Ograniczenia dla słabych wybuchów supernowych z pojedynczych gwiazd

Wiele z najcięższych gwiazd we Wszechświecie kończy swoje życie w jasnej eksplozji, znanej jako supernowa, na krótko przyćmiewającej resztę galaktyki, w której się znajduje, pozwalając nam obserwować te rzadkie wydarzenia z bardzo daleka. W dolnym zakresie mas, eksplozja supernowej ściśnie jądro gwiazdy w gęstą kulę neutronów, która jest znacznie gęstsza niż to, co można odtworzyć w laboratorium. Dlatego naukowcy muszą polegać na modelach teoretycznych i obserwacjach astronomicznych, aby badać takie obiekty, zwane gwiazdami neutronowymi.

Uważa się, że na bardzo niskim końcu tego zakresu, wybuchy supernowych są słabsze i ciemniejsze, ale nawet w przypadku najnowszych symulacji supernowych, trudno jest sprawdzić tę hipotezę. W niedawno opublikowanej pracy naukowcy znaleźli nowy sposób na sprawdzenie tych słabszych supernowych: poprzez powiązanie słabszych wybuchów supernowych z powoli poruszającymi się pozostałościami gwiazd neutronowych, prędkości gwiazd neutronowych mogą dokładnie oszacować słabsze supernowe, bez konieczności przeprowadzania kosztownych symulacji.

Gwiazdy neutronowe nie świecą jasno jak inne gwiazdy, ale zamiast tego wytwarzają bardzo wąską wiązkę fal radiowych, która może (jeżeli mamy szczęście) być skierowana w stronę Ziemi. Gdy gwiazda neutronowa rotuje, wiązka światła wydaje się migać, tworząc efekt latarni morskiej. Kiedy efekt ten jest obserwowany, określamy go mianem pulsara. Ostatnie postępy w dziedzinie radioteleskopów pozwalają na precyzyjne pomiary prędkości pulsarów. Naukowcy połączyli swoje pomiary z symulacjami milionów gwiazd i stwierdzili, że typowo wysokie prędkości pulsarów nie pozwalają na powstanie wielu słabych supernowych.

Jest jednak pewne zastrzeżenie: wiele masywnych gwiazd, które tworzą gwiazdy neutronowe, rodzi się w układach podwójnych. Jeżeli normalna supernowa zaistnieje w układzie podwójnym, pozostała gwiazda neutronowa doświadczy dużego odrzutu i prawdopodobnie zostanie wyrzucona z dala od towarzyszącej jej gwiazdy, gdzie może być później obserwowana jako pojedynczy pulsar. Jeżeli jednak supernowa jest słaba, gwiazda neutronowa może nie mieć dość energii, aby uciec przed grawitacyjnym uciskiem swojej towarzyszki, a gwiazdowy układ podwójny pozostanie nienaruszony. Jest to niezbędny krok w powstawaniu układów podwójnych gwiazd neutronowych, więc istnienie takich układów dowodzi, że niektóre wybuchy supernowych muszą być słabe.

Zespół stwierdził, że aby wyjaśnić zarówno istnienie podwójnych gwiazd neutronowych, jak i brak wolno poruszających się pulsarów, słabe supernowe mogą wystąpić tylko w bardzo bliskich układach podwójnych gwiazd, a nie w pojedynczych, odizolowanych gwiazdach. Jest to przydatne w symulacjach supernowych i dodaje do rosnącej liczby badań sugerujących, że słabe supernowe mogą występować tylko w układach podwójnych gwiazd, które wcześniej ze sobą oddziaływały. Badania takie jak to, które do symulacji wykorzystują wiele gwiazd w stosunkowo niewielkim stopniu szczegółowości, są kluczowe dla zrozumienia wpływu niepewnej fizyki na populacje gwiazd, co jest niewykonalne przy symulacjach o wysokim stopniu szczegółowości.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna supernowej. Źródło: Carl Knox, OzGrav-Swinburne University

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany. Wymagane pola są oznaczone *