Supernova de instabilitate a cuplului
O supernova de instabilitate a cuplului este un anumit tip de supernova care apare atunci când producția de cuplu (adică producerea de electroni liberi și pozitroni în urma coliziunilor dintre nucleii atomici și razele gamma ) determină o reducere a presiunii termice din interiorul miezului stea. Scăderea de presiune duce la un colaps parțial și la declanșarea unui fugar termonuclear masiv care dezmembrează complet steaua fără a lăsa un reziduu compact (cum ar fi o gaură neagră ). [1] [2] [3]
Cuplul de instabilitate supernove poate avea loc numai în stele ale căror mase sunt între 130 și 250 de ori mai mare decât masa a Soarelui și caracterizată prin mici metalicitate valori (situație tipică vechi populație III stele). Două explozii observate recent, SN 2006gy și SN 2007bi , [4] sunt considerate a fi posibile supernove de instabilitate în perechi. Un alt obiect care întărește existența acestui tip de supernovă este SN 2016iet , observat de Gaia pentru prima dată în 2016 și studiat pe larg în urma unor observatori diferiți în următorii trei ani. [5]
Mecanisme fizice
Producerea razelor gamma și a presiunii exercitate de fotoni
Fotonii care alcătuiesc radiația gamma sunt produși direct de reacțiile de fuziune nucleară și emiși ca parte a spectrului corpului negru de gazul fierbinte al miezului stelar. Cantitatea de energie totală emisă de un corp este proporțională cu a patra putere a temperaturii ( legea Stefan-Boltzmann ) și vârful lungimii de undă scade odată cu temperatura ( legea lui Wien ): cu cât corpul este mai fierbinte, cu atât va fi mai mare emisia de fotoni cu energie mare (raze gamma).
În stelele foarte masive, presiunea exercitată de fotonii gamma, produsă ca urmare a fuziunii nucleare, contracarează gravitația straturilor superioare ale stelei; o reducere a razelor gamma determină o scădere a presiunii, cu o consecință a depășirii gravitației și a unui colaps parțial.
Producția cuplului
Producția de cuplu rezultă din interacțiunile Coulomb dintre nucleii atomici și razele gamma produse de reacțiile nucleare. Capacitatea unui material de a produce perechi particule-antiparticule atunci când interacționează cu radiația gamma depinde puternic de energia acesteia din urmă: cu cât razele gamma sunt mai energetice, cu atât este mai probabil să interacționeze cu atomii prin care trec. În conformitate cu ecuația lui Einstein , energia razelor gamma care interacționează trebuie să fie mai mare decât masa perechilor electron-pozitroni care sunt produse.
Perechile electron-pozitron, odată produse, sunt eliberate în nucleul stelar și de obicei se recombină într-o perioadă foarte scurtă de timp, dând naștere la alte raze gamma.
Deși energia care derivă din recombinarea perechilor este de obicei eliberată foarte repede, viteza cu care energia (sau mai bine zis radiația) este transferată printr-un gaz este strict dependentă de distanța medie dintre interacțiuni; un foton care este efectiv implicat în producerea cuplului este oprit efectiv și ulterior este iradiat într-o direcție aleatorie.
Absorbția fotonilor gamma
Distanța medie pe care o pot parcurge razele gamma prin materia primă pe care o absorb ( adâncimea optică ) depinde de caracteristicile materiei (hidrogenul oferă o secțiune transversală foarte mică, metalele mult mai mare) și de energia razelor. . La niveluri scăzute de energie, efectul fotoelectric și efectul Compton domină; pentru energiile superioare, efectul fotoelectric și împrăștierea Compton sunt reduse, atât de mult încât razele gamma pot călători la distanțe mai mari; în cele din urmă, pentru niveluri chiar mai ridicate de energie, producția de cuplu începe să devină semnificativă.
Instabilitatea cuplului
Conform celor ce tocmai au fost descrise, cu cât nucleul stelei se încălzește, cu atât va fi mai mare energia fotonilor gama produși. Când aceștia ajung la o energie astfel încât să facă din producția de cuplu mecanismul dominant în captarea fotonilor de către gaz, distanța pe care o pot parcurge în interiorul stelei fără a interacționa cu nucleii atomici tinde să scadă, provocând fenomene de instabilitate și un fel de cerc vicios: scăderea căii pe care fotonii o pot parcurge determină o creștere suplimentară a temperaturii miezului, care, la rândul său, reduce și mai mult distanța pe care fotonii o pot parcurge și așa mai departe.
Susceptibilitatea stelei
Stelele caracterizate printr-o rotație destul de rapidă sau cu o metalicitate suficient de mare nu suferă explozii generate de instabilitatea cuplului probabil din alte motive. Acest fenomen, pe de altă parte, favorizează stelele cu rotație lentă sau cu niveluri scăzute de metalicitate, între 0,02 și 0,001, și o masă într-un anumit interval. [6]
Stelele masive cu metalici mari sunt probabil instabile din cauza limitei Eddington și probabil tind să piardă masă în timpul procesului de formare.
