Didžiausios supernovos sprogimas galutinai įrodė naujo supernovų tipo egzistavimą (Video)

SN2007bi žybsnis buvo užfiksuotas dar 2007 metų pradžioje vykdant projektą SNfactory, kurį koordinavo Berkeley Lab. Supernova jau tuomet dauguma parametrų sumušė iki tol buvusius rekordus, tad žaibiškai pritraukė daugelio mokslininkų dėmesį.

Dabar gi, išanalizavę surinktą informaciją, astrofizikai padarė stulbinančią išvadą – supernovą sukūrusi senoji žvaigždė turėjo būti gigantiškos masės - mūsų gimtosios Saulės masę galėjo viršyti ne mažiau kaip 200 kartų.

Tai savu ruožtu reiškia, jog ji buvo pati didžiausia žvaigždė iš kada nors mokslininkų stebėtų mūsų galaktikos ribose ir jos artimiausiuose regionuose. Įvertinti nutolusių galaktikų platybėse besislepiančių žvaigdžių dydžius ir mases būna sudėtinga, tad visai neaišku, kokie yra tikrieji rekordiniai žvaigždžių dydžiai Visatos mąsteliais. Iš jau mokslui žinomų žvaigdžių, pagal masę ją būtų galima sulyginti nebent su žvaigžde, besislepiančia Bijūno ūke (Peony nebula) – pastarosios masė vertinama panašiai 150-200 Saulės masių.

Kad būtų lengviau įsivaizduoti apie kokius dydžius kalbama, peržiūrėkite šią plačiai išplitusią animaciją.

Tiesa, atkreipkite dėmesį, jog skirtingų žvaigždžių tankis taip pats skiriasi - tarkim animacijoje pavaizduotos paskutinė didžioji žvaigždė Antaris yra 15.5 Saulės masių, o už jį mažesnė Betelgeuse - jau 18-19 Saulės masių. Tačiau susidaryti bent jau bendrą vaizdą kokio dydžio galėtų būti 200 Saulės masių žvaigždė įmanoma ir tiksliai nežinant jos tankio.

Skaitytojai turbūt jau žino, jog supernova yra paskutinė žvaigždės gyvavimo stadija. Tai sprogstanti žvaigždė, kurios šviesumas staiga padidėja kelis šimtus milijonų kartų. Priklausomai nuo įvairių pradinių sąlygų, galutinai susprogusios supernovos vietoje atsiranda ūkas ir susiformuoja neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė. Įprasta manyti, jog ypatingai didelės masė žvaigždės virsta į juodąsias skyles. Tačiau taip gali būti ne visada – bent jau pagal teorinius kompiuterinius-matematinius modelius. Viena iš tai nulemiančių priežasčių – supernovos tipas, apsprendžiantis vidinių reakcijų ypatybes. Tad, kaip pranešama laboratorijos spaudos pranešime, sekantis specialistų žingsnis pastebėjus šią neeilinę supernovą ir buvo išsiaiškinti ar joje nevyksta taip vadinamas „porinio nestabilumo“ (pair instability) procesas.

Jo esmė yra tokia: sprogstančios sunkios žvaigždės viduje stiprus gama spinduliavimas nulemia elektronų-pozitronų porų susidarymą. Tai mažina branduolio energetinį spaudimą į išorinius sluoksnius ir taip pažeidžiama pusiausvyra tarp išorinio sluoksnio ir svorio centro. Dėl to susidaro dalinis kolapsas peraugantis į galingą sprogimą, užkertantį kelią tokių milžiniškų žvaigždžių įprastiniam virsmui į juodąją skylę. Priminsime, jog gravitacinis kolapsas yra kosminio objekto traukimasis dėl jo dedamųjų dalių tarpusavio traukos. Įprastai gravitacinis kolapsas įvyksta didelės masės žvaigždėje, kai pasibaigia branduolinės reakcijos jos viduje ir dujų slėgis iš vidaus nebegali palaikyti hidrostatinės pusiausvyros. Kitaip tariant, gravitacinis kolapsas yra viena iš supernovos sprogimo stadijų. Taigi, tradicinis supermasyvių žvaigždžių likimas – virsmas į juodąją skylę gali ir neįvykti dėl branduolyje prasidėjusio „porinio nestabilumo“, dėl ko žvaigždė tiesiog sudraskoma į gabalus.

Šis galimas fenomenas pirmą kartą teoriškai aprašytas prieš kelias dešimtis metų, o kartą net ir bandytas pritaikyti apdorojant kiek neįprastus SN2006gy supernovos stebėjimų duomenis. Tačiau šios supernovos atveju mokslinis modelis nepilnai sutapo su realiais duomenimis, todėl „porinio nestabilumo“ efektas taip ir likos daugiau teorine hipoteze.