Hubble uchwycił trzy obrazy ewoluującej supernowej we wczesnym Wszechświecie

Światło z gwiazdy, która eksplodowała ponad 11 miliardów lat temu, zostało uchwycone przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a nie tylko jako jedna pocztówka z odległej przeszłości, ale jako trzy wiadomości, które opisują gasnącą kulę ognia w okresie jednego tygodnia. Na początek słabe światło supernowej zostało wzmocnione przez pole grawitacyjne ogromnej gromady galaktyk na pierwszym planie, Abell 370. Wypaczenie grawitacyjne w kosmosie działa jak kosmiczna soczewka, uginając i powiększając światło z bardziej odległej supernowej, która została zlokalizowana. daleko za klastrem.

Dodatkowym atutem dla astronomów jest to, że na zdjęciu pojawia się nie jeden, ale trzy obrazy supernowej, rozciągniętej wzdłuż gromady. Pokazują one eksplozję w różnych czasach, z których wszystkie dotarły do ​​Hubble’a jednocześnie. Wskazówką jest to, że stygnąca kula ognia supernowej pojawia się w nieco innych kolorach wśród obrazów supernowych. Obrazy pojawiły się w różnym czasie, ponieważ długość ścieżek, którymi podążało światło supernowej, jest różna. Późniejsze obrazy zostały opóźnione z powodu obrania dłuższej trasy przez zakrzywione przestrzenie.

Trzy różne momenty w odległej eksplozji supernowej zostały uchwycone na jednym zdjęciu przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Gwiazda eksplodowała ponad 11 miliardów lat temu, kiedy Wszechświat miał mniej niż jedną piątą swojego obecnego wieku 13,8 miliarda lat. To pierwsze szczegółowe spojrzenie na supernową tak wczesną w historii Wszechświata. Badania mogą pomóc naukowcom dowiedzieć się więcej o powstawaniu gwiazd i galaktyk we wczesnym wszechświecie. Zdjęcia supernowych są również wyjątkowe, ponieważ pokazują wczesne stadia gwiezdnej eksplozji.

Dosyć rzadko supernową można wykryć na bardzo wczesnym etapie, ponieważ ten etap jest naprawdę krótki. Utrzymuje się tylko od kilku godzin do kilku dni i można go łatwo przeoczyć nawet w przypadku wykrycia w pobliżu. W tej samej ekspozycji jesteśmy w stanie zobaczyć sekwencję obrazów — jak wiele twarzy supernowej.wyjaśnia Wenlei Chen, pierwszy autor artykułu i badacz z tytułem doktora na University of Minnesota School of Physics and Astronomy.

Było to możliwe dzięki zjawisku zwanemu soczewkowaniem grawitacyjnym, które po raz pierwszy zostało przewidziane w ogólnej teorii względności Einsteina. W tym przypadku ogromna grawitacja gromady galaktyk Abell 370 działała jak kosmiczna soczewka, zaginając i powiększając światło od bardziej odległej supernowej znajdującej się za gromadą. Soczewkowanie dało również wiele obrazów eksplozji w różnych okresach czasu, z których wszystkie dotarły na Ziemię w tym samym czasie i zostały uchwycone na jednym zdjęciu Hubble’a. Było to możliwe tylko dlatego, że powiększone obrazy poruszały się różnymi drogami przez gromadę, zarówno ze względu na różnice w długości ścieżek, którymi podążało światło supernowej, jak i na spowolnienie czasu i krzywiznę przestrzeni z powodu grawitacji. Ekspozycja Hubble’a uchwyciła również szybką zmianę koloru zanikającej supernowej, co wskazuje na zmianę temperatury. Im bardziej niebieski kolor, tym gorętsza jest supernowa. Najwcześniejsza uchwycona faza ma kolor niebieski. Gdy supernowa ostygła, jej światło stało się bardziej czerwone.

Widać różne kolory na trzech różnych obrazach. Masz masywną gwiazdę, rdzeń zapada się, wytwarza szok, nagrzewa się, a potem przez tydzień jest chłodny. Myślę, że to prawdopodobnie jedna z najbardziej niesamowitych rzeczy, jakie kiedykolwiek widziałem!powiedział Patrick Kelly, kierownik badań i adiunkt w Szkole Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Minnesota.