Comportamentul stelelor în funcție de intervalele de masă
Sub 100 M ☉
Stelele cu mase sub 100 de mase solare (M ☉ ) produc raze gamma cu energii insuficiente pentru a produce cuplu; o posibilă supernovă care distruge această stea nu va vedea implicate aceste mecanisme.
Între 100 și 130 M ☉
În cadrul stelelor cu mase cuprinse între 100 și aproximativ 130 M ☉ , se declanșează fenomene slabe de producție a cuplului, care au efecte minime asupra presiunii și temperaturii și sunt capabile să determine pulsații slabe, dar în orice caz să nu distrugă steaua. Aceste pulsații sunt diminuate treptat, provocând doar creșteri temporare ale ratei de fuziune nucleară, după care steaua revine la un echilibru mai stabil; cu toate acestea, ele sunt responsabile pentru expulzarea unei părți a straturilor exterioare ale stelei, ceea ce duce la o scădere a masei totale până la atingerea unor valori precum producerea unei explozii normale de supernova.
Între 130 și 250 M ☉
În cazul stelelor cu mase foarte mari, între cel puțin 130 și poate până la 250 M ☉ , fenomenul producției de cuplu este stabilit la capacitate maximă; în aceste stele, de îndată ce sunt atinse condițiile potrivite, instabilitatea cuplului atinge niveluri incontrolabile. Prăbușirea continuă până când miezul stelei este comprimat; creșterea excesivă a presiunii este suficientă pentru a declanșa nucleare fugare reacțiile care se topesc complet nucleul în câteva secunde, dând naștere la o explozie termonucleară. [3] Explozia eliberează o cantitate de energie mai mare decât energia de legare gravitațională, care menține steaua unită, făcând-o să se destrame fără a lăsa reziduuri.
În plus față de eliberarea imediată de energie, o mare parte a miezului stelar este transformat în nichel -56, un izotop radioactiv care are un timp de înjumătățire de 6,1 zile, la sfârșitul căruia se descompune în cobalt -56; acesta din urmă are un timp de înjumătățire de 77 de zile și se descompune în izotopul de fier stabil -56. În cazul supernei SN 2006gy , studiile indică faptul că probabil 40 M ☉ din steaua inițială a fost transformată în 56 Ni, aproximativ masa combinată a întregii regiuni nucleare. [2] Coliziunea dintre nucleul stelar care explodează și gazul expulzat anterior, asociat cu decăderea radioactivă a izotopilor enumerați mai sus, eliberează cea mai mare parte a luminii vizibile.
Peste 250 M ☉
Un mecanism de reacție diferit, fotodisintegrarea , este stabilit în urma prăbușirii unei stele a cărei masă este de cel puțin 250 M ☉ . O astfel de reacție endoergonică (absorbitoare de energie) face ca steaua să se prăbușească complet într-o gaură neagră, mai degrabă decât să explodeze într-o supernovă.
Notă
- ^ GS Fraley, Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability , în Astrophysics and Space Science , vol. 2, nr. 1, 1968, pp. 96–114, Bibcode : 1968Ap & SS ... 2 ... 96F , DOI : 10.1007 / BF00651498 .
- ^ a b N. Smith, W. Li, RJ Foley, JC Wheeler, și colab. , SN 2006gy: Discovery of the Most Luminous Supernova Ever Recorded, Powered by the Death of a Extremely Massive Star as η Carinae , in The Astrophysical Journal , vol. 666, nr. 2, 2007, pp. 1116-1128, Bibcode : 2007ApJ ... 666.1116S , DOI : 10.1086 / 519949 , arXiv : astro-ph / 0612617 .
- ^ a b CL Fryer, SE Woosley, A. Heger, Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients , în The Astrophysical Journal , vol. 550, nr. 1, 2001, Bibcode : 2001ApJ ... 550..372F , DOI : 10.1086 / 319719 , arXiv : astro-ph / 0007176 .
- ^ A. Gal-Yam, P. Mazzali, EO Ofek și colab. , Supernova 2007bi ca o explozie de instabilitate a perechii , în Nature , vol. 462, 3 decembrie 2009, pp. 624–627, Bibcode : 2009 Natur.462..624G , DOI : 10.1038 / nature08579 .
- ^ Maura Sandri, Niciodată nu a explodat o stea atât de mare , pe media.inaf.it , 19 august 2019.
- ^ H. Belkus, J. Van Bever, D. Vanbeveren, Evoluția stelelor foarte masive , în Jurnalul astrofizic , vol. 659, nr. 2, 2007, pp. 1576–1581, Bibcode : 2007ApJ ... 659.1576B , DOI : 10.1086 / 512181 , arXiv : astro-ph / 0701334 .
Alte proiecte
-
Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre supernove cuplate
