Elektronisch erfasste Supernova-Identifikation

Sterne verschmelzen während ihrer Lebenszeit Wasserstoff in ihren Kernen, um Helium und dann allmählich schwerere und schwerere Elemente zu bilden. Wenn ihr Treibstoff aufgebraucht ist, erreichen sie das Ende ihres Lebens und entwickeln sich je nach Ausgangsmasse entweder zu einem Roten Riesen und dann zu einem Weißen Zwerg oder zu einer spektakulären Explosion, ein seltenes, aber bekanntes Phänomen: eine Supernova.

Aber es gibt verschiedene Arten von Supernovae, darunter auch Elektronen einfangende Supernovae. Diese stammen von Sternen des superasymptotischen Zweiges der Riesen, also solchen mit einer Masse von acht bis zehn Sonnenmassen. Bis dahin wurde diese Art von Supernova in den 1980er Jahren nur theoretisch erwähnt. Aber wie die in der Zeitschrift veröffentlichte Studie belegt study natürliche AstronomieUnter der Leitung von Astronomen des Las Cumbres Observatory in Kalifornien ist die Supernova SN 2018zd ein idealer Kandidat für diese kleine Klasse. Er wurde als Ergebnis einer dreijährigen Studie ermittelt, dank internationaler Zusammenarbeit im Rahmen des Global Supernova Project.

Im Herzen der Sterne, ein ständiger Kampf zwischen Schwerkraft und innerem Druck

Sterne überleben dank des empfindlichen Gleichgewichts zwischen der Schwerkraft, die dazu neigt, die Masse des Sterns auf sich selbst zu kollabieren, und dem inneren Druck, der im Gegenteil dazu neigt, die Schichten des Sterns zu lösen. Im Wesentlichen machen sie durch Kernfusion immer schwerere Elemente, ein Phänomen, das aufhört, wenn die Temperatur es nicht zulässt, dass Reaktionen aufrechterhalten werden. Dann beginnt der Kern unter dem Einfluss der Schwerkraft in sich zusammenzufallen, was die Temperatur im Inneren des Sterns erhöht. Es kann dann dank dieser Temperaturerhöhung den Sternkern – die Bildung von Atomkernen durch Kernreaktionen – rekombinieren und seine Sternentwicklung fortsetzen. Je nach Anfangsmasse des Sterns unterscheiden sich die Elemente, die er synthetisieren kann, und die massivsten dieser Elemente können zu Eisen aufsteigen.

Schließlich, wenn ein massereicher Stern das Ende seines Lebens erreicht, tritt ein großräumiges Phänomen auf: eine Supernova. Der Stern, indem er auf sich selbst kollabiert, extrudiert seine oberen Schichten, während sein Kern umgekehrt schrumpft, um entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zu werden. Aber wenn die Explosion, auf die sich dieser Begriff bezieht, allen Arten von Supernovae gemeinsam ist, dann unterscheiden sich die stromaufwärts liegenden Mechanismen entsprechend der Anfangsmasse des Sterns.

Der uns interessierende Supernovatyp, Typ II genannt, umfasst all jene Sterne, deren ursprüngliche Sterne eine Masse zwischen 8 und 40 Sonnenmassen haben. Für diese Sterne werden wir über eine herzzerreißende Supernova sprechen. Es vereint viele Unterkategorien, darunter insbesondere die, die uns interessiert: elektronisch eingefangene Supernovae. Es bezieht sich auf eine sehr kleine Gruppe von Sternen, deren Massen zwischen 8 und 10 Sonnenmassen liegen. Was ihre Entdeckung unwahrscheinlich macht.

„Wir begannen uns zu fragen: ‚Was ist das für eine Verrücktheit? „, Daichi Hiramatsu, ein UCSD-Student und Erstautor der Studie, kommentierte in a Kommunikation. Dann haben wir uns jeden Aspekt von SN 2018zd angesehen und festgestellt, dass jeder durch ein elektronisches Erfassungsszenario erklärt werden könnte.“

Von der Kernsynthese zum Sternkollaps

Während für Sterne mit Massen von mehr als 10 Sonnenmassen die Kernstruktur den Zugang zum stabilsten Element Eisen ermöglicht, können nur Sterne mit Massen zwischen 8 und 10 Sonnenmassen die schwereren Elemente bis hin zum Magnesium synthetisieren. Daher besteht ihr Kern hauptsächlich aus Sauerstoff (O), Neon (Ne) und Magnesium (Mg).

