supernovă în constelația Cassiopeia. Materialul înconjurător plus emisia continuă de radiații EM joacă ambele un rol în iluminarea continuă a rămășiței. NASA, ESA și colaborarea Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble. Mulțumiri: Robert A. Fesen (Dartmouth College, SUA) și James Long (ESA/Hubble)
Creând o stea suficient de masivă, aceasta nu se va stinge cu un scâncet, așa cum va face Soarele nostru, arzând fără probleme timp de miliarde și miliarde de ani înainte de a se contracta până la o pitică albă. În schimb, miezul său se va prăbuși, ceea ce va duce la o reacție de fuziune care va arunca în aer părțile exterioare ale stelei într-o explozie de supernovă, în timp ce interiorul se va prăbuși fie într-o stea neutronică, fie într-o gaură neagră. Cel puțin, aceasta este înțelepciunea convențională. Dar dacă steaua este suficient de masivă, s-ar putea să nu se producă deloc o supernovă. O altă posibilitate este colapsul direct, în care întreaga stea dispare pur și simplu și formează o gaură neagră. O altă posibilitate este cunoscută sub numele de hipernovă, care este mult mai energică și mai luminoasă decât o supernovă și nu lasă în urmă niciun rest de miez. Cum își vor încheia viața cele mai masive stele dintre toate? Iată ce ne spune știința până acum.
vizibile în raze X, lungimi de undă radio și infraroșu. Este nevoie de o stea de cel puțin 8-10 ori mai masivă decât Soarele pentru a deveni o supernovă și a crea elementele grele de care Universul are nevoie pentru a avea o planetă precum Pământul. Raze X: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; infraroșu: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Care stea, atunci când se naște, fuzionează hidrogenul în heliu în miezul său. Stelele asemănătoare Soarelui, piticele roșii care sunt doar de câteva ori mai mari decât Jupiter și stelele supermasive, care sunt de zeci sau sute de ori mai masive decât a noastră, toate trec prin această reacție nucleară de primă etapă. Cu cât o stea este mai masivă, cu atât temperatura nucleului său ajunge mai ridicată și cu atât mai repede își arde combustibilul nuclear. Pe măsură ce nucleul unei stele nu mai are hidrogen pentru a fuziona, acesta se contractă și se încălzește, unde – dacă devine suficient de fierbinte și dens – poate începe să fuzioneze elemente și mai grele. Stelele asemănătoare Soarelui se vor încălzi suficient de mult, odată ce se termină arderea hidrogenului, pentru a fuziona heliul în carbon, dar în cazul Soarelui acest lucru se termină. Este nevoie de o stea de aproximativ opt (sau mai multe) ori mai masivă decât Soarele nostru pentru a trece la următoarea etapă: fuziunea carbonului.
nebuloasa care o înconjoară, este una dintre miile de stele din Calea Lactee care ar putea fi următoarea supernovă a galaxiei noastre. De asemenea, este mult, mult mai mare și mai masivă decât s-ar putea forma într-un Univers care conține doar hidrogen și heliu și ar putea fi deja în etapa de ardere a carbonului din viața sa. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Dacă steaua ta este atât de masivă, totuși, ești destinat unor adevărate focuri de artificii cosmice. Spre deosebire de stelele asemănătoare Soarelui care își elimină ușor straturile exterioare într-o nebuloasă planetară și se contractă până la o pitică albă (bogată în carbon și oxigen) sau de piticele roșii care nu ajung niciodată la arderea heliului și se contractă pur și simplu până la o pitică albă (pe bază de heliu), cele mai masive stele sunt destinate unui eveniment cataclismic. De cele mai multe ori, în special la capătul de masă mai mică (~20 de mase solare și mai puțin) al spectrului, temperatura miezului continuă să crească pe măsură ce fuziunea trece la elemente mai grele: de la carbon la oxigen și/sau arderea neonului, apoi urcă în tabelul periodic până la arderea magneziului, siliciului și sulfului, care culminează cu un miez de fier, cobalt și nichel. Deoarece fuziunea acestor elemente ar costa mai multă energie decât se câștigă, aici este locul unde nucleul implodează și de unde se obține o supernovă de colaps al nucleului.
viață, culminând cu o supernovă de tip II. Nicole Rager Fuller pentru NSF
Este un sfârșit strălucitor și spectaculos pentru multe dintre stelele masive din Universul nostru. Dintre toate stelele care sunt create în acest Univers, mai puțin de 1% sunt suficient de masive pentru a atinge această soartă. Pe măsură ce se ajunge la mase din ce în ce mai mari, devine din ce în ce mai rar să ai o stea atât de mare. Undeva în jur de 80% din stelele din Univers sunt stele pitice roșii: doar 40% din masa Soarelui sau mai puțin. Soarele însuși este mai masiv decât aproximativ 95% din stelele din Univers. Cerul de noapte este plin de stele excepțional de strălucitoare: cele mai ușor de văzut de către ochiul uman. Totuși, dincolo de limita inferioară a supernovelor, există stele care au o masă de multe zeci sau chiar sute de ori mai mare decât cea a Soarelui nostru. Acestea sunt rare, dar, din punct de vedere cosmic, sunt extrem de importante. Motivul este că supernovele nu sunt singura modalitate prin care aceste stele masive pot trăi sau muri.
