Dreiemoment ustabil supernova

En parustabil supernova er en spesiell type supernova som oppstår når produksjonen av dreiemoment ( dvs. produksjon av frie elektroner og positroner etter kollisjoner mellom atomkjerner og gammastråler ) forårsaker en reduksjon i det termiske trykket inne i kjernen til en veldig massiv stjerne . Trykkfallet fører til en delvis kollaps og utløsningen av en massiv termonukleær løping som fullstendig splitter stjernen uten å etterlate en kompakt rest (som et svart hull ). [1] [2] [3]

Dreiemomentustabilitetssupernovaer kan bare forekomme i stjerner hvis masse er mellom 130 og 250 ganger solens masse og preget av lave metallisitetsverdier (typisk situasjon for eldgamle populasjoner III -stjerner ). To nylig observerte eksplosjoner, SN 2006gy og SN 2007bi , [4] antas å være mulige parustabile supernovaer. Et annet objekt som forsterker eksistensen av denne typen supernova er SN 2016iet , observert av Gaia for første gang i 2016 og studert omfattende i oppfølging med ulike observatører i løpet av de neste tre årene. [5]

Fysiske mekanismer

Gammastråleproduksjon og fotontrykk

Fotonene som utgjør gammastråling produseres direkte av kjernefysiske fusjonsreaksjoner og sendes ut som en del av det svarte kroppsspekteret av den varme gassen i stjernekjernen. Mengden total energi som sendes ut av et legeme er proporsjonal med den fjerde potensen av temperaturen ( Stefan-Boltzmann lov ) og toppen av bølgelengder avtar med temperaturen ( Wiens lov ): jo varmere kroppen er, jo større blir utslippet. av høyenergifotoner (gammastråler).

I svært massive stjerner motvirker trykket som utøves av gammafotoner, produsert som et resultat av kjernefysisk fusjon, tyngdekraften til stjernens øvre lag ; en reduksjon i gammastråler forårsaker en reduksjon i trykk, med en påfølgende overvinnelse av tyngdekraften og en delvis kollaps .

Momentproduksjon

Momentproduksjon er et resultat av Coulomb-interaksjonene mellom atomkjerner og gammastrålene produsert av kjernereaksjoner. Evnen til et materiale til å produsere partikkel-antipartikkel-par når det interagerer med gammastråling avhenger sterkt av energien til sistnevnte: jo mer gammastrålene er energiske, jo mer sannsynlig er det at de kan samhandle med atomene de passerer gjennom. I samsvar med Einsteins ligning må energien til de samvirkende gammastrålene være større enn massen til elektron-positronparene som produseres.

Elektron-positron-parene, når de er produsert, frigjøres i stjernekjernen og rekombinerer vanligvis i løpet av svært kort tid, noe som gir opphav til andre gammastråler.

Selv om energien som stammer fra rekombinasjonen av parene vanligvis frigjøres veldig raskt, er hastigheten som energien (eller snarere strålingen) overføres med gjennom en gass strengt tatt avhengig av den gjennomsnittlige avstanden mellom interaksjonene; et foton som effektivt er involvert i produksjonen av dreiemoment blir effektivt stoppet og blir deretter bestrålet i en tilfeldig retning.

Absorpsjon av gammafotoner

Den gjennomsnittlige avstanden som gammastråler kan reise gjennom råmaterialet som de absorberes ( optisk dybde ) avhenger av egenskapene til stoffet (hydrogen har et veldig lite tverrsnitt , metaller mye større) og av energien til strålene. . Ved lave energinivåer dominerer den fotoelektriske effekten og Compton-effekten ; for høyere energier reduseres den fotoelektriske effekten og Compton-spredning, så mye at gammastråler kan reise til større avstander; til slutt, for enda høyere energinivåer, begynner dreiemomentproduksjonen å bli betydelig.

Momentustabilitet

I følge det som nettopp er beskrevet, jo mer kjernen til stjernen varmes opp, desto større blir energien til gammafotonene som produseres. Når disse når en energi som gjør produksjonen av dreiemoment til den dominerende mekanismen for fangst av fotoner av gassen, vil avstanden de er i stand til å reise inne i stjernen uten å interagere med atomkjernene ha en tendens til å avta, noe som forårsaker fenomener med ustabilitet og en slags ond sirkel: nedgangen i banen som fotoner kan bevege seg langs bestemmer en ytterligere økning i kjernetemperaturen, som igjen reduserer avstanden fotoner kan reise gjennom og så videre.

Stjernens mottakelighet

Stjerner karakterisert ved en ganske rask rotasjon eller med en tilstrekkelig høy metallisitet , gjennomgår ikke eksplosjoner generert av dreiemomentustabilitet, sannsynligvis av andre årsaker. Dette fenomenet favoriserer derimot stjerner med langsom rotasjon eller med lave nivåer av metallisitet, mellom 0,02 og 0,001, og en masse innenfor et visst område. [6]

Massive stjerner med høy metallisitet er sannsynligvis ustabile på grunn av Eddington-grensen , og har sannsynligvis en tendens til å miste masse under dannelsesprosessen.

