(ASIAA/Ken Chen) Die Antworten auf viele Fragen der Astronomie verbergen sich hinter dem Schleier der tiefen Zeit.
Eine dieser Fragen dreht sich um die Rolle, die Supernovae im frühen Universum spielten. Es war die Aufgabe früher Supernovae, die schwereren Elemente zu schmieden, die in der Supernova nicht geschmiedet wurden Urknall . Wie verlief dieser Prozess? Wie haben sich diese frühen Sternexplosionen entwickelt?
Ein Forschertrio wandte sich einer Supercomputersimulation 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, Institut für Astronomie und Astrophysik, Taiwan. Der Artikel ist veröffentlicht in Das Astrophysikalische Journal .
Die Arbeit befasst sich mit einer bestimmten Art von Supernova namens a Hypernova . Sie sind im Grunde Supernovae auf Steroiden. Hypernovae sind etwa 100-mal stärker als gewöhnliche Supernovae und kommen nur bei Sternen mit etwa 130 bis 250 Sonnenmassen vor.
Wissenschaftler haben Supernovae viel untersucht. Forscher verstehen, wie sie funktionieren und welche Arten es gibt. Und sie wissen, wie sie Elemente schmieden, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, 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 sie dadurch Hinweise auf die allerersten Supernovae im Universum und die Entstehung der frühen Elemente erhalten könnten. Im frühen Universum waren Sterne tendenziell massereicher, sodass es möglicherweise mehr Hypernovae gab.
Aber Hypernovae sind mittlerweile extrem selten und ihre Beobachtung problematisch. Also wandten sie sich Supercomputersimulationen zu.
Mit ihrer Simulation drangen sie tief in den Kern simulierter Hypernovae vor, um zu sehen, wie der explodierende Stern 300 Tage nach Beginn der Explosion aussah.
(ASIAA/Ken Chen)
Oben: Ein 2D-Schnappschuss einer Paarinstabilitäts-Supernova, während die Explosionswellen dabei sind, die Sternoberfläche zu durchbrechen.
Es gibt zwei Möglichkeiten, wie Hypernovae entstehen: durch Kernkollaps und durch Paarinstabilität.
In einem Kernkollaps Supernova, ein massereicher Stern hat das Ende seines Lebens erreicht und ihm geht der Treibstoff aus. Wenn die Fusion abnimmt, nimmt der nach außen gerichtete Fusionsdruck ab. Da der äußere Druck fehlt, drückt die Gravitationsenergie des Sterns selbst auf den Kern.
Schließlich führt die Gravitationsenergie dazu, dass der Kern zusammenbricht und der Stern als Supernova explodiert. Abhängig von der Masse des Sterns kann er eine hinterlassen Neutronenstern Rest, oder a schwarzes Loch .
A Paarinstabilitäts-Supernova geschieht bei extrem massereichen Sternen mit etwa 130 bis 250 Sonnenmassen. Es entsteht, wenn im Stern Elektronen und ihre Antimaterie-Gegenstücke, Positronen, erzeugt werden.
Dies führt zu Instabilität im Kern des Sterns und verringert den inneren Strahlungsdruck, der erforderlich ist, um einen so massereichen Stern gegen seine eigene enorme Schwerkraft zu stützen. Die Instabilität löst einen teilweisen Zusammenbruch aus, der eine außer Kontrolle geratene thermonukleare Explosion auslöst. Schließlich wird der Stern durch eine gewaltige Explosion zerstört, sodass keine Überreste zurückbleiben.
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 Nickelisotop und spielt eine wichtige Rolle bei unseren Beobachtungen von Supernovae. Der Zerfall von Ni-56 erzeugt das Nachleuchten einer Supernova. Ohne sie wäre eine Supernova nur ein heller Blitz ohne verbleibendes Licht.
Das Team nutzte das Nationale Astronomische Observatorium Japans (NAOJ). Supercomputer des Center for Computational Astrophysics (CfCA). für ihre Simulationen.
Es handelt sich um einen Cray XC50, und als er 2018 seinen Betrieb aufnahm, war er der weltweit schnellste Supercomputer für astrophysikalische Simulationen. Könnte all diese Macht dazu beitragen, etwas Licht auf das frühe Universum zu werfen?
Laut Hauptautor Chen war das gesamte Projekt äußerst anspruchsvoll.
