A pár-instabil szupernóva [1] ( eng. pair instabilitás szupernóva ) a kivételesen fényes szupernóvák ritka típusa . Egy ilyen csillag robbanása akkor következik be, amikor az erős gamma-sugárzás a belsejében elektron-pozitron párokat kezd generálni . Ez csökkenti a külső rétegekre nehezedő fénynyomást, ami felborítja az egyensúlyt közte és a gravitációs erő között. Ezt egy részleges összeomlás követi, majd egy erőteljes robbanás [2] . Az ilyen csillagok nem képeznek szupernóva-maradványt, csak vasat szórnak a környező térbe legfeljebb 10 naptömegnyi mennyiségben [3] .
Részecske-antirészecske párok csak olyan csillagokban jöhetnek létre, amelyek tömege 130-250 naptömeg (más források szerint 30 [4] ) és alacsony vagy mérsékelt fémes (a hidrogéntől és a héliumtól eltérő elemek alacsony előfordulása , egy helyzet a III. populáció csillagaira jellemző ).
Feltételezzük, hogy a közelmúltban megfigyelt SN 2006gy , SN 2007bi , SN 2213-1745 , SN 1000+0216 és SN 2016aps objektumok éppen ilyen szupernóvák voltak.
A körülbelül 3 × 10 8 K feletti hőmérsékletű, nagyon nagy forró csillagokban a csillagmagban keletkező fotonok főként nagyon nagy energiájú gamma-sugarak formájában keletkeznek. Az általuk létrehozott sugárzási nyomás segít megóvni a csillag felső rétegeit attól, hogy gravitációsan összenyomódjanak. Ha a gamma-sugarak energiasűrűsége hirtelen csökken, akkor a csillag külső rétegei elkezdenek összeomlani.
A kellően energikus gamma-kvantumok kölcsönhatásba lépnek az atommagokkal, elektronokkal vagy egymással. Részecskepárokat alkothatnak, például elektron-pozitron párokat, amelyek szintén találkozhatnak és megsemmisíthetik egymást, hogy ismét gamma-sugarakat hozzanak létre, az Einstein-féle energiaegyenérték E = mc 2 egyenlete szerint .
A nagy csillagokban nagyon nagy magsűrűség miatt párok gyorsan kialakulnak és megsemmisülnek . A gamma-sugarak, elektronok és pozitronok általában termikus egyensúlyban vannak , és a csillag magja stabil marad. Az atommag hőmérsékletének és sűrűségének ingadozása elég energikus gamma-sugarakat generálhat ahhoz, hogy elektron-pozitron párok lavinává alakuljon át. Ez csökkenti a nyomást, a gravitáció hatására lokális nyomás- és sűrűségnövekedés következik be, de az összeomlási folyamat leáll, mivel a pozitronok elektronokat találnak, megsemmisülnek, a gamma-sugarak nyomása pedig ismét egyensúlyba hozza a rendszert. A pozitronok populációja az új gamma-sugarak rövid távú tárolója.
Mivel a gamma-sugarak hőmérséklete és energiája a csillag fejlődésével növekszik, egyre több gammasugárzási energia nyelődik el elektron-pozitron párok létrehozásához. A gammasugárzás energiasűrűségének ez a csökkenése csökkenti a sugárzási nyomást, amely ellenáll a gravitációs összeomlásnak, és támogatja a csillag külső rétegeit. A csillag összezsugorodik, a mag hőmérséklete pedig emelkedik, ezáltal megnő a termonukleáris reakciókban az energiatermelés sebessége. Ez növeli a generált gamma-sugarak energiáját, így nagyobb valószínűséggel lépnek kölcsönhatásba, és részecske-antirészecske párost alkotnak, és ezért a pár további előállítása során megnő az energiaelnyelés sebessége. Emiatt a pozitronok koncentrációja megnő, a csillagmag pedig elveszíti stabilitását egy gyors folyamatban, amelyben a gamma-sugarak egyre nagyobb sebességgel jönnek létre, de az elektron-pozitron párok létrejöttében egyre több gamma-sugarak nyelődnek el. Fontos, hogy a kezdődő összeomlás következtében a nyomás és a hőmérséklet gyorsabban növekszik, mint a gravitációs erők, ami megfordítja az összeomlást. E folyamat és a vasmagok képződésén keresztüli összeomlás között az a különbség, hogy az utóbbi esetben az exoterm (energia-felszabaduló) termonukleáris fúziót endoterm váltja fel, melyben az energia nagyon gyorsan elnyelődik, míg itt robbanómechanizmus szerint növekszik. [2] , amely egy csillag szupernóvaként történő teljes felrobbanásához vezet anélkül, hogy tömör maradványok keletkeznének.
Fontos, hogy a 0,02 és 0,001 közötti Z fémességű csillagok élete pár-instabil szupernóvává váljon, ha tömegük a megfelelő tartományba esik. A nagyon nagy, nagy fémtartalmú csillagok valószínűleg instabilok az Eddington-határ miatt, és hajlamosak tömeget veszíteni a képződési folyamat során.
A páronkénti instabil tömegű csillagok viselkedését különböző munkák különböző módon írják le, bizonyos paraméterek határaira eltérő becslésekkel [5] [6] .
