Die Antworten auf viele Fragen der Astronomie verbergen sich hinter dem Schleier der tiefen Zeit. Eine dieser Fragen betrifft die Rolle, die Supernovae im frühen Universum spielten. Es war die Aufgabe der frühen Supernovae, die schwereren Elemente zu schmieden, die beim Urknall nicht geschmiedet wurden. Wie hat sich dieser Prozess entwickelt? Wie haben sich diese frühen Sternexplosionen entwickelt?
Ein Forschertrio wandte sich einer Supercomputer-Simulation zu, um Antworten zu finden.
Ihre Ergebnisse werden in einem Papier mit dem Titel „ Gasdynamik der Nickel-56-Zerfallserwärmung in Paarinstabilitäts-Supernovae .“ Der Hauptautor ist Ke-Jung Chen von der Academia Sinica, Institute of Astronomy & Astrophysics, Taiwan. Das Papier ist im Astrophysical Journal veröffentlicht.
Die Arbeit beschäftigt sich mit einer bestimmten Art von Supernova namens a Hypernova . Sie sind im Grunde Supernovae auf Steroiden. Hypernovae sind etwa 100-mal stärker als Supernovae der Gartenvarietät und treten nur bei Sternen mit etwa 130 bis 250 Sonnenmassen auf.
Wissenschaftler haben Supernovae viel untersucht. Forscher verstehen, wie sie funktionieren und welche Arten es gibt. Und sie wissen, wie sie Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, schmieden und diese Elemente ins Universum schicken, wenn sie explodieren. Aber es gibt wichtige Lücken in unserem Verständnis, insbesondere im frühen Universum.
Das Forschertrio wollte Hypernovae untersuchen, weil sie glauben, dass es ihnen Hinweise auf die allerersten Supernovae geben könnte, die im Universum aufgetreten sind, und wie die frühen Elemente entstanden sind. Im frühen Universum waren Sterne tendenziell massereicher, sodass es möglicherweise mehr Hypernovae gegeben hat. Aber Hypernovae sind heute extrem selten, und ihre Beobachtung ist problematisch. Also wandten sie sich Supercomputersimulationen zu.
Künstlerische Illustration der ersten Sterne des Universums, genannt Population 3-Sterne. Pop-3-Sterne wären viel massereicher als die meisten Sterne heute gewesen und hätten heiß und blau gebrannt. Ihre Lebensdauer wäre viel kürzer gewesen als die von Sternen wie unserer Sonne. Bildnachweis: Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1582286
Mit ihrer Simulation haben sie tief in den Kern simulierter Hypernovae gebohrt, um zu sehen, wie der explodierende Stern 300 Tage nach Beginn der Explosion aussah.
Hypernovae können auf zwei Arten entstehen: durch Kernkollaps und durch Paarinstabilität.
In einem Kernkollaps Supernova, ein massereicher Stern hat das Ende seines Lebens erreicht und hat keinen Treibstoff mehr. Wenn die Fusion abnimmt, nimmt der nach außen gerichtete Druck der Fusion ab. Ohne Druck nach außen drückt die Gravitationsenergie des Sterns selbst nach unten auf den Kern. Schließlich lässt die Gravitationsenergie den Kern kollabieren und der Stern explodiert als Supernova. Je nach Masse des Sterns kann er einen Neutronensternüberrest oder ein Schwarzes Loch hinterlassen.
ZU Paar-Instabilität Supernova passiert in extrem massereichen Sternen mit etwa 130 bis 250 Sonnenmassen. Es tritt auf, wenn Elektronen und ihre Antimaterie-Gegenstücke, Positronen, im Stern erzeugt werden. Das erzeugt Instabilität im Kern des Sterns und reduziert den internen Strahlungsdruck, der benötigt wird, um einen so massiven Stern gegen seine eigene enorme Schwerkraft zu tragen. Die Instabilität löst einen teilweisen Kollaps aus, der eine außer Kontrolle geratene thermonukleare Explosion auslöst. Schließlich wird der Stern durch eine massive Explosion zerstört und hinterlässt keine Überreste.
Rezept für eine Paarinstabilitäts-Supernova. Es wird die Hypothese aufgestellt, dass in extrem massereichen Sternen die vom Kern ausgestrahlten Gammastrahlen so energiereich werden, dass sie nach Wechselwirkung mit einem Kern eine Paarbildung eingehen können. Im Wesentlichen erzeugt die Gammastrahlung ein Paar von Teilchen und Antiteilchen (üblicherweise ein Elektron und ein Positron). Der Verlust des Strahlungsdrucks bei der Umwandlung von Gammastrahlen in Partikel führt zu einem gravitativen Kollaps des Sternkerns – und Kaboom! Bildnachweis: chandra.harvard.edu
Für ihre Simulationen konzentrierte sich das Team auf Supernovae mit Paarinstabilität. Einer der Gründe für diese Wahl ist die große Menge an Nickel-56, die Paarinstabilitäts-Supernovae erzeugen können.
Nickel-56 ist ein radioaktives Isotop von Nickel und spielt eine wichtige Rolle bei unseren Beobachtungen von Supernovae. Der Zerfall von Ni-56 erzeugt das Nachglühen einer Supernova. Ohne sie wäre eine Supernova nur ein heller Blitz ohne bleibendes Licht.
Das Team nutzte das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). Center for Computational Astrophysics (CfCA) Supercomputer für ihre Simulationen. Es ist ein Cray XC50, und als er 2018 in Betrieb ging, war er der schnellste Supercomputer der Welt für astrophysikalische Simulationen. Könnte all diese Macht dazu beitragen, etwas Licht in das frühe Universum zu bringen?