Po raz pierwszy astronomom udało się zmierzyć rozmiar umierającej gwiazdy we Wczesnym wszechświecie. Opierało się to na jasności i szybkości chłodzenia supernowej, z których oba zależą od wielkości gwiazdy prekursora. Obserwacje Hubble’a pokazują, że czerwony nadolbrzym, którego wybuch supernowej odkryli naukowcy, był około 500 razy większy niż Słońce. Chen, Kelly i międzynarodowy zespół astronomów znaleźli tę supernową przeglądając archiwa danych Hubble’a w poszukiwaniu przejściowych zdarzeń. Chen napisał algorytmy uczenia maszynowego, aby znaleźć te zdarzenia, ale była to jedyna zidentyfikowana supernowa z wieloma obrazami.

Chen i Kelly zaplanowali czas, aby Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba mógł obserwować jeszcze bardziej odległe supernowe. Mają nadzieję przyczynić się do stworzenia katalogu bardzo odległych supernowych, aby pomóc astronomom zrozumieć, czy gwiazdy, które istniały wiele miliardów lat temu, różnią się od gwiazd w pobliskim Wszechświecie.

info: HubbleSite

Gwiazdy binarne żyją skomplikowanie, szczególnie pod koniec

Wiemy, co stanie się z naszym Słońcem. Podąży tą samą ścieżką, którą podążają inne podobne gwiazdy. Zacznie się wyczerpywać wodoru, puchnąć i ostygnąć, a potem zmieni kolor na czerwony. Będzie czerwonym olbrzymem iw końcu stanie się tak obszerny, że pochłonie najbliższe planety i sprawi, że Ziemia nie będzie nadawała się do zamieszkania. Potem, za miliardy lat, stworzy jedną z tych pięknych mgławic, które widzimy na zdjęciach Hubble’a, a pozostałe Słońce będzie skurczonym białym karłem w centrum mgławicy, znacznie mniejszym śladem świetlistego ciała, jakim kiedyś było .

To jest przewidywalne życie, które Słońce prowadzi jako samotna gwiazda. Ale co dzieje się z gwiazdami, które mają słonecznego rodzeństwa? Jak poradziłby sobie jego binarny towarzysz?

Nasze Słońce jest jednocześnie niezwykłe i nijakie. To powszechny typ gwiazdy, nijakie gwiazdy ciągu głównego typu G. Ale to trochę niezwykłe, ponieważ jest sam. Około połowa gwiazd w naszej galaktyce występuje w parach binarnych lub nawet w większych skojarzeniach. Co dzieje się z parą gwiazd binarnych, gdy się starzeją? Na tym skupiają się nowe badania przeprowadzone przez naukowców z Australijskiego Uniwersytetu Narodowego (ANU) i Obserwatorium Yunnan w Chinach .

Badanie to “Wypełniający płat Roche’a gorący binarny subkarł i biały karzeł: możliwe wykrycie wyrzuconej wspólnej otoczki? ” opublikowane w miesięcznych ogłoszeniach Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego. Głównym autorem jest Jiangdan Li z Obserwatorium Yunnan.

Gwiazdy w relacji binarnej podążają znacznie bardziej skomplikowanymi ścieżkami niż gwiazdy samotne. Są ze sobą związane grawitacyjnie. To tworzy dynamikę, która prowadzi do niezwykłych etapów w ich życiu. Jedną z tych faz jest „wspólna faza obwiedni”, przez którą przechodzą układy binarne, gdy gwiazdy opuszczają ciąg główny. Nigdy nie był bezpośrednio obserwowany, aż do niedawna, kiedy astronomowie z ANU i Obserwatorium Yunnan zauważyli podwójną parę wewnątrz rozszerzającej się powłoki materii. Ta powłoka jest pozostałością wspólnej fazy otoczki. Przez większą część życia pary binarnej krążą wokół siebie bez zdarzeń. Ale gdy ewoluują, para doświadcza zmiany. Kiedy jeden z nich staje się czerwonym olbrzymem, relacja między parą zmienia się nieodwołalnie.

