supernowa w gwiazdozbiorze Kasjopei. Otaczająca ją materia oraz ciągła emisja promieniowania EM odgrywają rolę w ciągłym świeceniu pozostałości. NASA, ESA, oraz Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Podziękowania: Robert A. Fesen (Dartmouth College, USA) i James Long (ESA/Hubble)
Stwórz gwiazdę, która jest wystarczająco masywna, a nie zgaśnie z kaprysem jak nasze Słońce, spalając się gładko przez miliardy na miliardy lat, zanim skurczy się do białego karła. Zamiast tego, jej jądro zapadnie się, prowadząc do gwałtownej reakcji termojądrowej, która rozsadzi zewnętrzne części gwiazdy w eksplozji supernowej, podczas gdy wnętrze rozpadnie się na gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Przynajmniej tak głosi konwencjonalna mądrość. Jeśli jednak gwiazda jest wystarczająco masywna, może w ogóle nie dojść do supernowej. Inną możliwością jest kolaps bezpośredni, w którym cała gwiazda po prostu znika i tworzy czarną dziurę. Jeszcze inna możliwość znana jest jako hipernowej, która jest znacznie bardziej energetyczna i świecąca niż supernowa i nie pozostawia za sobą pozostałości jądra. Jak zakończą swoje życie najbardziej masywne gwiazdy ze wszystkich? Oto, co nauka ma do powiedzenia do tej pory.
widoczne w promieniowaniu rentgenowskim, radiowym i podczerwonym. Potrzeba gwiazdy co najmniej 8-10 razy masywniejszej od Słońca, aby przejść supernową i wytworzyć niezbędne ciężkie pierwiastki, których Wszechświat potrzebuje, aby mieć taką planetę jak Ziemia. Zdjęcie rentgenowskie: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Podczerwień: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Każda gwiazda, kiedy rodzi się po raz pierwszy, topi wodór w hel w swoim jądrze. Gwiazdy podobne do Słońca, czerwone karły, które są tylko kilka razy większe od Jowisza, oraz supermasywne gwiazdy, które są dziesiątki lub setki razy masywniejsze od naszej, wszystkie przechodzą ten pierwszy etap reakcji jądrowej. Im bardziej masywna jest gwiazda, tym wyższą temperaturę osiąga jej jądro i tym szybciej spala swoje paliwo jądrowe. Gdy w jądrze gwiazdy zabraknie wodoru do stopienia, kurczy się ono i nagrzewa, gdzie – jeśli będzie wystarczająco gorące i gęste – może zacząć stopić jeszcze cięższe pierwiastki. Gwiazdy podobne do Słońca będą wystarczająco gorące, aby po zakończeniu spalania wodoru stopić hel z węglem, ale na tym kończy się ich rola w przypadku Słońca. Potrzebujesz gwiazdy około osiem (lub więcej) razy masywniejszej od naszego Słońca, aby przejść do kolejnego etapu: syntezy węgla.
otaczająca ją mgławica, jest jedną z tysięcy gwiazd Drogi Mlecznej, które mogą być następną supernową w naszej galaktyce. Jest ona również znacznie, znacznie większa i masywniejsza niż ta, która mogłaby powstać we Wszechświecie zawierającym tylko wodór i hel, i być może jest już na etapie spalania węgla. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Jeśli jednak Twoja gwiazda jest tak masywna, to jesteś skazany na prawdziwe kosmiczne fajerwerki. W przeciwieństwie do gwiazd podobnych do Słońca, które delikatnie zdmuchują swoje zewnętrzne warstwy w mgławicy planetarnej i kurczą się do (bogatego w węgiel i tlen) białego karła, lub czerwonych karłów, które nigdy nie osiągają spalania helu i po prostu kurczą się do (opartego na helu) białego karła, najbardziej masywne gwiazdy są skazane na kataklizm. Najczęściej, zwłaszcza w przypadku gwiazd o niższych masach (~20 mas Słońca i mniej), temperatura jądra rośnie wraz z przechodzeniem syntezy jądrowej na cięższe pierwiastki: od węgla do tlenu i/lub neonu, a następnie w górę układu okresowego do magnezu, krzemu i siarki, co prowadzi do powstania jądra złożonego z żelaza, kobaltu i niklu. Ponieważ stopienie tych pierwiastków kosztowałoby więcej energii niż się zyskuje, to właśnie w tym miejscu rdzeń imploduje i stąd powstaje supernowa typu core-collapse.
