Cały wapń w naszych kościach, całe żelazo w naszej hemoglobinie zostało wyrzucone miliardy lat temu w wybuchu jakiejś supernowej. Za każdym razem gdy mamy do czynienia z supernową, eksplozja z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy.

Mgławica po gwieździe Keplera, NASA/ESA/JHU/R.Sankrit & W.Blair

 

Powstała w ten sposób mgławica jest nietrwała – znika bez śladu po kilkudziesięciu tysiącach lat. Ewentualnie – jeżeli gwiazda była odpowiednio masywna – może powstać czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Choć szacunkowo w ostatnich miliardach lat mogło być kilka milionów supernowych, na Drodze Mlecznej mamy pozostałości mniej niż 300. Zrozumiałe, że obserwacje tego zjawiska są utrudnione. Dlatego korzysta się z pomocy symulacji wykonywanych przez superkomputery.

Duża moc obliczeniowa jest konieczna szczególnie w przypadku większych obiektów jak hipernowa. Ta wysokoenergetyczna supernowa powstaje gdy wyjątkowo masywna gwiazda (kilkadziesiąt mas słonecznych) zapada się na skutek ustania w niej reakcji termojądrowych.

Zbadaniem takiego zjawiska zajęli się uczeni z Tajwanu. Analiza opracowana pod kierunkiem Ke-Jung Chen z Instytutu Astronomii i Astrofizyki Academia Sinica została opublikowana w „The Astrophysical Journal”.

„Supernowa na sterydach”, którą badano ma pomóc wypełnić lukę w wiedzy na temat takich eksplozji w początkach wszechświata i dystrybucji ciężkich pierwiastków w kosmosie. Na początku istnienia gwiazdy bywały większe, więc mogło też być więcej hipernowych – zauważa serwis Universe Today.

Hipernowa może powstać na skutek zapadnięcia się jądra lub z powodu niestabilności kreacji par (ang. pair-instability), tzn. gdy zachwiana zostaje równowaga hydrostatyczna gwiazdy wywołanej kreacją par w jej jądrze. Ke-Jung Chen i jego koledzy zasymulowali wygląd gwiazdy do 300 dni po rozpoczęciu się takiej eksplozji. To postęp, bo zazwyczaj takie symulacje prowadzi się do 30 dni po. Dalej obliczenia stają się zbyt skomplikowane.

By mógł nastąpić wybuch tego typu gwiazda musi być naturalnie wystarczająco masywna (tu 130 do 250 mas słonecznych), ale też musi mieć niską metaliczność. Niestabilność kreacji par zachodzi, gdy w gwieździe produkowane są zarówno elektrony jak i ich odpowiedniki z anty-materii, czyli pozytrony.

Równowaga hydrostatyczna w gwieździe (którą ostatecznie zaburzą powstające w jądrze pary elektron-pozytron) opiera się na przeciwstawianiu się ciśnienia promieniowania termicznego grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy.

W miarę wzrostu temperatury w jądrze, rośnie tam energia generowanego promieniowania gamma. Gdy temperatura osiąga wartość ponad 3×108 K kwanty promieniowania mają energię wystarczającą do przemiany fotonu w parę elektron-pozytron. Problem w tym, że ta para wytwarza znacznie mniejsze ciśnienie niż tworzący je foton. W systemie zaczyna rosnąć niestabilność a gwiazda zaczyna powoli zapadać się.

Temperatura rośnie, tworzą się kolejne pary, proces przyśpiesza. Im większa masa gwiazdy, tym wszystko dzieje się gwałtowniej. Jeżeli ciśnienie osiągnie odpowiednio wysoką wartość, proces przebiega w formie eksplozji. Olbrzymia energia wyzwolona z przemiany jąder helu w cięższe pierwiastki rozrywa gwiazdę na strzępy. Nie zostaje nic, poza mgławicą.

Trójwymiarowa symulacja niestabilności kreacji par; niebieski sześcian odpowiada całej symulowanej przestrzeni; kolor pomarańczowy oddaje region rozpadu Ni-56, ASIAA/Ken Chen

 

Grafika: kostka.jpg Podpis: Trójwymiarowa symulacja niestabilności kreacji par; niebieski sześcian odpowiada całej symulowanej przestrzeni; kolor pomarańczowy oddaje region rozpadu Ni-56, ASIAA/Ken Chen

Znaczna część materii jądra gwiazdy zostaje zmieniona w izotop niklu 56 (Ni-56), odpowiadającego za charakterystyczny blask mgławicy pozostałej po gwieździe. Ni-56 gra dużą rolę w obserwacjach supernowych, bo bez niego supernowa błysnęłaby tylko i zgasła. Z niklu w procesie rozpadu promieniotwórczego powstaje izotop żelaza 56.

Astrofizycy z Tajwanu posłużyli się superkomputerem Cray XC50 (najszybszym na świecie w 2018 roku, gdy go pierwszy raz włączono) należącym do japońskiego Centrum Astrofizyki Komputacyjnej (CfCA) w Narodowym Japońskim Obserwatorium Astronomicznym (NAOJ).

Rozpoczętą symulację utrzymali aż przez 300 dni. Dla uzyskania maksymalnie dużo danych prowadzili ją dla trzech różnych gwiazd. Szczególnie dokładnie badano udział Ni-56 w eksplozji. Jak się okazuje, ”nie tylko zapewnia ów blask, ale też aktywnie wspomaga (wpływa na dynamikę ruchu gazów) przebieg wybuchu np. wpływając na sposób mieszania się pierwiastków”.

Zapadające się olbrzymy o masie 200 mas słonecznych potrafią wytworzyć w hipernowej olbrzymie ilości tego radioaktywnego izotopu. Według Ke-Jung Chena, od 0,1 do 30 mas słonecznych. 30 proc. Jego energii, zaobserwowano, odpowiada za rozszerzanie się gazu a 70 proc. zapewnia efekt ”świecenia”.

Naukowcy z Tajwanu zwrócili uwagę, że ”poprzednie symulacje supernowych ignorowały kwestie dynamiki gazów, więc jasność świecenia supernowej była przeszacowana”. Uwzględnienie tej zmiany pomoże, sugeruje Ke-Jung Chen, w kolejnych obserwacjach tego rzadkiego fenomenu.