rămășiță de supernovă care a avut loc cu mii de ani în urmă. Dacă supernovele îndepărtate se află în medii mai prăfuite decât omologii lor din zilele noastre, acest lucru ar putea necesita o corecție a înțelegerii noastre actuale a energiei întunecate. T.A. Rector/Universitatea din Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN și NOAO/AURA/NSF
În primul rând, multe stele masive au ieșiri și ejecții. De-a lungul timpului, pe măsură ce se apropie fie de sfârșitul vieții lor, fie de sfârșitul unui anumit stadiu de fuziune, ceva face ca nucleul să se contracte pentru scurt timp, ceea ce, la rândul său, determină încălzirea acestuia. Atunci când miezul devine mai fierbinte, rata tuturor tipurilor de fuziune nucleară crește, ceea ce duce la o creștere rapidă a energiei create în miezul unei stele. Această creștere de energie poate arunca în aer cantități mari de masă, creând un eveniment cunoscut sub numele de o impostură de supernovă: mai strălucitoare decât orice stea normală, provocând pierderea de material în valoare de până la zeci de mase solare. Steaua Eta Carinae (de mai jos) a devenit un impostor de supernovă în secolul al XIX-lea, dar în nebuloasa pe care a creat-o încă arde, așteptându-și soarta finală.
a precipitat o erupție gigantică, aruncând în mediul interstelar din Eta Carinae material în valoare de mulți Sori. Stelele cu masă mare ca aceasta din cadrul galaxiilor bogate în metale, precum a noastră, ejectează fracțiuni mari de masă într-un mod în care stelele din cadrul galaxiilor mai mici, cu metalicitate mai mică, nu o fac. Nathan Smith (University of California, Berkeley) și NASA
Cum va fi, așadar, soarta finală a unei stele mai masive decât de 20 de ori Soarele nostru? Ei bine, există trei posibilități și nu suntem pe deplin siguri care sunt condițiile care le pot conduce pe fiecare dintre ele. Una este o supernovă, despre care am discutat deja. Orice stea ultramasivă care pierde suficient de mult din „materia” care o compune poate deveni cu ușurință o supernovă dacă structura generală a stelei cade brusc în intervalul de masă potrivit. Dar există alte două intervale de masă – și, din nou, nu știm exact care sunt numerele exacte – care permit alte două rezultate. Ambele trebuie să existe; ele au fost deja observate.
stea masivă, cu o masă de aproximativ 25 de ori mai mare decât cea a Soarelui, care s-a stins din viață, fără nicio supernovă sau altă explicație. Colapsul direct este singura explicație candidată rezonabilă. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Găuri negre cu colaps direct. Când o stea se transformă în supernovă, miezul său implodează și poate deveni fie o stea neutronică, fie o gaură neagră, în funcție de masă. Dar chiar anul trecut, pentru prima dată, astronomii au observat o stea de 25 de masă solară care a dispărut pur și simplu. Stelele nu dispar pur și simplu fără un semn, dar există o explicație fizică pentru ceea ce s-ar fi putut întâmpla: miezul stelei a încetat să mai producă suficientă presiune de radiație către exterior pentru a echilibra atracția gravitațională din interior. Dacă regiunea centrală devine suficient de densă, cu alte cuvinte, dacă se compactează suficientă masă într-un volum suficient de mic, se va forma un orizont al evenimentelor și se va crea o gaură neagră. Iar dacă faci o gaură neagră, orice altceva poate fi atras înăuntru.
evidențiate de stele masive, cu viață scurtă, de un albastru strălucitor. În doar aproximativ 10 milioane de ani, majoritatea celor mai masive dintre ele vor exploda într-o supernovă de tip II… sau pur și simplu se pot prăbuși direct. Sondaj ESO / VST
S-a teoretizat că prăbușirea directă se întâmplă în cazul stelelor foarte masive, poate dincolo de 200-250 mase solare. Dar recenta dispariție a unei astfel de stele de masă mică a aruncat toate acestea sub semnul întrebării. Poate că nu înțelegem atât de bine pe cât credem interiorul nucleelor stelare și poate că există mai multe moduri în care o stea poate pur și simplu să implodeze complet și să se stingă din existență, fără a arunca o cantitate apreciabilă de materie. Dacă acesta este cazul, formarea găurilor negre prin colaps direct ar putea fi mult mai frecventă decât ne așteptam până acum și ar putea fi o modalitate foarte bună prin care Universul să își construiască găurile negre supermasive încă din timpuri extrem de timpurii. Dar mai există un alt rezultat care merge în direcția complet opusă: realizarea unui spectacol de lumini mult mai spectaculos decât poate oferi o supernovă.