Christian Wolf jest profesorem nadzwyczajnym na ANU i jednym z autorów artykułu. W komunikacie prasowym Wolf powiedział:

Na początkowych etapach dwie gwiazdy często krążą wokół siebie i nic się nie dzieje. Ale kiedy jedna z gwiazd wyrośnie na czerwonego olbrzyma, nie tylko zabiera więcej pustej przestrzeni, jak zrobi to pojedyncza gwiazda.

Zamiast tego ‘obejmuje’ lub ogarnia swojego towarzysza, a oni wyglądają jak jedna gwiazda pod nieprzezroczystą powłoką. Właśnie wtedy sprawy stają się naprawdę ekscytujące. Tarcie ich ruchu wewnątrz otoczki głęboko zmienia to, co dzieje się z gwiazdami. Nie tylko wytwarza ciepło, ale także spowalnia gwiazdy, więc poruszają się po spirali na coraz ciaśniejszej orbicie; otoczka w końcu się przegrzewa i zostaje zdmuchnięta.powiedział Wolf.

Otoczka została zdmuchnięta około 10 000 lat temu dla tej pary binarnej. Identyfikacja i obserwowanie wspólnej fazy otoczki jest ważne, ponieważ jest to brakujące ogniwo w astrofizyce. W tym przypadku para gwiazd jest gorącym podkarłem i akreującym białym karłem. Gorący podkarł to gwiazda w późnym stadium ewolucji, która utraciła wodór ze swoich zewnętrznych warstw, zanim jądro zaczyna łączyć hel. Gdzie się podziały zewnętrzne warstwy wodorowe? Do drugiej gwiazdy.

Druga gwiazda w tej parze to akreujący biały karzeł. Biały karzeł to gwiezdna pozostałość gwiazdy. Są wielkości Ziemi, ale są niezwykle gęste. Biały karzeł odciąga materię od gorącego podkarła, kradnąc zewnętrzne warstwy wodorowe podkarła i gromadzi wodór na sobie. Z biegiem czasu podkarzeł stanie się również białym karłem, a dwa białe karły mogą się połączyć.

Ale teraz para wysunęła wspólną kopertę. Dowodem na to jest „… wybitna cecha w spektrum tego obiektu” – piszą autorzy. Cechą są linie absorpcji wapnia używane do badania gwiazd. W tym przypadku linie są przesunięte w kierunku niebieskim o około 200 km/sekundę. Autorzy twierdzą, że oznacza to, że prawdopodobnie pochodzą z wyrzuconej koperty.

Artykuł wyjaśnia dwa możliwe wyjaśnienia powstawania układu podwójnego i wyrzuconej otoczki: wyrzut, gdy gwiazda główna znajdowała się w fazie Czerwonej Gałęzi Olbrzyma (RGB), oraz wyrzut, gdy znajdowała się w fazie asymptotycznej Gałęzi Olbrzyma (AGB). RGB i AGB są dość podobne, a RGB mogą stać się AGB. Oba typy mają rozszerzone otoczki H i He, które nie ulegają stopieniu oraz gęste rdzenie materiału, które nie ulegają stopieniu.

Pierwszy scenariusz to wyrzucanie wspólnej obwiedni (CE) podczas fazy RGB. Faza czerwono-olbrzyma (RGB) jest częścią głównego ciągu dla gwiazd o małej i średniej masie.

Drugi scenariusz to wyrzut CE podczas bezobjawowej fazy olbrzymiej gałęzi (AGB). W fazie AGB gwiazdy są późno w swoim życiu i wyewoluowały w chłodne, świetliste kule. Gwiazda AGB ma obojętny rdzeń z węgla i tlenu oraz inne warstwy poza nim. Jedna powłoka łączy hel w węgiel, druga wodór w hel, a duża zewnętrzna otoczka znajduje się na zewnątrz tego wszystkiego, złożona z tego samego materiału, z którego składa się gwiazda ciągu głównego.

