di materia situata vicino al cuore della stella, costituita da elementi pesanti da nucleosintesi che accompagnano l'esplosione , essenzialmente isotopi la cui massa è vicina a quello del ferro , ovvero gli elementi del picco di ferro : cromo , manganese , cobalto e nichel , oltre al ferro stesso. Il decadimento radioattivo del nichel 56 in cobalto 56 poi in ferro 56 produce fotoni energetici che costituiscono la maggior parte della radiazione a medio e lungo termine dopo l'esplosione:
.Poiché il loro processo di iniziazione è abbastanza preciso, poiché avviene in condizioni molto specifiche, la magnitudine raggiunta e la curva di decadimento della loro luminosità (dominata dal decadimento radioattivo del nichel 56 ) sono caratteristici di questo tipo di supernova. Per questo vengono utilizzate come “candele standard” per determinare le distanze extragalattiche.
L'uso delle supernove di tipo Ia per misurare le distanze è stato sperimentato per la prima volta da un team di astronomi cileni e americani dell'Università del Cile e dell'osservatorio interamericano di Cerro Tololo , il Calán/Tololo Supernova Survey . In una serie di articoli degli anni '90, lo studio ha mostrato che sebbene non tutte le supernove di tipo Ia raggiungano la stessa luminosità massima, è possibile utilizzare la misurazione di un singolo parametro della curva di luce per correggerlo ottenendo i valori standard delle candele . La correzione originale è nota come correzione di Phillips , con il lavoro di questo team che mostra che può calcolare le distanze al 7% più vicino. Questa uniformità della massima luminosità è dovuta alla quantità di nichel 56 prodotta nelle nane bianche che esplodono a priori vicino alla massa di Chandrasekhar , che è costante .
La relativa uniformità dei profili luminosità assoluta di quasi tutti noti Tipo I supernove ha portato al loro uso come candele standard secondari in extragalattica . La migliore calibrazione del rapporto periodo-luminosità delle Cefeidi e la misurazione diretta della distanza di M106 mediante la sua emissione maser hanno permesso, combinando la luminosità assoluta di una supernova di tipo I con la legge di Hubble , di affinare il valore della costante di Hubble .
Qualche tipo ho un supernove hanno un profilo atipico simile a quella di SN 2002cx (en) , che sono caratterizzate da una velocità di espulsione comprese tra 2000 e 8000 km / s , più lenti di quelli di tipo I un supernovae. Tipica, abbassare magnitudine assoluta del ordine da -14,2 a -18,9 e fotosfere calde. Presumibilmente risultanti dall'accrescimento di materia da una stella di elio su una nana bianca , sono chiamate supernove ax di tipo I.