Uma supernova tipo Ia (leia-se " tipo 1-a "), ou supernova termonuclear , é um tipo de supernova que ocorre em sistemas binários contendo pelo menos uma anã branca , sendo a outra estrela de qualquer tipo, de uma gigante a uma branca menor anão.
A massa das anãs brancas composta de carbono e oxigênio com baixa velocidade de rotação está fisicamente limitada a 1,4 massas solares . Além dessa massa crítica , geralmente confundida com a massa de Chandrasekhar , as reações de fusão nuclear são acionadas e se arrastam a ponto de levar a uma supernova. Isso normalmente ocorre quando uma anã branca gradualmente acrescenta matéria de um parceiro ou se funde com outra anã branca, fazendo com que ela alcance massa crítica, razão pela qual esse tipo de supernova só é visto em sistemas binários. A suposição geralmente aceita é que o coração da anã branca atinge as condições de fusão do carbono e , em segundos, uma fração significativa de sua massa sofre fusão nuclear que libera energia suficiente (1–2 × 10 44 J ) para se desintegrar completamente em uma explosão termonuclear .
Devido ao valor da constante da massa crítica desencadeando estes explosões, tipo Ia supernovas apresentam uma curva de luminosidade relativamente constante, o que permite que eles sejam utilizados como velas padrão para medir a distância do seu hospedeiro Galaxy da sua magnitude aparente. Medido a partir da terra . A observação de tais supernovas logo no início de sua explosão é particularmente rara, mas permite ajustar os modelos e calibrar as velas padrão para, em particular, avaliar melhor a expansão do Universo e os efeitos da energia. preto .
Uma supernova tipo Ia é uma subcategoria na classificação de Minkowski-Zwicky devido aos astrônomos Rudolph Minkowski e Fritz Zwicky . Essas supernovas podem se formar de maneiras diferentes, mas compartilham um mecanismo comum. O fato de derivarem de anãs brancas foi confirmado pela observação de uma delas em 2014 na galáxia Messier 82 . Uma anã branca de baixa rotação pode agregar matéria de um parceiro e exceder o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4 M ☉ ( massa solar ), de modo que não pode mais suportar seu peso pela pressão da degeneração eletrônica (in) . Na ausência de um processo capaz de equilibrar o colapso gravitacional , a anã branca formaria uma estrela de nêutrons , como no caso das anãs brancas compostas principalmente de oxigênio , néon e magnésio .
A opinião compartilhada pelos astrônomos que modelam explosões de supernovas do tipo Ia é, no entanto, que esse limite nunca é verdadeiramente alcançado e que o colapso nunca é desencadeado. Preferiríamos testemunhar o aumento da temperatura do núcleo estelar sob o efeito do aumento da pressão e da densidade da matéria nele, desencadeando um processo convectivo ao se aproximar da massa de Chandrasekhar em cerca de 99%, processos que duram no ordem de mil anos. A fusão do carbono é desencadeada nesta fase de acordo com processos ainda não conhecidos com precisão. A fusão do oxigênio é iniciada logo em seguida, mas o oxigênio não é consumido tão completamente quanto o carbono .
Assim que o derretimento começa, a temperatura da anã branca aumenta. Uma estrela da sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell pode expandir e, assim, resfriar para equilibrar sua temperatura, entretanto, nas anãs brancas, a pressão de degeneração é independente da temperatura, que aumenta muito rapidamente causando uma fuga termonuclear. O flash acelera consideravelmente, devido em particular à instabilidade de Rayleigh-Taylor e às interações com turbulência . Se este flash se transforma em uma detonação supersônica de uma explosão subsônica é debatido.
Independentemente das considerações de iniciar a explosão da supernova, é geralmente aceito que uma fração substancial do carbono e do oxigênio da anã branca se funde em elementos químicos mais pesados em apenas alguns segundos, o que leva a um aumento da temperatura interna até atingir vários bilhões de graus. A energia liberada (1–2 × 10 44 J ) é mais do que suficiente para desintegrar a estrela, ou seja, para dar às partículas constituintes da estrela energia cinética suficiente para que se dispersem no espaço. A supernova expele sua matéria gerando uma onda de choque em velocidades típicas da ordem de 5.000 a 20.000 km / s , ou quase 6% da velocidade da luz . A energia liberada durante a explosão está na origem da extrema luminosidade da estrela. Uma supernova Tipo Ia normalmente atinge uma magnitude absoluta de –19,3 - cerca de cinco bilhões de vezes a do Sol - com pouca variação.