Autorzy wnioskują, że wyrzut CE podczas fazy AGB jest bardziej prawdopodobny. Adiunkt Wolf powiedział Universe Today:

W przypadku wyrzutu RGB CE minął znacznie dłuższy czas od wyrzucenia do chwili obecnej (~ 60 milionów lat), podczas gdy faza AGB byłaby znacznie późniejsza przeszłość (~ 10 000 lat) . W rezultacie rozszerzająca się powłoka byłaby na tym etapie znacznie bardziej zwarta w przypadku AGB, podczas gdy w przypadku RGB byłaby dość rozcieńczona przez miliony lat ekspansji od momentu wyrzucenia.

Młodszy scenariusz AGB oznacza, że ​​obserwacje na linii wzroku przechodzą przez gęstszy gaz, ponieważ wspólna powłoka została wyrzucona zaledwie 10 000 lat temu i nie stała się tak rozproszona. Astronomowie widzą więc więcej materii przesuniętej w kierunku niebieskim w porównaniu ze scenariuszem RGB. W przypadku scenariusza RGB i 60 milionów lat dyfuzji wyrzuconej wspólnej otoczki, zobaczenie tak bardzo przesuniętej w kierunku niebieskim materii oznacza, że ​​masywna otoczka materii musiałaby zawierać miliony mas Słońca, co jest niemożliwe.

Ekstrapolacja gęstości do bardzo dużej powłoki doprowadziłaby do mas w milionach mas Słońca, a nie do kilku mas Słońca, co jest realistyczną ilością wyrzuconej materii.powiedział Wolf dla Universe Today.

Jest jeszcze jeden powód, dla którego naukowcy zdecydowali się na scenariusz AGB i jego nowszy wyrzut otoczki: zapewnia tarcie, które wyjaśnia kurczenie się orbity pary podwójnej. Według artykułu, biały karzeł ma „… okres orbitalny 3,495 godzin i kurczenie się orbity 0,1 s w ciągu 6 lat”.

Wolf wyjaśnił rolę, jaką wyrzucona otoczka odgrywa w kurczeniu się orbity. „Jeżeli wyrzucony materiał rozszerza się od milionów lat, a w układzie pozostało bardzo niewiele, nie będziemy mieli tarcia wymaganego do spowolnienia orbity pozostałego układu podwójnego. Z młodym wyrzuconym CE, w objętości orbity podwójnej pozostałoby więcej materii, co mogłoby uprawdopodobnić spowolnienie orbity”.

Tak więc scenariusz AGB z wyrzutem wspólnej otoczki sprzed 10 000 lat wyjaśnia nie tylko obserwowaną przez nich przesuniętą w kierunku niebieskim materię, ale także zmierzone kurczenie się okresu orbitalnego pary.

Co to wszystko znaczy?

Wspólna faza otoczki jest brakującym ogniwem w bardzo długim i złożonym łańcuchu zdarzeń składających się na życie gwiazd. Teraz zaczynamy naprawiać to łącze. Może nawet pomóc nam lepiej zrekonstruować zdarzenia fal grawitacyjnych, takie jak fuzje czarnych dziur. powiedział profesor Wolf.

Gwiazdy w tej parze podwójnej nie staną się czarnymi dziurami. Ale obaj mogą skończyć jako białe karły. Jeśli połączą się jako białe karły, utworzą taką samą falę grawitacyjną, jak połączenie czarnych dziur. A fale grawitacyjne i połączenia są gorącym tematem w astrofizyce, zwłaszcza że pierwsze fale zaobserwowaliśmy zaledwie kilka lat temu .

Takie pary binarne mogą również nauczyć nas więcej o supernowych typu 1A. Te supernowe występują w układzie podwójnym, w którym jedną z gwiazd jest biały karzeł. Biały karzeł gromadzi materię ze swojego towarzysza, aż eksploduje. Ewolucja pospolitych otoczek to od dawna problem w astrofizyce. Wokół nich jest dużo niepewności. Nawet identyfikacja układów binarnych w ich wspólnej fazie otoczki była trudna, ale ta para jest trzecim odkrytym typem. Z każdą identyfikacją przyszłe identyfikacje stają się łatwiejsze.

