En par-ustabil supernova [1] ( eng. pair instability supernovae ) er en sjælden type usædvanligt lyse supernovaer . En eksplosion af en sådan stjerne opstår, når stærk gammastråling i dens indre begynder at generere elektron-positron-par . Dette reducerer det lette tryk på de ydre lag, hvilket forstyrrer balancen mellem det og tyngdekraften. Dette efterfølges af et delvist kollaps og derefter en kraftig eksplosion [2] . Sådanne stjerner danner ingen supernova-rest, men spreder kun jern ud i det omgivende rum i en mængde på op til 10 solmasser [3] .
Fødslen af partikel-antipartikel-par kan kun forekomme i stjerner med masser fra 130 til 250 solmasser (ifølge andre kilder, fra 30 [4] ) og lav eller moderat metallicitet (lav forekomst af andre grundstoffer end brint og helium , en situation typisk for stjerner i III-populationen ).
Det antages, at de nyligt observerede objekter SN 2006gy , SN 2007bi , SN 2213-1745 , SN 1000+0216 og SN 2016aps netop var sådanne supernovaer.
I meget store varme stjerner med temperaturer over omkring 3 × 10 8 K er de fotoner , der produceres i stjernekernen , hovedsageligt i form af gammastråler med meget høj energi . Det strålingstryk, de skaber, hjælper med at forhindre, at de øverste lag af stjernen bliver komprimeret gravitationsmæssigt. Hvis energitætheden af gammastråler pludselig falder, vil de ydre lag af stjernen begynde at kollapse.
Tilstrækkeligt energiske gammakvanter interagerer med kerner, elektroner eller med hinanden. De kan danne par af partikler, såsom elektron-positron-par, som også kan mødes og tilintetgøre hinanden for igen at skabe gammastråler ifølge Einsteins energiækvivalensligning E = mc 2 .
Med en meget høj kernedensitet i store stjerner dannes par hurtigt og tilintetgøres . Gammastråler, elektroner og positroner er generelt i termisk ligevægt , og stjernens kerne forbliver stabil. Udsving i temperatur og tæthed i kernen kan generere gammastråler, der er energiske nok til at blive til en lavine af elektron-positron-par. Dette reducerer trykket, der sker en lokal stigning i tryk og tæthed under påvirkning af tyngdekraften, men kollapsprocessen stopper, da positronerne finder elektroner, tilintetgør, og trykket fra gammastråler bringer igen systemet tilbage til ligevægt. Populationen af positroner giver et kortsigtet reservoir af nye gammastråler.
Da gammastrålernes temperaturer og energier stiger, efterhånden som stjernen udvikler sig, absorberes mere og mere gammastråleenergi for at skabe elektron-positron-par. Dette fald i gammastråleenergidensiteten reducerer strålingstrykket, der modstår gravitationssammenbrud og understøtter stjernens ydre lag. Stjernen skrumper, og kernens temperatur stiger, hvorved hastigheden af energiproduktion i termonukleare reaktioner øges. Dette øger energien af de genererede gammastråler, hvilket gør dem mere tilbøjelige til at interagere for at danne et partikel-antipartikel-par og øger derfor hastigheden af energiabsorption, efterhånden som parret produceres yderligere. Som følge heraf stiger koncentrationen af positroner, og stjernekernen mister sin stabilitet i en hurtig proces, hvor gammastråler skabes med en stigende hastighed, men flere og flere gammastråler absorberes i skabelsen af elektron-positron-par. Det er vigtigt, at trykket og temperaturen som følge af det begyndende kollaps stiger hurtigere end tyngdekraften, hvilket vender kollapset. Forskellen mellem denne proces og kollaps gennem dannelsen af jernkerner er, at i sidstnævnte tilfælde erstattes eksoterm (med energifrigivelse) termonuklear fusion med endoterm, hvor energi absorberes meget hurtigt, mens den her øges efter en eksplosiv mekanisme. [2] , hvilket fører til fuldstændig eksplosion af en stjerne som en supernova uden dannelse af nogen kompakt rest.
Det er vigtigt, at livet for stjerner med en metallicitet Z mellem 0,02 og 0,001 kan ende som par-ustabile supernovaer, hvis deres masse er i det passende område. Meget store stjerner med høj metallicitet er sandsynligvis ustabile på grund af Eddington-grænsen og vil have tendens til at miste masse under dannelsesprocessen.
Adfærden af parvise ustabile massive stjerner beskrives på forskellige måder af forskellige værker med forskellige estimater for grænserne for visse parametre [5] [6] .