Atferden til stjerner basert på masseområder

Under 100 M ☉

Stjerner med masse under 100 solmasser (M ☉ ) produserer gammastråler med utilstrekkelig energi til å produsere dreiemoment; en mulig supernova som ødelegger denne stjernen vil ikke se disse mekanismene involvert.

Mellom 100 og 130 M ☉

Innenfor stjerner med masse mellom 100 og ca. 130 M ☉ utløses svake fenomener med dreiemomentproduksjon, som har minimale effekter på trykk og temperatur og er i stand til å bestemme svake pulsasjoner, men i alle fall ikke ødelegge stjernen. Disse pulseringene dempes gradvis, og forårsaker bare midlertidige økninger i kjernefysisk fusjonshastighet, hvoretter stjernen går tilbake til en mer stabil likevekt; de er imidlertid ansvarlige for utstøtingen av en del av de ytre lagene av stjernen som fører til en reduksjon i den totale massen inntil de når verdier som å produsere en normal supernovaeksplosjon.

Mellom 130 og 250 M ☉

Når det gjelder stjerner med svært høye masser, mellom minst 130 og kanskje opptil 250 M ☉ , etableres fenomenet dreiemomentproduksjon ved full kapasitet; i disse stjernene, så snart de rette forholdene er nådd, når dreiemomentustabiliteten ukontrollerbare nivåer. Sammenbruddet fortsetter til stjernens kjerne er komprimert; den overdrevne økningen i trykk er tilstrekkelig til å utløse kjernefysiske løpsreaksjoner som fullstendig smelter kjernen i løpet av få sekunder, noe som gir opphav til en termonukleær eksplosjon. [3] Eksplosjonen frigjør en mengde energi som er høyere enn gravitasjonsbindingsenergien , som holder stjernen sammen, noe som får den til å bryte opp uten å etterlate noen rester.

I tillegg til den umiddelbare energifrigjøringen omdannes en stor del av stjernekjernen til nikkel -56, en radioaktiv isotop som har en halveringstid på 6,1 dager, ved slutten av denne forfaller den til kobolt -56; sistnevnte har en halveringstid på 77 dager og forfaller til den stabile isotopen jern -56. Når det gjelder supernovaen SN 2006gy , indikerer studier at sannsynligvis 40 M ☉ av den opprinnelige stjernen ble omdannet til 56 Ni, omtrent den samlede massen av hele kjernefysiske regionen. [2] Kollisjonen mellom den eksploderende stjernekjernen og den tidligere utkastede gassen, assosiert med det radioaktive forfallet til isotopene som er oppført ovenfor, frigjør mesteparten av det synlige lyset.

Over 250 M ☉

En annen reaksjonsmekanisme, fotodisintegrasjon , etableres etter kollapsen av en stjerne hvis masse er minst 250 M ☉ . En slik endoergonisk (energiabsorberende) reaksjon får stjernen til å kollapse fullstendig inn i et sort hull i stedet for å eksplodere til en supernova.

Merknader

  1. ^ GS Fraley, Supernovae-eksplosjoner forårsaket av ustabilitet i parproduksjon , i Astrophysics and Space Science , vol. 2, nei. 1, 1968, s. 96–114, Bibcode : 1968Ap & SS ... 2 ... 96F , DOI : 10.1007 / BF00651498 .
  2. ^ a b N. Smith, W. Li, RJ Foley, JC Wheeler, et al , SN 2006gy: Discovery of the Most Luminous Supernova Ever Recorded, Powered by the Death of an Extremely Massive Star like η Carinae , i The Astrophysical Journal , vol. 666, n. 2, 2007, s. 1116-1128, Bibcode : 2007ApJ ... 666.1116S , DOI : 10.1086 / 519949 , arXiv : astro-ph / 0612617 .
  3. ^ a b CL Fryer, SE Woosley, A. Heger, Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves og Gamma-Ray Transients , i The Astrophysical Journal , vol. 550, n. 1, 2001, Bibcode : 2001ApJ ... 550..372F , DOI : 10.1086 / 319719 , arXiv : astro-ph / 0007176 .
  4. ^ A. Gal-Yam, P. Mazzali, EO Ofek et al. , Supernova 2007bi som en eksplosjon med ustabilitet i par , i Nature , vol. 462, 3. desember 2009, s. 624–627, Bibcode : 2009 Natur.462..624G , DOI : 10.1038 / nature08579 .
  5. ^ Maura Sandri, Aldri hadde en så stor stjerne eksplodert , på media.inaf.it , 19. august 2019.
  6. ^ H. Belkus, J. Van Bever, D. Vanbeveren, The Evolution of Very Massive Stars , i The Astrophysical Journal , vol. 659, n. 2, 2007, s. 1576–1581, Bibcode : 2007ApJ ... 659.1576B , DOI : 10.1086 / 512181 , arXiv : astro-ph / 0701334 .

Andre prosjekter