En parinstabil supernova [1] ( eng. parinstabilitetssupernovor ) är en sällsynt typ av exceptionellt ljusstarka supernovor . En explosion av en sådan stjärna uppstår när stark gammastrålning i dess inre börjar generera elektron-positronpar . Detta minskar det lätta trycket på de yttre lagren, vilket rubbar balansen mellan det och tyngdkraften. Detta följs av en partiell kollaps och sedan en kraftig explosion [2] . Sådana stjärnor bildar ingen supernovarest, utan sprider bara järn i det omgivande rymden i en mängd av upp till 10 solmassor [3] .
Födelsen av partikel-antipartikelpar kan bara ske i stjärnor med massor av från 130 till 250 solmassor (enligt andra källor, från 30 [4] ) och låg eller måttlig metallicitet (lågt förekomst av andra element än väte och helium , en situation typiskt för stjärnor i III-populationen ).
Det antas att de nyligen observerade objekten SN 2006gy , SN 2007bi , SN 2213-1745 , SN 1000+0216 och SN 2016aps var just sådana supernovor.
I mycket stora heta stjärnor med temperaturer över cirka 3 × 10 8 K är fotonerna som produceras i stjärnkärnan huvudsakligen i form av mycket högenergigammastrålar . Det strålningstryck de skapar hjälper till att hålla stjärnans övre skikt från att komprimeras genom gravitation. Om energitätheten hos gammastrålar plötsligt minskar, kommer stjärnans yttre skikt att börja kollapsa.
Tillräckligt energisk gammakvanta interagerar med kärnor, elektroner eller med varandra. De kan bilda par av partiklar, till exempel elektron-positron-par, som också kan mötas och förinta varandra för att skapa gammastrålar igen, enligt Einsteins energiekvivalensekvation E = mc 2 .
Med en mycket hög kärntäthet i stora stjärnor bildas par snabbt och förintas . Gammastrålar, elektroner och positroner är i allmänhet i termisk jämvikt , och stjärnans kärna förblir stabil. Fluktuationer i temperatur och densitet i kärnan kan generera gammastrålar som är tillräckligt energiska för att förvandlas till en lavin av elektron-positronpar. Detta minskar trycket, det finns en lokal ökning av tryck och densitet under påverkan av gravitationen, men kollapsprocessen upphör, eftersom positronerna hittar elektroner, förintar och trycket från gammastrålar återför systemet till jämvikt. Populationen av positroner ger en kortsiktig reservoar av nya gammastrålar.
Eftersom gammastrålningens temperatur och energi ökar när stjärnan utvecklas, absorberas mer och mer gammastrålningsenergi för att skapa elektron-positronpar. Denna minskning av gammastrålningsenergitätheten minskar strålningstrycket som motstår gravitationskollaps och stödjer stjärnans yttre skikt. Stjärnan krymper och kärnans temperatur stiger, vilket ökar hastigheten på energiproduktionen i termonukleära reaktioner. Detta ökar energin hos de genererade gammastrålarna, vilket gör dem mer benägna att interagera för att bilda ett partikel-antipartikelpar, och ökar därför hastigheten för energiabsorption när paret produceras ytterligare. Som ett resultat ökar koncentrationen av positroner och stjärnkärnan förlorar sin stabilitet i en snabb process där gammastrålar skapas i en ökande hastighet, men mer och mer gammastrålar absorberas i skapandet av elektron-positronpar. Viktigt är att som ett resultat av den begynnande kollapsen ökar trycket och temperaturen snabbare än tyngdkrafterna, vilket vänder kollapsen. Skillnaden mellan denna process och kollaps genom bildandet av järnkärnor är att i det senare fallet ersätts exotermisk (med energifrisättning) termonukleär fusion av endotermisk, där energi absorberas mycket snabbt, medan den här ökar enligt en explosiv mekanism [2] , vilket leder till fullständig explosion av en stjärna som en supernova utan att det bildas någon kompakt rest.
Det är viktigt att livslängden för stjärnor med en metallicitet Z mellan 0,02 och 0,001 kan sluta som parinstabila supernovor om deras massa ligger inom lämpligt område. Mycket stora stjärnor med hög metallicitet är sannolikt instabila på grund av Eddington-gränsen och skulle tendera att förlora massa under bildningsprocessen.
Beteendet hos parvis instabila massiva stjärnor beskrivs på olika sätt av olika verk, med olika uppskattningar för gränserna för vissa parametrar [5] [6] .