życie, którego zwieńczeniem jest supernowa typu II. Nicole Rager Fuller dla NSF
To wspaniały, spektakularny koniec dla wielu masywnych gwiazd w naszym Wszechświecie. Ze wszystkich gwiazd, które powstały w tym Wszechświecie, mniej niż 1% jest wystarczająco masywnych, aby osiągnąć ten los. Wraz z rosnącą masą, coraz rzadziej zdarza się, aby gwiazda była tak duża. Około 80% gwiazd we Wszechświecie to czerwone karły: tylko 40% masy Słońca lub mniej. Samo Słońce jest bardziej masywne niż około 95% gwiazd we Wszechświecie. Nocne niebo jest pełne wyjątkowo jasnych gwiazd: najłatwiejszych do dostrzeżenia przez ludzkie oko. Poza dolną granicą dla supernowych istnieją jednak gwiazdy, których masa jest dziesiątki, a nawet setki razy większa od masy naszego Słońca. Są one rzadkie, ale z kosmicznego punktu widzenia niezwykle ważne. Powodem tego jest fakt, że supernowe nie są jedynym sposobem, w jaki te masywne gwiazdy mogą żyć lub umrzeć.
pozostałość po supernowej występującej tysiące lat temu. Jeśli odległe supernowe znajdują się w bardziej zapylonym środowisku niż ich współczesne odpowiedniki, może to wymagać korekty naszego obecnego rozumienia ciemnej energii. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN i NOAO/AURA/NSF
Po pierwsze, wiele masywnych gwiazd ma wypływy i wyrzuty. Z czasem, gdy zbliżają się do końca swojego życia lub do końca określonego etapu fuzji, coś powoduje, że jądro na krótko się kurczy, co z kolei powoduje jego nagrzewanie. Kiedy jądro staje się gorętsze, wzrasta tempo wszystkich rodzajów fuzji jądrowej, co prowadzi do gwałtownego wzrostu energii wytwarzanej w jądrze gwiazdy. Ten wzrost energii może spowodować uwolnienie dużej ilości masy, tworząc zdarzenie znane jako supernowa impostor: jaśniejsza niż jakakolwiek normalna gwiazda, powodująca utratę materiału o masie do kilkudziesięciu mas Słońca. Gwiazda Eta Carinae (poniżej) stała się supernową impostorem w XIX wieku, ale w mgławicy, którą stworzyła, wciąż płonie, oczekując na swój ostateczny los.
spowodowała gigantyczną erupcję, wyrzucając z Eta Carinae materiał o masie wielu Słońc do ośrodka międzygwiazdowego. Wysokomasywne gwiazdy w galaktykach bogatych w metale, takich jak nasza, wyrzucają duże ułamki masy w sposób, w jaki nie robią tego gwiazdy w mniejszych galaktykach o niższej metaliczności. Nathan Smith (University of California, Berkeley), and NASA
Jaki więc będzie ostateczny los gwiazdy bardziej masywnej niż 20-krotność naszego Słońca? Cóż, istnieją trzy możliwości, a my nie jesteśmy do końca pewni, jakie warunki mogą napędzać każdą z nich. Jedną z nich jest supernowa, o której już mówiliśmy. Każda ultramasywna gwiazda, która utraci wystarczająco dużo „rzeczy”, które ją tworzą, może łatwo ulec supernowej, jeśli ogólna struktura gwiazdy nagle znajdzie się w odpowiednim przedziale mas. Istnieją jednak dwa inne zakresy masy – i znowu, nie jesteśmy pewni, jakie są dokładne liczby – które pozwalają na dwa inne rezultaty. Oba z nich muszą istnieć; zostały już zaobserwowane.
masywna gwiazda, około 25 razy większa od masy Słońca, która zniknęła z powierzchni Ziemi, bez żadnej supernowej ani innego wyjaśnienia. Bezpośredni upadek jest jedynym rozsądnym wyjaśnieniem. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Bezpośrednie zapadanie się czarnych dziur. Kiedy gwiazda przechodzi w supernową, jej jądro imploduje i może stać się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą, w zależności od masy. Jednak w zeszłym roku astronomowie po raz pierwszy zaobserwowali, jak gwiazda o masie 25 mas Słońca po prostu znika. Gwiazdy nie znikają tak po prostu bez śladu, ale istnieje fizyczne wyjaśnienie tego, co mogło się stać: jądro gwiazdy przestało wytwarzać wystarczające ciśnienie promieniowania na zewnątrz, aby zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne do wewnątrz. Jeśli region centralny stanie się wystarczająco gęsty, innymi słowy, jeśli wystarczająca ilość masy zostanie zagęszczona w wystarczająco małej objętości, utworzy się horyzont zdarzeń i powstanie czarna dziura. A jeśli stworzysz czarną dziurę, wszystko inne może zostać do niej wciągnięte.
podkreślone przez masywne, krótko żyjące, jasne, niebieskie gwiazdy. W ciągu zaledwie około 10 milionów lat większość z tych najbardziej masywnych wybuchnie w supernowej typu II… lub po prostu bezpośrednio się zapadnie. Badanie ESO / VST
Przewidywano, że bezpośredni upadek może nastąpić w przypadku bardzo masywnych gwiazd, przekraczających być może 200-250 mas Słońca. Jednak niedawne zniknięcie gwiazdy o tak niskiej masie postawiło to wszystko pod znakiem zapytania. Być może nie rozumiemy wnętrza gwiezdnych rdzeni tak dobrze jak nam się wydaje i być może istnieje wiele sposobów na to, aby gwiazda po prostu implodowała całkowicie i przestała istnieć, nie wyrzucając przy tym żadnej znaczącej ilości materii. Jeśli tak jest, to formowanie czarnych dziur poprzez bezpośrednie zapadanie się może być o wiele bardziej powszechne niż wcześniej przypuszczaliśmy i może to być bardzo zgrabny sposób, w jaki Wszechświat tworzył swoje supermasywne czarne dziury od bardzo wczesnych czasów. Ale jest jeszcze jeden wynik, który zmierza w zupełnie przeciwnym kierunku: wystawienie na pokaz światła znacznie bardziej spektakularny niż supernowa może zaoferować.