As supernovas do tipo Ia diferem fundamentalmente das supernovas do tipo II , nas quais as camadas externas da estrela sofrem uma explosão cataclísmica alimentada pela energia potencial gravitacional liberada pelo colapso do núcleo da estrela através da emissão de neutrino massivo .
Este tipo de supernova ocorre apenas em um sistema múltiplo , não pode ser acionado apenas para uma estrela precursora. Basicamente, envolve um par de estrelas , pelo menos uma das quais é um cadáver degenerado , uma anã branca .
Um primeiro mecanismo de formação deste tipo de supernova ocorre em sistemas binários compactos . O sistema é composto por duas estrelas da sequência principal , uma das quais é mais massiva que a outra. A estrela mais massiva das duas evolui mais rapidamente em direção ao ramo assintótico dos gigantes , fase durante a qual seu envelope se expande consideravelmente. Se as duas estrelas compartilham um envelope comum , O sistema pode perder muita massa e reduzir significativamente seu momento angular , raio orbital e período de revolução . Após a primeira estrela atingir o estágio de anã branca , a segunda, inicialmente menos massiva, por sua vez evolui para atingir o estágio de gigante vermelha . A expansão de suas camadas externas faz com que cruzem o lóbulo de Roche do casal. A anã branca pode então acumular parte da massa da gigante enquanto as duas estrelas giram em torno uma da outra, aproximando-se ao ponto de alcançar órbitas cujo período de revolução pode ser de apenas algumas horas. Se o acréscimo continuar por tempo suficiente, a anã branca pode eventualmente se aproximar da massa de Chandrasekhar .
Uma anã branca também pode agregar matéria de outros tipos de companheiras, como uma subgigante ou mesmo uma estrela da sequência principal. O processo evolutivo exato durante esta fase de acreção permanece incerto, pois depende tanto da taxa de acreção quanto da transferência do momento angular para a anã branca. Estima-se que mais de 20% das supernovas do Tipo Ia se originam de progenitores degenerados simples.
Outro mecanismo de gatilho de uma supernova Tipo Ia é a fusão de duas anãs brancas cuja massa resultante é maior do que a de Chandrasekhar .
As colisões de estrelas solitárias na Via Láctea ocorrem a cada 10 7 a 10 13 anos, com muito menos frequência do que as novas . Eles são mais comuns no coração dos aglomerados globulares (veja Blue straggler ). Um cenário provável é o encontro Com um sistema binário ou entre dois sistemas binários contendo anãs brancas. Tais encontros podem formar um sistema binário compacto de duas anãs brancas compartilhando um envelope comum e provavelmente levar à fusão das duas estrelas. Uma revisão de 4.000 anãs brancas pelo Sloan Digital Sky Survey identificou 15 sistemas duplos, que estatisticamente corresponde a uma fusão de anãs brancas a cada cem anos na Via Láctea, uma freqüência comparável à de tipo Ia supernovas identificadas. Nas proximidades do Sistema Solar .
O cenário do progenitor duplo é uma das explicações propostas para dar conta da massa de 2 M ☉ do progenitor da supernova SN 2003fg (en) . É também a única explicação plausível para o SNR 0509-67.5 (in) remanescente , os cenários de progenitor único tendo sido todos invalidados. É, finalmente, um cenário muito provável para a supernova SN 1006, na medida em que nenhum vestígio de uma possível companheira foi encontrado em seu brilho posterior .
A etapa final é a explosão da estrela. O cadáver degenerado torna-se uma gigantesca bomba termonuclear "iniciada" pelo colapso gravitacional . As reações nucleares começam e se arrastam em alguns instantes porque a energia térmica liberada se soma à resultante do colapso e não modifica sensivelmente a pressão nas zonas degeneradas. As reações continuam muito rapidamente, até que cerca de metade da massa da estrela se transforma em níquel 56 .
Sob a pressão térmica produzida pela zona degenerada, as camadas superiores são sopradas, o que remove o estado degenerativo das camadas inferiores que vão sendo "descascadas" gradativamente. O próprio coração provavelmente também atinge muito rapidamente um ponto em que o estado de degeneração diminui. A pressão novamente se torna uma função direta da temperatura e o colapso é revertido.
A estrela está completamente desintegrada na explosão. Nenhum resíduo permanece, ao contrário das supernovas de colapso cardíaco .