Może być łatwiej je rozpoznać, teraz mamy jaśniejszy obraz tego, czego szukać. Mogą być inne, które przez cały czas były pod naszymi nosami.powiedział profesor Wolf.

Gorąca „kropelka” wskazuje na gwiazdę neutronową czającą się w Supernowej 1987A

Astronomowie od dawna podejrzewali, że w pyłowej otoczce SN 1987A kryje się gwiazda neutronowa wielkości miasta. A teraz są bliżej niż kiedykolwiek udowodnienia swojej teorii.

24 lutego 1987 roku nieoczekiwana kosmiczna eksplozja wstrząsnęła społecznością astronomiczną. Supernową 1987A (SN 1987A), zjawisko — wywołane przez implozję masywnej gwiazdy — było najbliższą obserwowaną supernową na Ziemi od czasu wynalezienia teleskopu. NIe doszło do tego jednak w naszej galaktyce. SN 1987A wybuchła w Wielkim Obłoku Magellana, który jest galaktyką satelitarną Drogi Mlecznej, która znajduje się około 170 000 lat świetlnych od Ziemi. Niemniej jednak SN 1987A była wciąż tak jasna, że ​​obserwatorzy gołym okiem mogli ją widzieć przez kilka tygodni.

Ale niezwykły widok pobliskiej supernowej na nocnym niebie Ziemi nie jest jedyną rzeczą, jaką obdarzył nas SN 1987A. Dało to również astronomom bezprecedensową okazję do zbadania, co wyzwala supernowe, a także jak tak potężne wybuchy rozchodzą się po ich otoczeniu. W rzeczywistości możemy zobaczyć falę uderzeniową z SN 1987A wciąż pędzącą na zewnątrz, wchodząc w interakcje z chmurami pyłu, które otaczają pierwotne miejsce kosmicznej eksplozji.

Pozostaje jednak trwała tajemnica: co pozostawiła po sobie SN 1987A? Według nowych badań odpowiedzią jest prawdopodobnie gwiazda neutronowa.

Szczątki SN 1987A

Od dłuższego czasu astronomowie zakładali, że SN 1987A początkowo pozostawiła po sobie gwiazdę neutronową. Dzieje się tak, ponieważ kilka godzin przed dotarciem do nas światła supernowej wykryli napływ cząstek neutrin omywających Ziemię, jak można by się spodziewać, gdyby w pobliżu wybuchła supernowa. Te prawie niepowstrzymane cząsteczki przedzierają się prosto przez gęsty materiał obecny podczas pączkującej supernowej — w przeciwieństwie do światła, które przez chwilę zostaje zatrzymane. W rzeczywistości SN 1987A był pierwszym, kiedy naukowcy wykryli neutrina spoza naszego Układu Słonecznego. Ale chociaż te neutrina prawie na pewno pochodzą z narodzin gwiazdy neutronowej w SN 1987A, astronomowie nie są pewni, czy ta gwiazda neutronowa żyje dalej, czy raczej szybko zapadła się w czarną dziurę. I pomimo dziesięcioleci monitorowania miejsca, obserwatorzy nie znaleźli jeszcze przekonujących oznak zwartego obiektu czającego się w pobliżu centrum SN 1987A. Przynajmniej do tej pory.

W nowym artykule opublikowanym 30 lipca w The Astrophysical Journal astronomowie donoszą, że znaleźli przekonujące dowody na to, że SN 1987a wciąż kryje w sobie gwiazdę neutronową, co czyniłoby ją najmłodszym tak znanym ciałem gwiezdnym. (Poprzedni rekordzista, Cassiopeia A, szacowany jest na około 330 lat). Astronomowie przeprowadzili badania przy użyciu Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) — radioteleskopu w Chile, który jest w stanie zajrzeć przez przesłaniający pył . Te nowe obrazy o niezwykle wysokiej rozdzielczości ujawniły gorącą „kroplę” czającą się w jądrze SN 1987A.