cała rzecz może zostać zdmuchnięta, nie pozostawiając żadnych pozostałości! NASA / Skyworks Digital
Eksplozje hipernowej. Znane również jako supernowe supersłoneczne, wydarzenia te są znacznie jaśniejsze i wykazują bardzo różne krzywe blasku (wzór rozjaśniania i zanikania) niż jakakolwiek inna supernowa. Wiodące wyjaśnienie tych zjawisk znane jest jako mechanizm niestabilności pary. Kiedy duża masa – coś o masie od setek tysięcy do wielu milionów razy większej od masy naszej planety – zapada się w niewielkiej objętości, wydziela ogromną ilość energii. Teoretycznie, gdybyśmy stworzyli gwiazdę wystarczająco masywną, na przykład ponad 100 razy masywniejszą od Słońca, energia wydzielana przez nią byłaby tak wielka, że pojedyncze fotony mogłyby rozszczepiać się na pary elektronów i pozytonów. Elektrony znasz, ale pozytony są anty-materią odpowiednikami elektronów i są bardzo wyjątkowe.
proces, który według astronomów wywołał zdarzenie hipernowej znanej jako SN 2006gy. Gdy powstaną fotony o wystarczająco wysokiej energii, utworzą one pary elektron/pozyton, powodując spadek ciśnienia i reakcję ucieczki, która zniszczy gwiazdę. NASA/CXC/M. Weiss
Gdy pozytony występują w dużej obfitości, nieuchronnie zderzą się z wszelkimi obecnymi elektronami. Zderzenie to powoduje anihilację obu, wytwarzając dwa fotony promieniowania gamma o bardzo specyficznej, wysokiej energii. Jeśli tempo produkcji pozytonów (a więc i promieniowania gamma) jest wystarczająco niskie, jądro gwiazdy pozostaje stabilne. Ale jeśli tempo produkcji promieniowania gamma jest wystarczająco szybkie, cały nadmiar fotonów o energii 511 keV rozgrzeje jądro. Innymi słowy, jeśli zaczniesz produkować te pary elektron-pozyton w pewnym tempie, ale twoje jądro się zapada, zaczniesz je produkować coraz szybciej i szybciej… kontynuując podgrzewanie jądra! I nie można tego robić w nieskończoność; w końcu powoduje to najbardziej spektakularną eksplozję supernowej ze wszystkich: supernowa z niestabilnością par, gdzie cała gwiazda o masie ponad 100 mas Słońca zostaje rozerwana!
To oznacza, że są cztery możliwe rezultaty, które mogą powstać z supermasywnej gwiazdy:
- gwiazda neutronowa i gaz z pozostałości po supernowej, z supernowej o niskiej masie,
- czarna dziura i gaz z pozostałości po supernowej, z supernowej o wyższej masie,
- bardzo masywna czarna dziura bez pozostałości, z bezpośredniego kolapsu masywnej gwiazdy,
- lub gaz z samej pozostałości, z eksplozji hipernowej.
masywna gwiazda w końcowym stadium, przed-supernowa, spalania krzemu. Obraz Chandry (po prawej) pozostałości po supernowej Cassiopeia A pokazuje takie pierwiastki jak żelazo (na niebiesko), siarka (na zielono) i magnez (na czerwono). Ale to mogło nie być nieuniknione. NASA/CXC/M.Weiss; Zdjęcie rentgenowskie: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Kiedy widzimy bardzo masywną gwiazdę, kuszące jest założenie, że przejdzie ona supernową, a pozostanie po niej czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Ale w rzeczywistości istnieją dwa inne możliwe rezultaty, które zostały zaobserwowane i zdarzają się dość często w skali kosmicznej. Naukowcy wciąż pracują nad zrozumieniem, kiedy każde z tych zdarzeń ma miejsce i w jakich warunkach, ale wszystkie one się zdarzają. Kiedy następnym razem spojrzysz na gwiazdę, która jest wielokrotnie większa i masywniejsza od naszego Słońca, nie myśl, że „supernowa” jest z góry przesądzona. W tych obiektach jest jeszcze wiele życia i wiele możliwości ich upadku. Wiemy, że nasz obserwowalny Wszechświat zaczął się od wybuchu. W przypadku najbardziej masywnych gwiazd wciąż nie jesteśmy pewni, czy skończą z ostatecznym hukiem, niszcząc się całkowicie, czy też z ostatecznym mlaśnięciem, zapadając się całkowicie w grawitacyjną otchłań nicości.
Śledź mnie na Twitterze. Sprawdź moją stronę internetową lub niektóre z moich innych prac tutaj.