Patlamadan dakikalar veya saatler önce süpernovaya dönüşecek bir yıldızda gözlemlenebilir değişiklikler var mı?

Bir geminin tek bir yıldız sisteminde (kırmızı bir süperkant) mahsur kaldığı bir bilim kurgu romanı yazıyorum. Çizim noktalarından biri, yıldızın birkaç saat içinde süpernovaya dönüşmesidir, bu yüzden karakterlerin gerçekleşmeden önce gemilerini sabitlemesi gerekir.

Nasıl çalıştığı hakkında temel bilgilere sahibim: Nükleer füzyondan üretilen demir, çekirdek füzyonun başladığı bir noktaya gelinceye kadar çekirdekte birikir. Demir füzyonu bir endotermik reaksiyon olduğundan, çekirdek artık kendi yerçekimi ve dış tabaka basıncına karşı dayanacak kadar enerji üretemez, bu nedenle çöker ve patlar.

Demir füzyonu çekirdeğin içinde başladığında, çökmenin dakikalar içinde gerçekleştiğini, çökmenin kendisinin birkaç saniye (bir saniyeden daha az) sürdüğünü ve şok dalgasının yüzeye ulaşmasının birkaç saat sürdüğünü okudum. Bütün bunlar doğru mu?

Mesele şu ki patlamayı kısa sürede tahmin edebilmek için karakterlere ihtiyacım var. Birkaç saat hatta dakikalar. Çekirdek çöküşünün farkında olup, geri sayıma başlasalar iyi olurdu.

Peki, bu olayların parlaklık veya renkteki değişiklikler gibi herhangi bir dış ipucu var mı? Yıldız spektrumu, demir füzyonu başladığında veya çekirdek çöktüğünde değişiyor mu? Çekirdek çökmesinin çok fazla miktarda nötrino ürettiğini biliyorum. Bu miktar kolayca tespit edilebilecek kadar yoğun mu? (yani, bir yeraltı tesisinde büyük bir dedektör olmadan). Çekirdekteki demir miktarı yıldız spektrumu ve boyutundan tahmin edilebilir mi, bu nedenle çöküşün yaklaşık zamanı tahmin edilebilir mi?

Bence en iyi bahis, yıldızın içinde nükleer yanma sonucu oluşan nötrinoları (Güneş için yaptığımız gibi) tespit etmek olacaktır. Yıldız karbon yanma aşamasına geldiğinde, aslında nötrinolarda fotonlardan daha fazla enerji ortaya çıkıyor. Birkaç gün süren ve yozlaşmış demir çekirdeği yaratan (yeterince büyük bir kez çöktüğü) silikon yanma aşaması sırasında, nötrino akışı, çekirdek çökmeden birkaç saniye önce yaklaşık 10 ⁴⁷ erg / sa'ya yükselir . ( Çekirdek çökmesi sırasındaki tepe akısı yaklaşık 10 ⁵² ila 10 ⁵³ erg / s'dir). Asakura ve ark. Japon KamLAND dedektörünün, yüzlerce parsec uzaklıktaki yıldızlar için süpernova öncesi nötrino akışını tespit edebileceğini tahmin ediyorve bir çekirdek çöküşü süpernovasının birkaç saat, hatta günler öncesinden önceden uyarılmasını sağlar. Karakterleriniz yıldızla aynı sistemde olduğu için, nötrinoları almak için büyük bir yeraltı detektörüne ihtiyaçları olmaz.

Bu çizim, süpernova öncesi bir yıldız için zamana karşı nötrino parlaklığı örneği (anti-elektron nötrinoları için) (Odrzywolek & Heger 2010 ve Nakazato ve ark. 2013'e dayanan Asakura ve ark. 2016); çekirdek çökmesi t = 0'da başlar.

Farklı nötinoz tipleri için enerjilerin spektrumunu ve bunların zaman içindeki evrimlerini ölçerek, yıldızların ne kadar uzak olduğu konusunda muhtemelen çok iyi bir fikir edinebilirsiniz, özellikle karakterlerin şu anda bizden daha iyi modellere sahip olduğunu varsayabiliriz. yap. (Yıldız-evrim modeline ince ayar yapmak için yıldızın kütlesinin, dönme hızının, belki de astrozismoloji aracılığıyla iç yapısının, vb. Doğru ölçümlerini almak isterlerdi; hepsi kolayca yapabilecekleri şeylerdir.)

Çekirdek çökmesinin kendisi , nötrino akısındaki muazzam artışla gösterilecektir.

Randall Munroe'nin "Ne Olur " makalesi , bir çekirdek çöküş süpernovasından nötrino akısının yaklaşık 2 AU mesafesindeki bir insana ölümcül olacağını tahmin ediyor . Belirttiği gibi, aslında bir süper yıldızın içinde olabilirdi, bu yüzden karakterlerin bundan biraz daha uzakta olacaktı. Ancak, nötrino akışının kolayca tespit edilebileceğini ve karakterlerin 10 AU'dan daha yakın olsaydı, ondan radyasyon zehirlenmesi olabileceğini gösteriyor. (Tabii ki, hastalanmaya başlayana kadar beklemekten çok daha doğrudan tespit etmek istersiniz , çünkü bu şok dalgasının yıldızın yüzeyine ulaşması daha uzun sürebilir.) Bu sadece eve getirmek aslında, nötrinoları tespit etmekte sorun yaşamadıklarını ...