Am Ende seines Lebens wird der Kern des Sterns als „entartet“ bezeichnet, dh der Degenerationsdruck der freien Elektronen des Kerns verhindert, dass er zusammenbricht. Tatsächlich erklärt Thierry Foglizzo, Astrophysiker bei CEA, „Wenn ein Elektronengas stark komprimiert wird, schreibt die Quantenmechanik aufgrund seiner Nähe zueinander, dass sein Impuls groß genug ist. Der Abstoßungseffekt wird also durch die Anregung der Elektronen erzeugt, die als Druckkraft gegen die Schwerkraft wirkt.“ .“

Im Kern dieser Sterne absorbiert Magnesium (Mg) ein Elektron, wandelt eines seiner Protonen in ein Neutron um, und dann wird es zu Natrium (Na), das den gleichen Prozess durchführt und sich in Neon (Ni) verwandelt. Das anfangs im Kern befindliche Neon folgt dem gleichen Prozess und wandelt sich allmählich in Sauerstoff um. Credits: S. Wilkinson; Las Cumbres-Observatorium

Aber wenn der Druck im Inneren des Sterns weiter zunimmt, erreicht seine Masse eine Grenze, die als Chandrasekhar-Masse bekannt ist, die der maximalen Masse entspricht, der der Entartungsdruck standhalten kann, bevor er den Gravitationskräften unterliegt. Wenn sich der Stern dieser Grenze nähert, werden die Neon- und Magnesiumatome Struktur des Kerns verändern und elektronische Einfangprozesse durchführen: Nach der Aufnahme eines Elektrons verwandelt sich ein Proton in ein Neutron und emittiert dann ein Neutrino. Dieser Prozess entfernt nach und nach freie Elektronen aus dem Kern und lässt die Schwerkraft die Oberhand gewinnen. Der Stern stößt dann seine oberen Schichten mit einer massiven Explosion aus, während sein Kern zu einem Neutronenstern schrumpft, ein Stern, der den Wissenschaftlern gut bekannt ist.

Dieser Elektroneneinfangmechanismus, von dem diese Supernovae ihren Namen haben, ist auch bei Sternen mit mehr als 10 Sonnenmassen vorhanden, die selbst Elemente bis hin zu Eisen synthetisieren können. Der Unterschied besteht darin, dass bei diesen Sternen neben elektronischen Erfassungsprozessen noch andere Mechanismen am Werk sind, wie Thierry Voglizzo uns erinnert: „Der Unterschied zwischen elektronisch eingefangenen Supernovae und Eisenkern-Supernovae liegt hauptsächlich in ihrer chemischen Zusammensetzung. Elektroneneinfang wird auf jeden Fall stattfinden, aber für Supernovae in Herz Eisen, kommen andere Prozesse hinzu, wie die Photodissoziation des Kerns.“

Antworten auf einee von den ältestenJungeUnd deshalbBeobachtungastrologisch

Um ihre Kompatibilität mit dieser Art von Supernova zu beurteilen, überprüfte das Wissenschaftlerteam sechs Hauptkriterien: Identifizierung des Quellsterns als aus dem superasymptotischen Zweig stammend, Analyse seiner chemischen Umgebung, der durch die Explosion freigesetzten Energie, der Entwicklung seines optischen Spektrums und schließlich die Atomkerne, die in den Stern eingebettet sind. Für jedes der Kriterien verglichen sie die Daten mit theoretischen Modellen von elektronisch erfassten Supernovae und anderen früheren Messungen von Supernovae. Ihre Ergebnisse zeigen, dass SN 2018zd der bisher beste Kandidat ist und später als Benchmark dienen kann. „Das wirklich aufregende an dieser Entdeckung ist, dass die Ursprungssterne dieser Supernovae den Übergang zwischen dem Reich der Neutronensterne und dem Reich der Weißen Zwerge für weniger massereiche Sterne darstellen. Genau zu wissen, wo diese Schwelle wertvoll sein wird, kann große Konsequenzen für theoretische Modelle haben. „, Thierry Foglizzo erklärt.

Außerdem hat ihre Entdeckung den Schleier eines Elements aus unserer Vergangenheit gelüftet: die Natur der Supernova SN 1054, besser bekannt als der Krebsnebel. Viele Schriften japanischer und chinesischer Astronomen verfolgen die Beobachtung dieser Supernova, die 1054 am Himmel Asiens entdeckt wurde. So hell, dass es am helllichten Tag drei Wochen lang mit bloßem Auge sichtbar geblieben wäre und dann zwei Jahre lang am Nachthimmel. Dr. Ken Nomoto von der Universität Tokio und Begründer der vor 40 Jahren formulierten Theorie zeigte sich begeistert: „Ich freue mich sehr, dass endlich die Elektronen-eingefangenen Supernovae entdeckt wurden, die meine Kollegen und ich vor 40 Jahren vorhergesagt hatten, und mit dem Krebsnebel in Verbindung gebracht wurden. Ich schätze den enormen Aufwand, der in die Beschaffung dieser Informationen gesteckt wurde, sehr. Es ist ein schönes Beispiel für die Übereinstimmung zwischen Theorie und Beobachtungen.“

Der Krebsnebel wird immer noch von Astronomen und vielen Teleskopen beobachtet, hat einen Durchmesser von sechs Lichtjahren und dehnt sich weiter aus (weiter entspannen und strecken) Heute auch. Das Herz dieses Nebels ist ein Pulsar, ein Neutronenstern, der sich mit einer Geschwindigkeit von 30 Umdrehungen pro Sekunde sehr schnell um sich selbst dreht. Bereits im Verdacht, einer elektronisch eingefangenen Supernova zuzuordnen, konnte die Studie nun endlich das Rätsel hinter diesem Nebel lösen.