Svaren på många frågor inom astronomi är gömda bakom den djupa tidens slöja. En av dessa frågor handlar om vilken roll supernovor spelade i det tidiga universum. Det var tidiga supernovors uppgift att smida de tyngre grundämnen som inte smiddes i Big Bang. Hur gick den processen ut? Hur gick dessa tidiga stjärnexplosioner ut?
En trio forskare vände sig till en superdatorsimulering för att hitta några svar.
Deras resultat presenteras i en artikel med titeln ' Gasdynamik hos Nickel-56-sönderfallsuppvärmningen i parinstabila supernovor .” Huvudförfattare är Ke-Jung Chen från Academia Sinica, Institute of Astronomy & Astrophysics, Taiwan. Uppsatsen publiceras i The Astrophysical Journal.
Arbetet handlar om en speciell typ av supernova som kallas a hypernova . De är i princip supernovor på steroider. Hypernovor är cirka 100 gånger mer kraftfulla än supernovor av trädgårdsvarianter och förekommer endast med stjärnor som är cirka 130 till 250 solmassor.
Forskare har studerat supernovor mycket. Forskare förstår hur de fungerar och vilka typer som finns. Och de vet hur de smider grundämnen tyngre än väte och helium och skickar dessa grundämnen ut i universum när de exploderar. Men det finns viktiga luckor i vår förståelse, särskilt i det tidiga universum.
Forskartrion ville undersöka hypernovor, eftersom de tror att det kan ge dem ledtrådar till de allra första supernovorna som inträffade i universum och hur de tidiga grundämnena producerades. I det tidiga universum tenderade stjärnor att vara mer massiva, så det kan ha funnits fler hypernovor. Men hypernovor är extremt sällsynta nu, och det är problematiskt att observera dem. Så de vände sig till superdatorsimuleringar.
En konstnärs illustration av universums första stjärnor, kallad Population 3 stars. Pop 3-stjärnor skulle ha varit mycket mer massiva än de flesta stjärnor idag, och skulle ha brunnit varmt och blått. Deras livstid skulle ha varit mycket kortare än stjärnor som vår sol. Bildkredit: Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1582286
Med sin simulering sökte de djupt in i kärnan av simulerade hypernovor för att se hur den exploderande stjärnan såg ut 300 dagar efter att explosionen började.
Det finns två sätt som hypernovor bildas: från kärnkollaps och från parinstabilitet.
I en kärnkollaps supernova, en massiv stjärna har nått slutet av sitt liv och håller på att ta slut på bränsle. När fusionen minskar, minskar det yttre trycket av fusion. I brist på tryck utåt trycker själva stjärnans gravitationsenergi ner på kärnan. Så småningom får gravitationsenergin kärnan att kollapsa och stjärnan exploderar som en supernova. Beroende på stjärnans massa kan den lämna efter sig en rest av en neutronstjärna eller ett svart hål.
TILL parinstabilitetssupernova händer i extremt massiva stjärnor med cirka 130 till 250 solmassor. Det uppstår när elektroner och deras antimateriamotsvarigheter, positroner, produceras i stjärnan. Det skapar instabilitet i stjärnans kärna och minskar det inre strålningstrycket som behövs för att stödja en så massiv stjärna mot dess egen enorma gravitation. Instabiliteten startar en partiell kollaps, vilket utlöser en skenande termonukleär explosion. Så småningom förstörs stjärnan av en massiv explosion och lämnar ingen kvarleva efter sig.
Recept på en parinstabilitetssupernova. Det antas att i extremt massiva stjärnor blir gammastrålar som strålar från kärnan så energiska att de kan genomgå parproduktion efter interaktion med en kärna. I huvudsak skapar gammastrålningen en parad partikel och antipartikel (vanligen en elektron och en positron). Förlusten av strålningstryck när gammastrålar omvandlas till partiklar resulterar i gravitationskollaps av stjärnans kärna – och kaboom! Kredit: chandra.harvard.edu
För sina simuleringar fokuserade teamet på parinstabilitetssupernovor. En av anledningarna till det valet är den stora mängden Nickel-56 som parinstabilitetssupernovor kan skapa.
Nickel-56 är en radioaktiv isotop av nickel och spelar en viktig roll i våra observationer av supernovor. Förfallet av Ni-56 är det som skapar efterskenet av en supernova. Utan den skulle en supernova bara vara en ljus blixt, utan något kvardröjande ljus.
Teamet använde National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) Superdator Center for Computational Astrophysics (CfCA). för sina simuleringar. Det är en Cray XC50, och när den startade sin verksamhet 2018 var det världens snabbaste superdator för astrofysiska simuleringar. Kan all den kraften hjälpa till att kasta lite ljus över det tidiga universum?