Gammastråler produceret af stjerner på mindre end 100 solmasser er ikke energiske nok til at skabe elektron-positron-par. Nogle af disse stjerner vil gå til supernova i slutningen af deres liv, men ved mekanismer, der ikke er relateret til parrets ustabilitet.
Disse stjerner er store nok til at generere gammastråler med nok energi til at skabe elektron-positron-par, men det resulterende fald i tryk er ikke nok til at forårsage et kernekollaps (og efterfølgende eksplosion) af denne mekanisme. I stedet forårsager faldet i energi forårsaget af skabelsen af damp øget fusionsaktivitet i stjernen, hvilket øger det indre tryk og bringer stjernen tilbage i balance. Stjerner af denne størrelse menes at gennemgå en række pulseringer, hvor noget af materialet udsendes fra overfladen til det omgivende rum, indtil deres masse falder til under 100 solmasser, hvorefter de ikke længere er varme nok til at understøtte dannelsen af elektroner -positronpar. Denne form for pulsering kan have været ansvarlig for lysstyrkeændringerne oplevet af Eta Carinae i 1843, selvom denne forklaring ikke er universelt accepteret.
For stjerner med meget høje masser, mindst 130 og muligvis op til omkring 250 solmasser, kan der opstå en ægte elektron-positron-ustabilitet. I disse stjerner, så snart betingelserne er skabt til at opretholde en sådan ustabilitet, kommer situationen ud af kontrol. Sammenbruddet komprimerer effektivt stjernens kerne, nok overtryk til at tillade kernefusion at forårsage en termonuklear eksplosion inden for få sekunder [6] . Der frigives meget mere termisk energi end energien fra stjernens gravitationssammentrækning, den er fuldstændig ødelagt, og hverken det sorte hul eller nogen anden kompakt rest forbliver i stedet for den tidligere stjerne.
Ud over den øjeblikkelige frigivelse af energi omdannes det meste af stjernens kerne til nikkel -56, en radioaktiv isotop, der henfalder med en halveringstid på 6,1 dage til kobolt-56. Cobalt -56 har en halveringstid på 77 dage, henfalder til den stabile isotop jern - 56. For hypernovaen SN 2006gy viser undersøgelser, at måske op til 40 solmasser af urstjernen blev udstødt som Ni-56 - næsten hele massen af stjernens kerneområder [5] . Kollisionen mellem den eksploderede stjernes materiale og den tidligere udsendte gas og radioaktivt henfald frigiver det meste af det synlige lys.
Når kollapset begynder, vokser tyngdekraften i sådanne stjerner hurtigere end i mindre massive, endotermiske termonukleare reaktioner begynder intensivt, og det voksende strålingstryk er ikke i stand til at stoppe kollapset til et sort hul .
En hypotetisk type stjerne, der kan have eksisteret i det tidlige univers, de ydre lag af en sådan stjerne er massive nok til at absorbere al energien fra en supernovaeksplosion uden at sprede sig.
De mest massive par-ustabile supernovaer anses for at være meget lyse og kan have en maksimal lysstyrke på mere end 10 37 W. De er lysere end Type Ia-supernovaer , men ved lavere masser er toplysstyrken mindre end 1035 W, sammenlignelig med eller mindre end typiske Type II-supernovaer . Lysstyrken afhænger stærkt af den udstødte masse af radioaktivt 56 Ni.
Spektrene for sådanne supernovaer afhænger af forløberstjernens natur. Progenitors med en betydelig resterende brintskal danner en Type II supernova. I fravær af brint, men betydelige mængder helium, opnås type Ib, og dem uden brint og praktisk talt intet helium vil være type Ic.
I modsætning til spektrene er lyskurverne meget forskellige fra almindelige typer supernovaer. Lyskurverne er kraftigt udvidet, hvor den maksimale lysstyrke indtræder få måneder efter eksplosionen [7] . Dette skyldes henfaldet af 56 Ni og optisk tætte emissioner, da stjernen er fuldstændig ødelagt.
Eksplosionen af en parvis ustabil supernova ødelægger fuldstændig stamstjernen og efterlader ingen neutronstjerne eller sort hul. Hele stjernens masse (ikke omdannet til stråling) kastes ud i rummet og danner en tågeformet rest og beriger det omgivende rum med tunge grundstoffer i mængder af mange solmasser. Sådanne eksplosioner spiller en vigtig rolle i stoffets udvikling i galakser .