Ao contrário de outros tipos de supernovas , as supernovas Tipo Ia ocorrem em todos os tipos de galáxias , incluindo galáxias elípticas . Eles não ocorrem preferencialmente em regiões onde as estrelas são formadas . Como as anãs brancas são a fase terminal da sequência principal , os sistemas binários envolvidos tiveram tempo de se mover significativamente das regiões onde se formaram. Um sistema binário compacto também pode ser o cenário de uma transferência de massa para a anã branca por acreção por mais um bom milhão de anos antes de desencadear a explosão termonuclear que deu origem à supernova.
Identificar o progenitor de supernova é um problema de longa data em astronomia, que data do início do xx th século. A observação direta dos progenitores forneceria informações úteis para determinar os valores de seus parâmetros, que alimentam os modelos de supernovas. A observação da supernova SN 2011fe, portanto, forneceu informações interessantes. As observações usando o Telescópio Espacial Hubble não mostram estrelas no local da explosão, descartando a presença de uma gigante vermelha . O plasma em expansão a partir do ponto de explosão contém carbono e oxigênio , tornando provável que uma anã branca composta por esses elementos tenha sido responsável pela explosão. A observação da vizinha supernova PTF 11kx , descoberta em16 de janeiro de 2011pela Palomar Transient Factory (PTF), levou à conclusão de que a explosão se originou de um progenitor degenerado simples incluindo uma gigante vermelha, sugerindo que é possível observar uma supernova Tipo I de um progenitor isolado. A observação direta do progenitor do PTF 11kx confirmou esta conclusão e também permitiu a descoberta de erupções periódicas de novas antes da explosão final. A análise subsequente, no entanto, revelou que o material circunstelar é muito grande para o cenário de progenitor degenerado simples e se encaixa melhor com a fusão do núcleo de uma gigante vermelha com uma anã branca.
As supernovas do tipo I têm uma curva de luz característica. Em torno de seu pico de luminosidade, seu espectro contém linhas de elementos de massa intermediária entre o oxigênio e o cálcio , que são os principais constituintes das camadas externas da estrela . Após vários meses de expansão, quando as camadas externas tornam-se transparentes, o espectro é dominado por emissões de matéria localizada perto do coração da estrela, composta por elementos pesados da nucleossíntese que acompanha a explosão , essencialmente isótopos cuja massa é próxima de a do ferro , ou seja, os elementos do pico do ferro : cromo , manganês , cobalto e níquel , além do próprio ferro. O decaimento radioativo do níquel 56 em cobalto 56 , em seguida, em ferro 56 produz fótons energéticos que constituem a maior parte da radiação de médio e longo prazo após a explosão:
.Como seu processo de iniciação é bastante preciso, ocorrendo em condições muito específicas, a magnitude atingida e a curva de decaimento de sua luminosidade (dominada pela decadência radioativa do níquel 56 ) são características desse tipo de supernova. É por isso que eles são usados como “velas padrão” para determinar distâncias extragalácticas.
O uso de supernovas Tipo Ia para medir distâncias foi experimentado pela primeira vez por uma equipe de astrônomos chilenos e americanos da Universidade do Chile e do observatório interamericano em Cerro Tololo , o Calán / Tololo Supernova Survey . Em uma série de artigos da década de 1990, o estudo mostrou que, embora nem todas as supernovas do Tipo Ia atinjam o mesmo brilho máximo, pode-se usar a medição de um único parâmetro da curva de luz para corrigi-lo , obtendo os valores padrão da vela . A correção original é conhecida como correção de Phillips , com o trabalho desta equipe mostrando que ela pode calcular distâncias com a aproximação de 7%. Essa uniformidade de luminosidade máxima se deve à quantidade de níquel 56 produzida nas anãs brancas que explodem a priori perto da massa de Chandrasekhar , que é constante .
A relativa uniformidade dos perfis de luminosidade absoluta de virtualmente todas as supernovas Tipo I conhecidas levou ao seu uso como velas padrão secundárias na astronomia extragaláctica . A calibração melhorada da relação período-luminosidade das Cefeidas e a medição direta da distância de M106 usando sua emissão maser tornou possível, ao combinar a luminosidade absoluta do tipo I uma supernova com a lei de Hubble , refinar o valor do Constante de Hubble .
Algum tipo I um supernovas tem um perfil atípico semelhante ao do SN 2002cx (br) , que são caracterizados por velocidades de ejecção de entre 2000 e 8000 km / s , mais lento do que os de tipo I um supernovas. Típica, diminuir grandezas absolutas do ordem de -14,2 a -18,9 e fotosferas quentes. Provavelmente resultantes do acréscimo de matéria de uma estrela de hélio em uma anã branca , são chamadas de supernovas tipo I ax.