Сильный процесс, вызванный коллапсом звезды или взрывом белого карлика, является основным механизмом, с помощью которого элементы тяжелее кислорода распространяются по Вселенной. Когда-то это также повлияло на химический состав туманности, из которой 4,5 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система, и в конечном итоге привело к возникновению жизни на Земле.
Весь кальций в наших костях, все железо в нашем гемоглобине было потеряно миллиарды лет назад в результате взрыва сверхновой. Каждый раз, когда возникает сверхновая, взрыв с огромной силой выбрасывает большую часть или все вещество звезды.
Образовавшаяся туманность нестабильна - бесследно исчезает через десятки тысяч лет. В качестве альтернативы - если звезда была достаточно массивной - могла образоваться черная дыра или нейтронная звезда. Хотя за последний миллиард лет может быть несколько миллионов сверхновых, у нас меньше 300 остатков в Млечном Пути. Понятно, что наблюдать это явление сложно. Вот почему используется компьютерное моделирование.
Высокая вычислительная мощность необходима особенно для больших объектов, таких как гиперновость. Эта высокоэнергетическая сверхновая образуется при коллапсе чрезвычайно массивной звезды (несколько десятков солнечных масс) из-за прекращения в ней термоядерных реакций.
Ученые из Тайваня исследовали это явление . Анализ, проведенный Ке-Юнг Ченом из Института астрономии и астрофизики Academia Sinica, был опубликован в The Astrophysical Journal.
Ожидается, что изученная «стероидная сверхновая» поможет заполнить пробел в знаниях о таких взрывах в начале Вселенной и распределении тяжелых элементов в космосе. В начале своего существования звезды иногда были больше, поэтому гиперновых могло быть и больше.
Гиперноэ может возникнуть из-за коллапса ядра или из-за нестабильности пары, то есть, когда гидростатическое равновесие звезды нарушается из-за образования пар в ее ядре. Ке-Юнг Чен и его коллеги смоделировали появление звезды через 300 дней после начала взрыва . Это прогресс, потому что обычно такое моделирование запускается через 30 дней после этого. Далее расчеты усложняются.
Чтобы произошел такой взрыв, звезда должна быть достаточно массивной (в данном случае от 130 до 250 солнечных масс), но также должна иметь низкую металличность. Нестабильность создания пар возникает, когда звезда производит как электроны, так и их антивещественные аналоги, позитроны.
Гидростатическое равновесие в звезде (которое в конечном итоге будет нарушено электронно-позитронными парами, образующимися в ядре) основано на противодействии давлению теплового излучения гравитации внешних слоев звезды.
По мере увеличения температуры в активной зоне энергия генерируемого гамма-излучения там увеличивается. Когда температура превышает 3 · 108 К, кванты излучения имеют достаточно энергии, чтобы преобразовать фотон в электронно-позитронную пару. Проблема в том, что эта пара создает гораздо меньшее давление, чем фотон, который его создает. В системе нарастает нестабильность, и звезда медленно начинает разрушаться.
Повышается температура, образуется больше паров, процесс ускоряется. Чем больше масса звезды, тем сильнее она становится. Если давление достигает достаточно высокого значения, процесс протекает в виде взрыва. Огромная энергия, выделяемая при превращении ядер гелия в более тяжелые элементы, разрывает звезду на части. Не осталось ничего, кроме туманности.
Большая часть вещества в ядре звезды превращается в изотоп никеля 56 (Ni-56), который отвечает за характерное свечение туманности, оставшееся от звезды. Ni-56 играет большую роль в наблюдениях за сверхновыми, потому что без него сверхновая просто вспыхнет и погибнет. В процессе радиоактивного распада никель производит изотоп железа 56.
Тайваньские астрофизики использовали суперкомпьютер Cray XC50 (самый быстрый в мире в 2018 году, когда он был впервые включен), принадлежащий Японскому центру вычислительной астрофизики (CfCA) при Японской национальной астрономической обсерватории (NAOJ).
Они поддерживали начатое моделирование в течение 300 дней. Они запустили его для трех разных звезд, чтобы получить максимальное количество данных. Особенно тщательно изучалось участие Ni-56 во взрыве. Как выясняется, «он не только обеспечивает это свечение, но и активно поддерживает (влияет на динамику движения газа) ход взрыва, например, влияя на смешение элементов».
Коллапсирующие гиганты с массой 200 солнечных масс способны производить огромное количество этого радиоактивного изотопа в условиях гипернеи. Согласно Ке-Юнг Чен, от 0,1 до 30 солнечных масс. 30 процентов Его энергия отвечает за расширение газа и составляет 70 процентов. обеспечивает эффект «молния».
Исследователи из Тайваня отметили, что «предыдущее моделирование сверхновой игнорировало газовую динамику, поэтому яркость сверхновой была переоценена». Включение этого изменения поможет в последующих наблюдениях за этим редким явлением.