Gammastrålar som produceras av stjärnor mindre än 100 solmassor är inte tillräckligt energiska för att skapa elektron-positronpar. Vissa av dessa stjärnor kommer att bli supernova i slutet av sina liv, men genom mekanismer som inte är relaterade till parinstabilitet.
Dessa stjärnor är tillräckligt stora för att generera gammastrålar med tillräckligt med energi för att skapa elektron-positronpar, men den resulterande minskningen av trycket är inte tillräckligt för att orsaka en kärnkollaps (och efterföljande explosion) av denna mekanism. Istället orsakar minskningen av energi som orsakas av skapandet av ånga ökad fusionsaktivitet i stjärnan, vilket ökar det inre trycket och bringar stjärnan i balans igen. Stjärnor av denna storlek tros genomgå en serie pulseringar där en del av materialet emitteras från ytan till det omgivande rymden tills deras massa sjunker under 100 solmassor, varefter de inte längre är tillräckligt varma för att stödja skapandet av elektroner -positronpar. Denna typ av pulsering kan ha varit ansvarig för ljusstyrkan som upplevdes av Eta Carinae 1843, även om denna förklaring inte är allmänt accepterad.
För stjärnor med mycket höga massor, minst 130 och möjligen upp till cirka 250 solmassor, kan en verklig elektron-positron-instabilitet uppstå. I dessa stjärnor, så snart förutsättningar skapas för att upprätthålla sådan instabilitet, kommer situationen utom kontroll. Kollapsen komprimerar effektivt stjärnans kärna, tillräckligt övertryck för att tillåta kärnfusion att orsaka en termonukleär explosion inom några sekunder [6] . Mycket mer termisk energi frigörs än energin från stjärnans gravitationssammandragning, den förstörs fullständigt, och varken det svarta hålet eller någon annan kompakt rest finns kvar på den tidigare stjärnans plats.
Förutom den omedelbara frigöringen av energi omvandlas det mesta av stjärnans kärna till nickel -56, en radioaktiv isotop som sönderfaller med en halveringstid på 6,1 dagar till kobolt-56. Kobolt -56 har en halveringstid på 77 dagar, sönderfaller till den stabila isotopen järn - 56. För hypernovan SN 2006gy visar studier att kanske upp till 40 solmassor av urstjärnan kastades ut som Ni-56 - nästan hela massan av stjärnans kärnområden [5] . Kollisionen mellan den exploderade stjärnans material och den tidigare utstötta gasen och radioaktivt sönderfall frigör det mesta av det synliga ljuset.
När kollapsen börjar växer gravitationskraften i sådana stjärnor snabbare än i mindre massiva, endotermiska termonukleära reaktioner börjar intensivt och det växande strålningstrycket kan inte stoppa kollapsen till ett svart hål .
En hypotetisk typ av stjärna som kan ha funnits i det tidiga universum, de yttre skikten av en sådan stjärna är tillräckligt massiva för att absorbera all energi från en supernovaexplosion utan att skingras.
De mest massiva parinstabila supernovorna anses vara mycket ljusa och kan ha en toppljusstyrka som är större än 10 37 W. De är ljusare än Type Ia-supernovor , men vid lägre massor är toppljusstyrkorna mindre än 1035 W, jämförbara med eller mindre än typiska Typ II-supernovor . Ljusstyrkan beror starkt på den utsända massan av radioaktivt 56 Ni.
Spektran för sådana supernovor beror på föregångarstjärnans natur. Förfäder med ett betydande kvarvarande väteskal bildar en supernova av typ II. I frånvaro av väte, men betydande mängder helium, erhålls typ Ib, och de utan väte och praktiskt taget inget helium kommer att vara typ Ic.
Till skillnad från spektra skiljer sig ljuskurvorna mycket från vanliga typer av supernovor. Ljuskurvorna är kraftigt utvidgade, med den maximala ljusstyrkan som inträffar några månader efter explosionen [7] . Detta beror på sönderfallet av 56 Ni och optiskt täta utsläpp då stjärnan är helt förstörd.
Explosionen av en parvis instabil supernova förstör helt och hållet stamfadersstjärnan och lämnar ingen neutronstjärna eller svart hål efter sig. Hela stjärnans massa (som inte omvandlas till strålning) kastas ut i rymden, bildar en nebulosformad kvarleva och berikar det omgivande rymden med tunga element i mängder av många solmassor. Sådana explosioner spelar en viktig roll i utvecklingen av materia i galaxer .