Pair instability supernova

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Pair-instability supernova ("supernowa [powstająca z powodu] niestabilności [kreacji] par") – odmiana supernowej powstająca w wyniku zachwiania równowagi kreacji par w jądrze masywnej gwiazdy. W odróżnieniu od klasycznych supernowych, w wyniku których powstaje pozostałość po supernowej zawierająca w centrum czarną dziurę albo gwiazdę neutronową, gwiazda rozerwana wybuchem typu pair instability całkowicie rozrzuca swoją materię, nie pozostawiając po sobie nic poza mgławicą. Aby mogło dojść do wybuchu tego typu, masa gwiazdy musi wynosić pomiędzy 130 a 250M, a także gwiazda musi mieć niską metaliczność (np. gwiazda III populacji)[1][2]. Dobrymi kandydatami na supernowe pair instability są zauważone w latach 2006 i 2007 - odpowiednio SN 2006gy[3] i SN 2007bi[4].

Mechanizm wybuchu[edytuj | edytuj kod]

Schemat hiperolbrzyma, ciśnienie promieniowania gamma przeciwstawia się grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy

W hiperolbrzymie ciśnienie promieniowania gamma, generowanego w jądrze gwiazdy w procesie fuzji jądrowej, utrzymuje gwiazdę w stanie równowagi hydrostatycznej, przeciwstawiając się siłom grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy. W miarę wzrostu temperatury jądra gwiazdy, wzrasta także energia generowanego promieniowania gamma i coraz większa część promieniowania bierze udział w procesie kreacji par, co powoduje efekt sprzężenia zwrotnego dodatkowo zwiększając temperaturę jądra gwiazdy. W miarę wzrostu temperatury i wykorzystywania coraz większej ilości promieniowania gamma do kreacji par zmniejsza się jego ciśnienie i naruszona zostaje równowaga hydrostatyczna.

Zewnętrzne warstwy gwiazdy kompresują jądro do coraz mniejszych rozmiarów i po przekroczeniu granicy krytycznej w jądrze gwiazdy dochodzi do gwałtownego wybuchu termojądrowego. W hiperolbrzymach energia wybuchu jest większa niż energia wiązania grawitacyjnego gwiazdy i eksplozja rozrywa całą gwiazdę, nie pozostawiając po niej gwiazdy neutronowej ani czarnej dziury.

W wyniku wybuchu gwiazdy powstaje dużo ciężkich metali, znaczna część jądra gwiazdy zostaje przemieniona w radioaktywny izotop 56Ni, z którego w procesie dalszego rozpadu powstaje ostatecznie stabilny izotop żelaza (56Fe). Szacuje się, że na przykład w wybuchu SN 2006gy około 40M zostało wyrzucone w przestrzeń kosmiczną jako 56Ni[3].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Nicolay J. Hammer: Pair Instability Supernovae and Hypernovae (ang.). [dostęp 2010-12-27].
  2. G.S. Fraley: Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability (ang.). [dostęp 2010-12-27].
  3. 3,0 3,1 Nathan Smith, Weidong Li, Ryan J. Foley, J. Craig Wheeler, Dave Pooley, Ryan Chornock, Alexei V. Filippenko, Jeffrey M. Silverman, Robert Quimby, Joshua S. Bloom, Charles Hansen: SN 2006gy: Discovery of the most luminous supernova ever recorded, powered by the death of an extremely massive star like Eta Carinae (ang.). arXiv. [dostęp 2010-12-27].
  4. John Matson: Bright, long-lived blast appears to be elusive pair-instability supernova (ang.). Scientific American. [dostęp 2010-12-27].

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]