In einer übersetzten Pressemitteilung Chen sagte: „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 komplizierter ist.“
Um diese zu bekämpfen, sagte Chen, sei ihr größter Vorteil ihr „gut ausgearbeiteter Code und eine robuste Programmstruktur“. Das Forschertrio verfügt über Erfahrung in Langzeitsimulationen von Supernovae und war daher für diese Arbeit gut aufgestellt.
Dies ist nicht die erste Simulation einer Hypernova. Auch andere Forscher sind daran interessiert, sie zu verstehen und haben eigene Simulationen durchgeführt. Aber während frühere Simulationen 30 Tage nach der Explosion liefen, lief diese 300 Tage lang.
(ASIAA/Ken Chen)
Oben: Ein 3D-Profil einer Paarinstabilitäts-Supernova. Der blaue Würfel zeigt den gesamten simulierten Raum. In der orangefarbenen Region zerfällt Nickel 56.
Ein wesentlicher Grund dafür war Nickel-56. Wie sich herausstellt, erzeugt Ni-56 mehr als nur das langlebige Leuchten einer Supernova. Es spielt eine fortlaufende Rolle bei der Explosion. Der Gründlichkeit halber führte das Team die Simulation für drei separate Vorläufersterne durch.
Eine Hypernova benötigt einen extrem massereichen Vorläuferstern, manchmal über 200 Sonnenmassen. Diese Hypernovae können eine enorme Menge Ni-56 erzeugen.
Dem Papier zufolge können sie zwischen 0,1 und 30 Sonnenmassen radioaktives Ni-56 synthetisieren. Und abgesehen davon, dass er so viel Licht erzeugt, leistet der Ni-56 noch andere Dinge.
In ihrer Arbeit schreiben die Autoren, dass all das Ni-56 „auch wichtige dynamische Effekte tief im Auswurf hervorrufen könnte, die in der Lage sind, Elemente zu vermischen und die Beobachtungssignaturen dieser Ereignisse zu beeinflussen.“
Das Team wollte den „Zusammenhang 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 erläuterte eines der Ergebnisse der Simulation: „Die Temperatur innerhalb der Gashülle ist extrem hoch. Aus Berechnungen geht hervor, dass etwa 30 Prozent der Energie für die Gasbewegung aufgewendet werden sollten, die restlichen etwa 70 Prozent der Energie können wahrscheinlich ausfallen.“ die Supernova-Leuchtkraft. Frühere Modelle haben die gasdynamischen Effekte ignoriert, sodass die Ergebnisse der Supernova-Leuchtkraft alle überschätzt wurden.“
Das Papier enthält weitere Einzelheiten. „Wir stellen fest, dass die Expansion der heißen 56Ni-Blase etwa 200 Tage nach der Explosion eine Hülle an der Basis der Siliziumschicht des Auswurfs bildet, aber dass sich keine hydrodynamischen Instabilitäten entwickeln, die 56Ni mit dem 28Si/16O-reichen Auswurf vermischen würden.“ Obwohl die dynamischen Effekte der 56Ni-Erhitzung möglicherweise schwach sind, könnten sie die Beobachtungssignaturen einiger PI SNe beeinträchtigen, indem sie die Zerfallsenergie in die interne Expansion der Ejekta umwandeln, auf Kosten der Wiederaufhellung zu späteren Zeitpunkten.
(Chen et al., 2020)
Oben: Eine Figur aus der Studie. Das Team simulierte drei Arten von Hypernovae, dargestellt durch die drei Säulen. Die Zeilen sind Momentaufnahmen 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 Ausdehnung der Ni-56-Blase zu keiner Vermischung führt. Die Vermischung im U225-Vorläuferstern ganz rechts ist auf Instabilitäten durch den umgekehrten Schock zurückzuführen.
Dieses neue Verständnis von Paarinstabilitäts-Hypernovae wird unser Wissen über das Phänomen sicherlich 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 vorkamen, liegt es nahe, dass es in der Vergangenheit mehr Hypernovae gab.
Aber bald könnten wir Instrumente haben, die in der Lage sind, das alte Licht einiger dieser Hypernovae zu sehen.
Die Autoren schreiben, dass „PI SNe die ultimativen kosmischen Leuchttürme sein könnten, da sie im Nahinfrarot (NIR) bei kosmischer Morgendämmerung bei z ~ 25 von der beobachtet werden können.“ 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 zum Verständnis einiger unserer Beobachtungen bieten.
Dieser Artikel wurde ursprünglich veröffentlicht von Universum heute . Lies das originaler Artikel .