Laut Hauptautor Chen war das gesamte Projekt äußerst herausfordernd. In einer übersetzten Pressemitteilung , sagte Chen: „Je größer der Simulationsmaßstab ist, um die Auflösung hoch zu halten, wird die gesamte Berechnung sehr schwierig und erfordert viel mehr Rechenleistung, ganz zu schweigen davon, dass die beteiligte Physik auch kompliziert ist.“ Um diese zu bekämpfen, sei ihr größter Vorteil ihr „gut ausgearbeiteter Code und eine robuste Programmstruktur“, sagte Chen. Das Forschertrio hat Erfahrung mit Langzeitsimulationen von Supernovae und war daher für diese Arbeit gut aufgestellt.
Dies ist nicht die erste Simulation einer Hypernova. Andere Forscher sind ebenfalls daran interessiert, sie zu verstehen, und haben ihre eigenen Simulationen durchgeführt. Aber während frühere Simulationen 30 Tage nach der Explosion liefen, lief diese 300 Tage lang. Ein wesentlicher Grund dafür war Nickel-56. Wie sich herausstellt, erzeugt Ni-56 mehr als nur das langlebige Leuchten einer Supernova. Es spielt eine fortwährende Rolle bei der Explosion. Um gründlich zu sein, führte das Team die Simulation für drei verschiedene Vorläufersterne durch.
Ein 3D-Profil einer Paar-Instabilitäts-Supernova. Der blaue Würfel zeigt den gesamten simulierten Raum. Die orangefarbene Region ist der Ort, an dem Nickel 56 zerfällt.
Bildquelle: ASIAA / Ken Chen
Eine Hypernova braucht einen extrem massereichen Vorläuferstern, manchmal mehr als 200 Sonnenmassen. Diese Hypernovae können eine enorme Menge an Ni-56 erzeugen. Dem Papier zufolge können sie zwischen 0,1 und 30 Sonnenmassen an radioaktivem Ni-56 synthetisieren. Abgesehen davon, dass er all das Licht erzeugt, macht der Ni-56 noch andere Dinge. In ihrem Artikel schreiben die Autoren, dass all das Ni-56 „auch wichtige dynamische Effekte tief in die Ejekta bringen könnte, die in der Lage sind, Elemente zu mischen und die Beobachtungssignaturen dieser Ereignisse zu beeinflussen“.
Das Team wollte die „Beziehung zwischen der Gasbewegung und der Energiestrahlung innerhalb der Supernova“ untersuchen. Sie fanden heraus, dass sich das erhitzte Gas im Anfangsstadium des Ni-56-Zerfalls ausdehnte und Strukturen mit dünnen Schalen bildete.
Chen erklärte eines der Ergebnisse der Simulation: „Die Temperatur in der Gashülle ist extrem hoch. Aus der Berechnung geht hervor, dass bei der Gasbewegung ~ 30% Energie verbraucht werden sollten, dann können die verbleibenden ~ 70% Energie wahrscheinlich werden die Supernova-Leuchtkraft. Frühere Modelle haben die gasdynamischen Effekte ignoriert, daher wurden die Ergebnisse der Supernova-Leuchtkraft alle überschätzt.“
Das Papier gibt mehr Details. „Wir finden, dass die Ausdehnung des heißen56Ni-Blase bildet eine Hülle an der Basis der Siliziumschicht des Auswurfs ~200 Tage nach der Explosion, aber es entwickeln sich keine hydrodynamischen Instabilitäten, die sich vermischen würden56Ni mit dem28Jawohl/16O-reicher Auswurf. Während jedoch die dynamischen Effekte von56Die Ni-Erwärmung kann schwach sein, sie könnte die Beobachtungssignaturen einiger PI-SNe beeinflussen, indem sie die Zerfallsenergie in die innere Expansion der Ejekta umleitet, auf Kosten einer späteren Aufhellung.“
Eine Figur aus der Studie. Das Team simulierte drei Arten von Hypernovae, dargestellt durch die drei Säulen. Die Zeilen sind Momentaufnahmen aus der Simulation nach 20, 100 und 300 Tagen. Die rote Linie in jedem Bild stellt die Hülle der heißen Ni-56-Blase dar. Die Simulationen zeigten, dass die Expansion der Ni-56-Blase keine Vermischung verursacht. Die Vermischung im U225-Vorläuferstern ganz rechts ist auf Instabilitäten durch den umgekehrten Schock zurückzuführen. Bildquelle: Chen et al., 2020.
Dieses neue Verständnis der Paar-Instabilitäts-Hypernova wird sicherlich unser Wissen über das Phänomen erweitern. Und es könnte eine Hilfe für zukünftige Beobachtungen sein.
Obwohl Hypernovae in unserer Zeit selten sind, war dies möglicherweise nicht immer der Fall. Da Hypernovae sehr massereiche Sterne erfordern und diese Sterne im frühen Universum häufiger waren, liegt es nahe, dass es in der Vergangenheit mehr Hypernovae gab.
Aber bald könnten wir Instrumente haben, die das uralte Licht einiger dieser Hypernovae sehen können. Die Autoren schreiben, dass „PI SNe die ultimativen kosmischen Leuchttürme sein könnten, weil sie im nahen Infrarot (NIR) bei kosmischer Morgendämmerung um . entdeckt werden könnenMit~ 25 von der James Webb Weltraumteleskop und in späteren Epochen durch die Römisches Weltraumteleskop Nancy Grace und die nächste Generation extrem großer Teleskope.“
Wenn diese zukünftigen Teleskope diese frühen Hypernovae beobachten können, dann werden Studien wie diese den Weg für diese Beobachtungen ebnen und einen Weg bieten, einiges von dem zu verstehen, was wir sehen.
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