întreaga chestie ar putea fi spulberată, fără a lăsa nicio rămășiță! NASA / Skyworks Digital
Explozii de hipernove. Cunoscute și sub numele de supernove superluminoase, aceste evenimente sunt mult mai luminoase și prezintă curbe de lumină (modelul de strălucire și dispariție) foarte diferite față de orice altă supernovă. Principala explicație din spatele lor este cunoscută sub numele de mecanismul instabilității perechilor. Atunci când se prăbușește o masă mare – ceva de sute de mii până la multe milioane de ori mai mare decât masa întregii noastre planete – într-un volum mic, aceasta degajă o cantitate imensă de energie. În teorie, dacă am face o stea suficient de masivă, de peste 100 de ori mai masivă decât Soarele, energia pe care o degajă ar fi atât de mare încât fotonii individuali s-ar putea despărți în perechi de electroni și pozitroni. Electronii îi cunoașteți, dar pozitronii sunt omologii antimaterie ai electronilor și sunt foarte speciali.
proces despre care astronomii cred că a declanșat evenimentul de hipernovă cunoscut sub numele de SN 2006gy. Atunci când sunt produși fotoni cu o energie suficient de mare, aceștia vor crea perechi de electroni/positroni, provocând o scădere a presiunii și o reacție de fugă care distruge steaua. NASA/CXC/M. Weiss
Când pozitronii există în mare abundență, ei se vor ciocni inevitabil cu orice electroni prezenți. Această coliziune are ca rezultat anihilarea ambilor, producând doi fotoni de raze gamma de o energie foarte specifică și ridicată. Dacă rata de producere a pozitronilor (și, prin urmare, a razelor gamma) este suficient de mică, miezul stelei rămâne stabil. Dar dacă rata de producere a razelor gamma este suficient de rapidă, toți acești fotoni de 511 keV în exces vor încălzi nucleul. Cu alte cuvinte, dacă începi să produci aceste perechi electron-pozitron la o anumită rată, dar nucleul tău se prăbușește, vei începe să le produci din ce în ce mai repede… continuând să încălzești nucleul! Și nu poți face acest lucru la nesfârșit; în cele din urmă cauzează cea mai spectaculoasă explozie de supernovă dintre toate: o supernovă cu instabilitate de perechi, în care întreaga stea de peste 100 de mase solare este spulberată!
Aceasta înseamnă că există patru rezultate posibile care pot apărea de la o stea supermasivă:
- o stea neutronică și gazul dintr-o rămășiță de supernovă, de la o supernovă de masă mică,
- o gaură neagră și gazul dintr-o rămășiță de supernovă, de la o supernovă de masă mai mare,
- o gaură neagră foarte masivă fără rămășiță, de la colapsul direct al unei stele masive,
- sau gazul doar dintr-o rămășiță, de la o explozie de hipernovă.
stea masivă în fazele finale, pre-supernovă, de ardere a siliciului. O imagine Chandra (dreapta) a rămășiței supernovei Cassiopeia A arată astăzi elemente precum fierul (în albastru), sulful (verde) și magneziul (roșu). Dar este posibil ca acest lucru să nu fi fost o fatalitate. NASA/CXC/M.Weiss; raze X: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Când vedem o stea foarte masivă, suntem tentați să presupunem că aceasta va deveni o supernovă și că va rămâne o gaură neagră sau o stea neutronică. Dar, în realitate, există alte două rezultate posibile care au fost observate și care se întâmplă destul de des la scară cosmică. Oamenii de știință încă lucrează pentru a înțelege când are loc fiecare dintre aceste evenimente și în ce condiții, dar toate se întâmplă. Data viitoare când vă uitați la o stea care are o dimensiune și o masă de multe ori mai mare decât cea a Soarelui nostru, nu vă gândiți la „supernovă” ca la o concluzie inevitabilă. Mai există multă viață în aceste obiecte și multe posibilități pentru dispariția lor. Știm că Universul nostru observabil a început cu un bang. Pentru cele mai masive stele, încă nu suntem siguri dacă se termină cu bang-ul suprem, distrugându-se în întregime, sau cu plânsul suprem, prăbușindu-se în întregime într-un abis gravitațional al neantului.
Urmăriți-mă pe Twitter. Consultați site-ul meu web sau o parte din celelalte lucrări ale mele aici.