O supernovă instabilă cu perechi [1] ( eng. pair instability supernovae ) este un tip rar de supernove excepțional de strălucitoare . O explozie a unei astfel de stele are loc atunci când radiația gamma puternică din interiorul ei începe să genereze perechi electron-pozitron . Acest lucru reduce presiunea ușoară asupra straturilor exterioare, ceea ce perturbă echilibrul dintre acesta și forța gravitațională. Aceasta este urmată de o prăbușire parțială și apoi de o explozie puternică [2] . Astfel de stele nu formează nicio rămășiță de supernovă, ci doar împrăștie fier în spațiul înconjurător într-o cantitate de până la 10 mase solare [3] .
Nașterea perechilor particule-antiparticule nu poate avea loc decât în stele cu mase de la 130 la 250 de mase solare (după alte surse, de la 30 [4] ) și metalicitate scăzută sau moderată (abundență scăzută de elemente altele decât hidrogenul și heliul , situație). tipic pentru stelele din populația III ).
Se presupune că obiectele observate recent SN 2006gy , SN 2007bi , SN 2213-1745 , SN 1000+0216 și SN 2016aps erau doar astfel de supernove.
În stele fierbinți foarte mari, cu temperaturi peste aproximativ 3 × 10 8 K , fotonii produși în miezul stelar sunt în principal sub formă de raze gamma de foarte mare energie . Presiunea radiativă pe care o creează ajută la prevenirea comprimarii gravitaționale a straturilor superioare ale stelei. Dacă densitatea de energie a razelor gamma scade brusc, atunci straturile exterioare ale stelei vor începe să se prăbușească.
Cuantele gamma suficient de energetice interacționează cu nucleele, electronii sau între ele. Ele pot forma perechi de particule, cum ar fi perechile electron-pozitron, care se pot întâlni și anihila reciproc pentru a crea din nou raze gamma, conform ecuației de echivalență energetică a lui Einstein E = mc 2 .
Cu o densitate foarte mare a miezului în stele mari, perechile se formează și se anihilează rapid. Razele gamma, electronii și pozitronii sunt în general în echilibru termic , iar miezul stelei rămâne stabil. Fluctuațiile de temperatură și densitate în nucleu pot genera raze gamma suficient de energice pentru a se transforma într-o avalanșă de perechi electron-pozitron. Aceasta reduce presiunea, există o creștere locală a presiunii și a densității sub influența gravitației, dar procesul de colaps se oprește, deoarece pozitronii găsesc electroni, se anihilează, iar presiunea razelor gamma readuce sistemul la echilibru. Populația de pozitroni oferă un rezervor pe termen scurt de noi raze gamma.
Deoarece temperaturile și energiile razelor gamma cresc pe măsură ce steaua evoluează, din ce în ce mai multă energie de raze gamma este absorbită pentru a crea perechi electron-pozitron. Această scădere a densității energiei razelor gamma reduce presiunea radiației care rezistă colapsului gravitațional și susține straturile exterioare ale stelei. Steaua se micșorează și temperatura nucleului crește, crescând astfel rata producției de energie în reacțiile termonucleare. Acest lucru crește energia razelor gamma generate, făcându-le mai probabil să interacționeze pentru a forma o pereche particule-antiparticule și, prin urmare, crește rata de absorbție a energiei pe măsură ce perechea este produsă în continuare. Ca urmare, concentrația de pozitroni crește, iar miezul stelar își pierde stabilitatea într-un proces rapid în care razele gamma sunt create cu o rată tot mai mare, dar din ce în ce mai multe raze gamma sunt absorbite în crearea perechilor electron-pozitron. Important este că, ca urmare a prăbușirii incipiente, presiunea și temperatura cresc mai repede decât forțele gravitaționale, ceea ce inversează colapsul. Diferența dintre acest proces și colapsul prin formarea nucleelor de fier este că, în ultimul caz, fuziunea termonucleară exotermă (cu eliberare de energie) este înlocuită cu cea endotermă, în care energia este absorbită foarte rapid, în timp ce aici crește după un mecanism exploziv. [2] , ceea ce duce la explozia completă a unei stele ca supernovă fără formarea vreunei rămășițe compacte.
Este important ca viața stelelor cu o metalitate Z între 0,02 și 0,001 să poată ajunge ca supernove instabile în perechi dacă masa lor este în intervalul corespunzător. Stele foarte mari cu metalitate ridicată sunt probabil instabile din cauza limitei Eddington și ar tinde să piardă masa în timpul procesului de formare.
Comportamentul stelelor masive instabile în perechi este descris în moduri diferite de lucrări diferite, cu estimări diferite pentru limitele anumitor parametri [5] [6] .