A 100 naptömegnél kisebb csillagok által keltett gamma-sugarak nem elég energikusak ahhoz, hogy elektron-pozitron párokat hozzanak létre. Néhány ilyen csillag szupernóvává válik élete végén, de olyan mechanizmusok miatt, amelyek nem kapcsolódnak a párok instabilitásához.
Ezek a csillagok elég nagyok ahhoz, hogy elektron-pozitron párok létrehozásához elegendő energiájú gamma-sugarakat hozzanak létre, de az ebből eredő nyomáscsökkenés nem elegendő ahhoz, hogy ezzel a mechanizmussal a mag összeomlását (és az azt követő robbanást) idézze elő. Ehelyett a gőzképződés okozta energiacsökkenés megnövekedett fúziós aktivitást okoz a csillagon belül, ami növeli a belső nyomást és visszaállítja a csillag egyensúlyát. Feltételezik, hogy az ilyen méretű csillagok egy sor lüktetésen mennek keresztül, amelyek során az anyag egy része a felszínről a környező térbe távozik, amíg tömegük 100 naptömeg alá csökken, ami után már nem elég melegek ahhoz, hogy támogassák az elektronok létrejöttét. -pozitron párok. Ez a fajta lüktetés lehetett felelős az Eta Carinae által 1843-ban tapasztalt fényerő-változásokért, bár ez a magyarázat nem általánosan elfogadott.
A nagyon nagy tömegű csillagok esetében, amelyek tömege legalább 130, de akár körülbelül 250 naptömegű, valódi elektron-pozitron instabilitás léphet fel. Ezekben a csillagokban, amint megteremtik a feltételeket az ilyen instabilitás fenntartásához, a helyzet kicsúszik az irányítás alól. Az összeomlás hatékonyan összenyomja a csillag magját, elegendő túlnyomással ahhoz, hogy a magfúzió néhány másodpercen belül termonukleáris robbanást idézzen elő [6] . Sokkal több hőenergia szabadul fel, mint a csillag gravitációs összehúzódásának energiája, teljesen megsemmisül, és sem a fekete lyuk, sem más tömör maradvány nem marad a korábbi csillag helyén.
Az azonnali energiafelszabaduláson kívül a csillag magjának nagy része nikkel -56-té alakul , amely radioaktív izotóp 6,1 nap felezési idővel bomlik kobalt-56-dá. A kobalt -56 felezési ideje 77 nap, amely stabil vas izotópmá bomlik - 56. Az SN 2006gy hipernóva esetében a tanulmányok azt mutatják, hogy az őscsillagból talán 40 naptömeg is kilökődött Ni-56-ként – ez a csillag magterületeinek majdnem teljes tömege [5] . A felrobbant csillag anyaga és a korábban kilövellt gáz és radioaktív bomlás ütközése során szabadul fel a látható fény nagy része.
Amikor az összeomlás elkezdődik, az ilyen csillagokban a gravitációs erő gyorsabban növekszik, mint a kisebb tömegűekben, intenzíven beindulnak az endoterm termonukleáris reakciók, és a növekvő sugárzási nyomás nem képes megállítani a fekete lyukká való összeomlást .
Egy feltételezett típusú csillag, amely a korai univerzumban létezhetett, az ilyen csillagok külső rétegei elég masszívak ahhoz, hogy elnyeljék a szupernóva-robbanásból származó összes energiát anélkül, hogy szétszóródnának.
A legmasszívabb pár-instabil szupernóvákat nagyon fényesnek tekintik, és a csúcsfényességük nagyobb, mint 10 37 W. Fényesebbek, mint az Ia típusú szupernóvák , de kisebb tömegeknél a csúcsfényerősség kisebb, mint 1035 W, ami hasonló vagy kisebb, mint a tipikus II. típusú szupernóváké . A fényerő erősen függ a radioaktív 56 Ni kilökött tömegétől.
Az ilyen szupernóvák spektruma a prekurzor csillag természetétől függ. A jelentős megmaradt hidrogénhéjjal rendelkező elődök II. típusú szupernóvát alkotnak. Hidrogén hiányában, de jelentős mennyiségű héliumot kapunk, Ib típust kapunk, azok pedig, amelyekben nincs hidrogén és gyakorlatilag hélium, Ic típusúak lesznek.
A spektrumokkal ellentétben a fénygörbék nagyon eltérnek a szupernóvák szokásos típusaitól. A fénygörbék nagymértékben kibővültek, a maximális fényerő néhány hónappal a robbanás után következik be [7] . Ennek oka az 56 Ni bomlása és az optikailag sűrű kibocsátás, mivel a csillag teljesen megsemmisül.
A páronkénti instabil szupernóva felrobbanása teljesen elpusztítja az őscsillagot, és nem hagy maga után neutroncsillagot vagy fekete lyukat. A csillag teljes tömege (nem sugárzássá alakulva) kilökődik az űrbe, ködmaradványt képezve, és sok naptömegnyi mennyiségben nehéz elemekkel gazdagítja a környező teret. Az ilyen robbanások fontos szerepet játszanak a galaxisok anyagfejlődésében .