Koldetonation

Koldetonation eller koldeflagrering är den våldsamma återupptändningen av termonukleär fusion i en vit dvärgstjärna som tidigare långsamt svalnade. Det involverar en skenande termonukleär process som sprider sig genom den vita dvärgen på några sekunder och producerar en supernova av typ Ia som frigör en enorm mängd energi när stjärnan blåses isär. Koldetonation/deflagrationsprocessen leder till en supernova på en annan väg än den mer kända supernovan av typ II (kärnakollaps) ( typ II orsakas av den katastrofala explosionen av de yttre lagren av en massiv stjärna när dess kärna imploderar).

Vit dvärg densitet och massa ökar

En vit dvärg är en rest av en liten till medelstor stjärna (solen är ett exempel på dessa). I slutet av sitt liv har stjärnan bränt sitt väte- och heliumbränsle , och termonukleär fusionsprocesser upphör. Stjärnan har inte tillräckligt med massa för att antingen bränna mycket tyngre grundämnen eller att implodera i en neutronstjärna eller supernova typ II som en större stjärna kan, från sin egen gravitationskraft, så den krymper gradvis och blir väldigt tät när den svalnar , glödande vitt och sedan rött, under en period många gånger längre än universums nuvarande ålder .

Ibland får en vit dvärg massa från en annan källa – till exempel en dubbelstjärnas följeslagare som är tillräckligt nära för att dvärgstjärnan ska kunna suga in tillräckliga mängder materia på sig själv; eller från en kollision med andra stjärnor, den hävertade materien har drivits ut under processen av följeslagarens eget sena stjärnevolution . Om den vita dvärgen får tillräckligt med materia kommer dess inre tryck och temperatur att stiga tillräckligt för att kol ska börja smälta samman i dess kärna. Koldetonation inträffar i allmänhet vid den punkt då det ansamlade materialet trycker den vita dvärgens massa nära Chandrasekhar-gränsen på ungefär 1,4 solmassor , den massa vid vilken gravitationen kan övervinna elektrondegenerationstrycket som förhindrar den från att kollapsa under dess livstid. Detta händer också när två vita dvärgar smälter samman om den kombinerade massan är över Chandrasekhar-gränsen, vilket resulterar i en supernova av typ Ia.

En huvudsekvensstjärna som stöds av termiskt tryck skulle expandera och svalna vilket automatiskt uppväger en ökning av termisk energi. Emellertid degenerationstrycket oberoende av temperaturen; den vita dvärgen är oförmögen att reglera fusionsprocessen på samma sätt som normala stjärnor, så den är sårbar för en skenande fusionsreaktion.

Fusion och tryck

När det gäller en vit dvärg frigör de återstartade fusionsreaktionerna värme, men det yttre trycket som finns i stjärnan och stödjer den mot ytterligare kollaps beror till en början nästan helt på degenerationstryck, inte fusionsprocesser eller värme. Därför, även när fusionen återupptas, ökar inte det yttre trycket som är nyckeln till stjärnans termiska balans mycket. Ett resultat är att stjärnan inte expanderar mycket för att balansera sina fusions- och värmeprocesser med gravitation och elektrontryck, som den gjorde vid förbränning av väte (tills för sent). Denna ökning av värmeproduktion utan medel för kylning genom expansion höjer den inre temperaturen dramatiskt, och därför ökar fusionshastigheten också extremt snabbt, en form av positiv återkoppling som kallas termisk runaway .

En analys från 2004 av en sådan process säger att:

En deflagrationslåga som brinner från mitten av den vita dvärgstjärnan och utåt lämnar varmt och lätt bränt material efter sig. Bränslet framför den är dock kallt och tätt. Detta resulterar i en täthetsskiktning omvänd till stjärnans gravitationsfält, som därför är instabil. Sålunda bildas klumpar av brinnande material och stiger upp i bränslet. Vid deras gränssnitt uppstår skjuvflöden. Dessa effekter leder till starka virvlar. De resulterande turbulenta rörelserna deformerar lågan och förstorar därmed dess yta. Detta ökar flammans nettoförbränningshastighet och leder till den energiska explosionen.

Superkritisk händelse

Lågan accelererar dramatiskt, delvis på grund av Rayleigh–Taylors instabilitet och interaktioner med turbulens . Återupptagandet av fusion sprider sig utåt i en serie av ojämna, expanderande "bubblor" i enlighet med Rayleigh–Taylors instabilitet. Inom fusionsområdet resulterar ökningen i värme med oförändrad volym i en exponentiellt snabb ökning av fusionshastigheten – en sorts superkritisk händelse då värmetrycket ökar gränslöst. Eftersom hydrostatisk jämvikt inte är möjlig i denna situation utlöses en "termonukleär låga" och ett explosivt utbrott genom dvärgstjärnans yta som fullständigt stör den, sett som en Ia-supernova .

Oavsett de exakta detaljerna i denna kärnfusion är det allmänt accepterat att en betydande del av kolet och syret i den vita dvärgen omvandlas till tyngre grundämnen inom en period av bara några sekunder, vilket höjer den inre temperaturen till miljarder grader. Denna energifrigöring från termonukleär fusion (1–   2 × 10 ⁴⁴ J ) är mer än tillräckligt för att frigöra stjärnan; det vill säga de enskilda partiklarna som utgör den vita dvärgen får tillräckligt med rörelseenergi för att flyga ifrån varandra. Stjärnan exploderar våldsamt och avger en chockvåg där materia typiskt kastas ut med hastigheter i storleksordningen 5 000–20 000 km /s , ungefär 6 % av ljusets hastighet . Energin som frigörs vid explosionen orsakar också en extrem ökning av ljusstyrkan. Den typiska visuella absoluta magnituden för supernovor av typ Ia är M _v = -19,3 (cirka 5 miljarder gånger ljusare än solen), med liten variation. Denna process, av en volym som stöds av elektrondegenerationstryck istället för att termiskt tryck gradvis når förhållanden som kan antända skenande fusion, finns också i en mindre dramatisk form i en heliumblixt i kärnan av en tillräckligt massiv röd jättestjärna.

Se även

• Heliumblixt , en liknande (men mindre katastrofal) plötslig initiering av fusion
• Kärnfusion

externa länkar

• JINA: Typ Ia Supernova Flame Models
• En datorsimulering av koldetonation/deflagrering