Co to jest Supernova o niestabilności parowej?

Supernowa niestabilności w parze jest specjalnym rodzajem supernowej lub eksplozji gwiezdnej, występującym tylko w gwiazdach, które są bardzo masywne (od 130 do 250 mas Słońca), mają niskie do umiarkowanych prędkości obrotowe oraz niską metaliczność (głównie wykonane z wodoru i helu ). W supernowej o niestabilności parowej jądro gwiazdy jest tak niezwykle energetyczne, że zderzenia między promieniami gamma a jądrami powodują spontaniczne tworzenie par elektron-pozytron, pochłaniając znaczną część energii cieplnej i prowadząc do spadku ciśnienia. Ten spadek ciśnienia powoduje częściowe zapadanie się gwiazdy z powodu grawitacji.

Regiony zapadające się szybko przegrzewają się do ekstremalnych temperatur i ciśnień, powodując szybkie stopienie się jąder atomowych i ogromne uwalnianie energii. Powstała energia cieplna jest tak ogromna, że ​​całkowicie rozbija gwiazdę, nie pozostawiając niczego. Wszystkie pozostałe supernowe pozostawiają po sobie czarną dziurę lub pozostałości gwiazdy neutronowej.

Uważa się, że supernowe o niestabilności par są dziś rzadkie, a w najnowszej historii astronomicznej odnotowano tylko jednego kandydata: SN 2006gy, który nazwano „najjaśniejszą eksplozją gwiezdną, jaką kiedykolwiek zarejestrowano”. Był dziesięć razy silniejszy niż supernowa i podobnie jak inne eksplozje supernowych nazywano hipernową. Niektórzy naukowcy sugerowali, że supernowe o niestabilności pary mogą pozostawić resztki gwiazdy kwarku, ale nie jest to potwierdzone.

Chociaż supernowe niestabilne w parach są rzadko obserwowane w teraźniejszości, uważa się, że były one bardzo liczne w odległej przeszłości, wśród pierwotnych, supermasywnych, o niskiej metaliczności gwiazd populacji III. Są to pierwsze gwiazdy, które powstały po okresie 100 milionów lat ciemności po Wielkim Wybuchu. Są one na tyle stare i odległe, że praktycznie nie można ich zaobserwować przy użyciu naszej obecnej technologii teleskopu, chociaż Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba zobrazował starożytne światło, uważane za słaby blask gwiazd Populacji III.

Eta Carinæ jest gwiazdą w naszej galaktyce o tak dużej masie (100-150 mas Słońca), że może eksplodować w supernowej o niestabilności parowej pod koniec swojego życia. Będąc zaledwie 4500 lat świetlnych od Ziemi, gdyby miał eksplodować, byłby tak jasny, że można by go czytać w nocy za pomocą jego światła. Supernowa byłaby nawet widoczna w ciągu dnia, podobnie jak Księżyc. Na szczęście nadal nie byłby wystarczająco energiczny, aby znacząco zniszczyć atmosferę Ziemi.