Enligt huvudförfattaren Chen var hela projektet extremt utmanande. I en översatt pressmeddelande , sade Chen 'Ju större simuleringsskalan är, för att hålla upplösningen hög, kommer hela beräkningen att bli mycket svår och kräva mycket mer beräkningskraft, för att inte tala om att fysiken också är komplicerad.' För att bekämpa dessa, sa Chen, är deras bästa fördel deras 'välgjorda kod och en robust programstruktur.' Forskartrion har erfarenhet av långtidssimuleringar av supernovor, så de var väl positionerade för att utföra detta arbete.
Detta är inte den första simuleringen av en hypernova. Andra forskare är också angelägna om att förstå dem och har gjort sina egna simuleringar. Men medan tidigare simuleringar har pågått i 30 dagar efter explosionen, pågick den här i 300 dagar. En viktig orsak till detta var Nickel-56. Som det visar sig gör Ni-56 mer än att skapa en supernovas långlivade glöd. Det spelar en pågående roll i explosionen. För att vara noggrann körde teamet simuleringen för tre separata stamfadersstjärnor.
En 3D-profil av en parinstabilitetssupernova. Den blå kuben visar hela det simulerade utrymmet. Orange region är där nickel 56 sönderfaller.
Bildkredit: ASIAA / Ken Chen
En hypernova behöver en extremt massiv stamstjärna, ibland uppåt 200 solmassor. Dessa hypernovor kan skapa en enorm mängd Ni-56. Enligt tidningen kan de syntetisera mellan 0,1–30 solmassor av radioaktivt Ni-56. Och förutom att skapa allt det ljuset, gör Ni-56 andra saker. I sin artikel skriver författarna att all den Ni-56 'också skulle kunna driva viktiga dynamiska effekter djupt i ejecta som är kapabla att blanda element och påverka observationssignaturerna för dessa händelser.'
Teamet ville undersöka 'förhållandet mellan gasrörelsen och energistrålning inuti supernovan.' De fann att i det inledande skedet av Ni-56-sönderfall expanderade den uppvärmda gasen och bildade strukturer med tunna skal.
Chen förklarade ett av resultaten av simuleringen, 'temperaturen inuti gasskalet är extremt hög, från beräkningar förstår vi att det borde finnas ~ 30 % energi som används vid gasrörelser, då kan de återstående ~ 70 % energin sannolikt bli supernovas ljusstyrka. Tidigare modeller har ignorerat de gasdynamiska effekterna, så resultaten av supernovas ljusstyrka överskattades alla.'
Papperet ger mer detaljer. 'Vi finner att expansionen av det heta56Ni-bubbla bildar ett skal vid basen av kiselskiktet av utstötningen ~200 dagar efter explosionen men att inga hydrodynamiska instabiliteter utvecklas som skulle blandas56Ni med28Ja/16O-rik utkastning. Men medan de dynamiska effekterna av56Ni-uppvärmning kan vara svag, de kan påverka observationssignaturerna för vissa PI SNe genom att avleda sönderfallsenergi till intern expansion av utkastet på bekostnad av återuppljusning vid senare tidpunkter.'
En siffra från studien. Teamet simulerade tre typer av hypernovor, representerade av de tre kolumnerna. Raderna är ögonblicksbilder från simuleringen vid 20, 100 och 300 dagar. Den röda linjen i varje bild representerar skalet på den heta Ni-56-bubblan. Simuleringarna visade att expansionen av Ni-56-bubblan inte orsakar någon blandning. Blandningen i U225-stjärnan, längst till höger, beror på instabilitet från den omvända chocken. Bildkredit: Chen et al, 2020.
Denna nya förståelse av parinstabilitetshypernova kommer säkerligen att utöka vår kunskap om fenomenet. Och det kan vara ett hjälpmedel för framtida observationer.
Även om hypernovor är sällsynta i vår tid, kanske det inte alltid har varit fallet. Eftersom hypernovor kräver mycket massiva stjärnor, och dessa stjärnor var vanligare i det tidiga universum, är det naturligt att det fanns fler hypernovor tidigare.
Men snart kan vi ha instrument som kan se det gamla ljuset från några av dessa hypernovor. Författarna skriver att 'PI SNe kan vara de ultimata kosmiska fyrarna eftersom de kan detekteras i det nära-infraröda (NIR) vid kosmisk gryning kl.Med~ 25 av James Webb rymdteleskop och vid senare epoker av den Nancy Grace romerska rymdteleskop och nästa generation av extremt stora teleskop.”
Om dessa framtida teleskop kan observera dessa tidiga hypernovor, kommer studier som denna att bana väg för dessa observationer och ge en väg för att förstå en del av det vi ser.
Mer:
- Pressmeddelande: Största kosmiska kärnvapenbomber — Se de första supernovorna i banbrytande superdatorsimuleringar
- Uppsats: Gasdynamik hos Nickel-56-sönderfallsuppvärmningen i parinstabila supernovor
- Universum idag: Astronomer ser bevis på att supermassiva svarta hål bildas direkt i det tidiga universum