Razele gamma produse de stelele cu mase mai mici de 100 de mase solare nu sunt suficient de energetice pentru a crea perechi electron-pozitron. Unele dintre aceste stele vor deveni supernove la sfârșitul vieții lor, dar prin mecanisme care nu au legătură cu instabilitatea perechilor.
Aceste stele sunt suficient de mari pentru a genera raze gamma cu suficientă energie pentru a crea perechi electron-pozitron, dar scăderea presiunii care rezultă nu este suficientă pentru a provoca colapsul nucleului (și explozia ulterioară) prin acest mecanism. În schimb, scăderea energiei cauzată de crearea aburului determină creșterea activității de fuziune în interiorul stelei, ceea ce crește presiunea internă și readuce steaua în echilibru. Se crede că stelele de această dimensiune suferă o serie de pulsații în care o parte din material este emisă de la suprafață în spațiul înconjurător până când masa lor scade sub 100 de mase solare, după care nu mai sunt suficient de fierbinți pentru a susține crearea de electroni. -perechile de pozitroni. Este posibil ca acest tip de pulsație să fi fost responsabil pentru schimbările de luminozitate experimentate de Eta Carinae în 1843, deși această explicație nu este universal acceptată.
Pentru stelele cu mase foarte mari, de cel puțin 130 și posibil până la aproximativ 250 de mase solare, poate apărea o adevărată instabilitate electron-pozitron. În aceste stele, de îndată ce sunt create condițiile pentru a menține o astfel de instabilitate, situația scapă de sub control. Colapsul comprimă efectiv miezul stelei, suficientă presiune în exces pentru a permite fuziunii nucleare să provoace o explozie termonucleară în câteva secunde [6] . Se eliberează mult mai multă energie termică decât energia contracției gravitaționale a stelei, este complet distrusă și nici gaura neagră, nici vreo altă rămășiță compactă nu rămâne în locul fostei stele.
Pe lângă eliberarea imediată de energie, cea mai mare parte a miezului stelei este transformată în nichel -56, un izotop radioactiv care se descompune cu un timp de înjumătățire de 6,1 zile în cobalt-56. Cobaltul -56 are un timp de înjumătățire de 77 de zile, degradându-se la izotopul stabil de fier - 56. Pentru hypernova SN 2006gy , studiile arată că probabil până la 40 de mase solare ale stelei primordiale au fost ejectate ca Ni-56 - aproape întreaga masă a regiunilor centrale ale stelei [5] . Ciocnirea dintre materialul stelei explodate și gazul ejectat anterior și dezintegrarea radioactivă eliberează cea mai mare parte a luminii vizibile.
Când începe colapsul, forța gravitațională în astfel de stele crește mai repede decât în cele mai puțin masive, reacțiile termonucleare endotermice încep intens, iar presiunea în creștere a radiațiilor nu poate opri colapsul într-o gaură neagră .
Un tip ipotetic de stea care ar fi putut exista în universul timpuriu, straturile exterioare ale unei astfel de stele sunt suficient de masive pentru a absorbi toată energia dintr-o explozie de supernovă fără a se disipa.
Cele mai masive supernove instabile sunt considerate a fi foarte luminoase și pot avea luminozități maxime mai mari de 1037 W. Ele sunt mai strălucitoare decât supernovele de tip Ia , dar la mase mai mici, luminozitățile maxime sunt mai mici de 1035 W, comparabile sau mai mici decât supernovele tipice de tip II . Luminozitatea depinde în mare măsură de masa emisă de 56 Ni radioactiv.
Spectrele unor astfel de supernove depind de natura stelei precursoare. Progenitorii cu o înveliș de hidrogen semnificativă formează o supernova de tip II. În absența hidrogenului, dar în cantități semnificative de heliu, se obține tipul Ib, iar cei fără hidrogen și practic fără heliu vor fi de tip Ic.
Spre deosebire de spectre, curbele de lumină sunt foarte diferite de tipurile obișnuite de supernove. Curbele de lumină sunt foarte extinse, luminozitatea maximă apărând la câteva luni după explozie [7] . Acest lucru se datorează dezintegrarii 56 Ni și emisiilor dense optic, deoarece steaua este complet distrusă.
Explozia unei supernove instabile în perechi distruge complet steaua progenitoare și nu lasă nicio stea neutronică sau o gaură neagră în urmă. Întreaga masă a stelei (netransformată în radiație) este ejectată în spațiu, formând o rămășiță nebulară și îmbogățind spațiul înconjurător cu elemente grele în cantități de multe mase solare. Astfel de explozii joacă un rol important în evoluția materiei din galaxii .