Diğer cevaplar doğrudur; Bir nötrino darbesinin, bir çekirdek çöküşü süpernovası sonucu kesin bir şekilde olması beklenir ve bir şok dalgası yüzeye ulaşmadan birkaç saat önce gerçekleşmelidir.

Esasen, yıldızın bir süpernova haline gelmek üzere olduğu ve zarfın dinamik zaman çizelgesinin nispeten uzun olduğu - yani çekirdekteki değişimlere karşı yavaşça tepki verdiği için - görünür bir işaret olmayacaktı. Yani, tüm destek bir serbest düşüş zaman ölçeği üzerinde merkezi, yüzey can sadece cevap (en iyi) çıkarılır bile , nerede ortalama yoğunluğudur. Yıldız, 1 au yarıçaplı bir , bu zaman ölçeği on gündür . ρ 10 M $\sim (G \rho)^{-1/2}$$\rho$$10M_{\odot}$

Şimdiye kadar bahsedilmeyen bir başka olasılık, yerçekimi dalgalarıdır. Nispeten taşınabilir bir yerçekimi dalgası detektörünün mevcut olduğunu varsayarak (!) Varsayalım, aynı zamanda, birkaç saat sonra süpernova patlaması dalgasını da ortaya koyan çekirdek çöküşü zaman çizelgesinde (bir ya da daha az) keskin bir yerçekimi dalgası darbesi beklersiniz.

Olarak Dean bahsedilen süpernova progenitörler genellikle tam çekirdek çöküşü, artık oluşumunun ve yıldız dış tabakalarının fırlatma nötrinolardır önce bırakın. Burada - nötrinolara odaklanmış olan süreç - aşağıdaki gibi bir şey oluyor:

1. $\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$
2. Elektron yakalama, çekirdekteki elektron dejenerasyon basıncını azaltır, bu da çekirdek çöküşünün hızlanmasına yol açar. Dejenerasyon baskısı birçok yıldızın çekirdeğinde önemlidir, ancak aşırı büyük yıldızlarda - kırmızı süpersitler dahil - çöküşü durdurmak için yeterli değildir.
3. $\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$
4. $\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$
5. Halen yıldızın içine hapsolmuş nötrinolar, yaklaşık on saniye sonra serbest bırakılır. Nötrino çifti üretimi de hızlı soğutma sağlar. Bu nötrinoların bazıları, şok dalgasının canlanmasına katkıda bulunabilir.

Nötrinolar, süpernova ışığından önce saatlerde veya bazı durumlarda olası günlere ulaşabilir. Bunlardan ilki, nötrinoların tespit edildiği ilk süpernova olan SN 1987A idi.

Referanslar

• Balasi ve diğ. (2015)
• Mirizzi ve diğ. (2015)
• Scholberg (2012)

Bir süper-ışıltılı süpernova (aka hypernova), parlaklığına iki kat zirve gösterebilir ve bazıları, bunun bir süper-süpernova için norm olabileceğini, ancak şu ana kadar sadece bir durumda gözlemlendiğini bildiğim kadarıyla teori yapıyorlar (DES14X3taz).

Her neyse, (en azından) bu durumda, parlaklıkta başlangıçta önemli bir artış oldu. Sonra parlaklık birkaç gün boyunca düştü (birkaç büyüklük), daha sonra tekrar ilk "çarpma" dan çok daha parlak olana kadar yükseldi.

Muhtemelen kat edilen mesafelere dikkat etmeniz gerekecektir. İlk ışık patlaması zaten yeterince büyük , çünkü halkınız oldukça uzakta olmadıkça, onları net bir şekilde kızartmak için yeterli olacaktır.

Romanınız için ilginç olabilecek bir nokta daha var. Patlamadan sonra, muhtemelen elde ettiğiniz şey bir manyetardır - bu, adından da tahmin edebileceğiniz gibi, son derece güçlü bir manyetik alana sahip bir yıldızdır - o kadar güçlü ki, aslında her türlü tahribata yol açması muhtemeldir. yakınlarda elektriksel faaliyet içeren herhangi bir şeye bağlı olan herhangi bir şeyle - sadece elektronik değil, aynı zamanda muhtemelen insanların sinirlerini de.

Burada açık bir sorun var: kırmızı bir süper "süper" süpernova için progenitör olarak doğru yıldız türü. Muhtemelen bir süper-süpernova için progenitör olarak doğru tip değildir . Bir süpernova'nın atası tipik olarak altı veya sekiz güneş kütlesi gibi bir şeydir. Bir süper-ışıldayan süpernova muhtemelen (sadece birkaçı bilinmektedir, bu yüzden genelleştirmek zordur) birkaç yüz güneş kütlesi gibi bir şey. Salınan enerjinin miktarı göz önüne alındığında, sahip zaten oldukça büyük olması.

Referans: Smith ve arkadaşları (2015)