Astronomams pavyko užfiksuoti kaimyninėje nykštukinėje galaktikoje pačios sunkiausios iki šiol stebėtos žvaigždės žūtį. Supernovos SN2007bi sprogimo stebėjimas, trukęs kelerius mėnesius ir vėlesni kelerių metų duomenų tyrimai, patvirtino prielaidą, jog ji priklauso naujam, unikaliam tipui.
SN2007bi žybsnis buvo užfiksuotas dar 2007 metų pradžioje vykdant projektą „SNfactory, kurį koordinavo Berklio laboratorija (Berkeley Lab). Supernova jau tuomet pagal daugumą parametrų sumušė iki tol buvusius rekordus, tad žaibiškai pritraukė daugelio mokslininkų dėmesį.
Supernovos SN2007bi susiformavimo metu įvykusio sprogimo ir materijos išmetimo schema. Radioaktyvus nikelis (baltas branduolys) suskyla iki kobalto sluoksnio. Tuo pačiu susidaro gama spinduliai ir pozitronai, intensyviai veikiantys išorinius sluoksnius, turtingus sunkiaisiais elementais – tokiais kaip geležis (parodyta geltona spalva). Išorinis sluoksnis (tamsus šešėlis) – lengvesni elementai (deguonis, anglies dioksidas), nešviečiantys matomo spektro diapazone. Lawrence Berkley Nacionalinės laboratorijos iliustr.
Dabar gi, išanalizavę surinktą informaciją, astrofizikai padarė stulbinančią išvadą – supernovą sukūrusi senoji žvaigždė turėjo būti gigantiškos masės - mūsų gimtosios Saulės masę galėjo viršyti ne mažiau kaip 200 kartų. O tai savu ruožtu reiškia, jog ji buvo pati didžiausia žvaigždė iš kada nors mokslininkų stebėtų mūsų galaktikos ribose. Pagal masę ją būtų galima sulyginti nebent su žvaigžde, besislepiančia Bijūno ūke (Peony nebula) – pastarosios masė vertinama maždaug 150-200 Saulės masių.
Kad būtų lengviau įsivaizduoti, apie kokius dydžius kalbama, peržiūrėkite šią plačiai paplitusią animaciją.
Tiesa, atkreipkite dėmesį, jog skirtingų žvaigždžių tankis taip pats skiriasi - tarkim animacijoje pavaizduotos paskutinė didžioji žvaigždė Antaris yra 15,5 Saulės masių, o už jį mažesnė Betelgeizė - jau 18-19 Saulės masių. Tačiau susidaryti bent jau bendrą vaizdą, kokio dydžio galėtų būti 200 Saulės masių žvaigždė, įmanoma ir tiksliai nežinant jos tankio.
Taip stebėta supernova (tiksliau, jos duomenys) atrodė specialistų akimis. Mokslininkai aiškina, jog žvaigždžių branduolyje vykstančios branduolinės reakcijos greitis yra proporcingas masės kvadratui. O tai reiškia, jog vietoj 8 milijardų metų, kuriuos nugyvens mūsų gimtoji Saulė, milžiniška žvaigždė SN2007bi gyvavo bent 40 tūkstančių kartų trumpiau – apie du šimtus tūkstančių metų. Kosminiais masteliais toks laikas beveik juokingas. „Astrophysics Research Centre“ nuotr.
Skaitytojai turbūt jau žino, jog supernova yra paskutinė žvaigždės gyvavimo stadija. Tai sprogstanti žvaigždė, kurios šviesumas staiga padidėja kelis šimtus milijonų kartų. Priklausomai nuo įvairių pradinių sąlygų, galutinai susprogusios supernovos vietoje atsiranda ūkas ir susiformuoja neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė. Įprasta manyti, jog ypatingai didelės masė žvaigždės virsta į juodąsias skyles. Tačiau taip gali būti ne visada – bent jau pagal teorinius kompiuterinius-matematinius modelius. Viena iš tai nulemiančių priežasčių – supernovos tipas, apsprendžiantis vidinių reakcijų ypatybes. Tad, kaip pranešama laboratorijos spaudos pranešime, sekantis specialistų žingsnis pastebėjus šią neeilinę supernovą ir buvo išsiaiškinti ar joje nevyksta taip vadinamas „porinio nestabilumo“ (pair instability) procesas.
SN2006gy supernovos sprogimo teorinis modelis. „Wikipedia“ iliustr.
Jo esmė yra tokia: sprogstančios sunkios žvaigždės viduje stiprus gama spinduliavimas nulemia elektronų-pozitronų porų susidarymą. Tai mažina branduolio energetinį spaudimą į išorinius sluoksnius ir taip pažeidžiama pusiausvyra tarp išorinio sluoksnio ir svorio centro. Dėl to susidaro dalinis kolapsas peraugantis į galingą sprogimą, užkertantį kelią tokių milžiniškų žvaigždžių įprastiniam virsmui į juodąją skylę. Priminsime, jog gravitacinis kolapsas yra kosminio objekto traukimasis dėl jo dedamųjų dalių tarpusavio traukos. Įprastai gravitacinis kolapsas įvyksta didelės masės žvaigždėje, kai pasibaigia branduolinės reakcijos jos viduje ir dujų slėgis iš vidaus nebegali palaikyti hidrostatinės pusiausvyros. Kitaip tariant, gravitacinis kolapsas yra viena iš supernovos sprogimo stadijų. Taigi, tradicinis supermasyvių žvaigždžių likimas – virsmas į juodąją skylę gali ir neįvykti dėl branduolyje prasidėjusio „porinio nestabilumo“, dėl ko žvaigždė tiesiog sudraskoma į gabalus.
Šis galimas fenomenas pirmą kartą teoriškai aprašytas prieš kelias dešimtis metų, o kartą net ir bandytas pritaikyti apdorojant kiek neįprastus SN2006gy supernovos stebėjimų duomenis. Tačiau šios supernovos atveju mokslinis modelis nepilnai sutapo su realiais duomenimis, todėl „porinio nestabilumo“ efektas taip ir likos daugiau teorine hipoteze.
Tačiau naujosios supernovos SN 2007bi gauti duomenys pirmą kartą praktiškai idealiai sutapo su „porinio nestabilumo“ efekto kompiuteriniu modeliu. Stebėjimų duomenų analizei mokslininkai panaudojo Nacionalinio energetinių tyrimų skaičiavimo centro superkompiuterį (NERSC). Speciali programa generavo daugybę sintetinių spektrų ir juos lygindavo su realiais stebėjimų metu gautais duomenimis – taip buvo ieškomas panašiausias kompiuterinis spektro šaltinio modelis.
Galutinis kompiuterio verdiktas buvo vienareikšmiškas: SN 2007bi yra supernova su „porinio nestabilumo“ efektu.
Žurnale „Nature“ paskelbtas tyrimus apibendrinantis straipsnis: jame teigiama, jog gauti rezultatai akivaizdžiai įrodo, kad SN 2007bi supernova priklauso labai retam ir iki šiol tik teoriškai aprašytam nestabilių supernovų tipui.