Jednak sama plamka nie jest gwiazdą neutronową. Ponieważ gwiazdy neutronowe kompresują około 1,4 masy Słońca w sferę o szerokości około 25 kilometrów, nie można ich zobaczyć bezpośrednio. Zamiast tego, nowo odkryta plama wydaje się być gigantycznym obłokiem gazu, który dramatycznie przyćmiewa swoje otoczenie i znajduje się dokładnie tam, gdzie według astronomów powinna znajdować się gwiazda neutronowa SN 1987A.

Musi być w chmurze coś, co rozgrzało kurz i sprawi, że będzie świecić.wyjaśnił współautor Mikako Matsuura z Cardiff University w komunikacie prasowym.

W swojej najdłuższej postaci kropelka obejmuje około 4000 jednostek astronomicznych – gdzie jedna jednostka astronomiczna to średnia odległość Ziemia-Słońce – i szacuje się, że ma temperaturę około 9 milionów stopni Fahrenheita (5 milionów stopni Celsjusza).

Dlatego sugerujemy, że w obłoku pyłu kryje się gwiazda neutronowa.dodał Matsuura.

Ta plama nie znajduje się jednak dokładnie w centrum SN 1987A; jest lekko przesunięta. Ale to nie jest błąd w teorii, to funkcja. Astronomowie od dawna podejrzewali, że SN 1987A eksplodował asymetrycznie, wyrzucając więcej materii w jednym kierunku niż w drugim. Zgodnie z trzecią zasadą dynamiki Newtona taki asymetryczny wybuch „odrzuciłby” gwiazdę neutronową w przeciwnym kierunku z prędkością setek kilometrów na sekundę. Tak więc, po prostu obliczając, jak daleko gwiazda neutronowa przebyła przestrzeń w ciągu ostatnich 30-stu lat, astronomowie mogą przewidzieć jej przesunięcie od środka SN 1987A. Jak się okazuje, właśnie tam znaleźli plamę na obrazach ALMA. Teraz, gdy astronomowie prawdopodobnie odkryli położenie gwiazdy neutronowej w SN 1987A – i nazwali ją „NS 1987A” – można rozpocząć prawdziwe poszukiwanie wyjaśnienia tego zjawiska.

Na początek naukowcy naprawdę chcą wiedzieć, czy NS 1987A jest pulsarem, czyli gwiazdą neutronową, która podczas rotacji emituje potężną wiązkę promieniowania radiowego. (Uwaga! wszystkie pulsary są gwiazdami neutronowymi. Ale nie wszystkie gwiazdy neutronowe są pulsarami). Chociaż astronomowie nie są do końca pewni, jaki mechanizm wytwarza strumień radiowy pulsara, sądzą, że ma to związek z takimi czynnikami, jak obrót gwiazdy i pole magnetyczne. Ale do tej pory astronomowie nie wykryli takich impulsów radiowych z kierunku SN 1987A. Co więcej, aktualna ilość energii w blobie nie wydaje się pozwalać na dodatkową energię pochodzącą z impulsów wewnątrz. Aby definitywnie ustalić, czy NS 1987A jest pulsarem, czy tylko zwykłą gwiazdą neutronową, astronomowie muszą kontynuować dopracowywanie szacowanej masy i temperatury plamki. Następnie, dokładnie wyszukując okresowe zmiany jasności plamki, mogą być w stanie powiązać wszelkie migotanie z jednostajnym rytmem pulsara w środku.

Do tego czasu jednak naukowcy są po prostu zadowoleni, że prawdopodobnie odkryta została licząca kilkadziesiąt lat tajemnica dotycząca tego, co czai się w rdzeniu SN 1987A. Ale mimo to można się założyć, że astronomowie nie przestaną śledzić następstw kosmicznej eksplozji w najbliższym czasie.

Czy astronomowie mogą przewidzieć, które gwiazdy eksplodują jako supernowe?

W niedawnym badaniu przesłanym do High Energy Astrophysical Phenomena, zespół naukowców z Japonii omawia strategie obserwacji i prawdopodobnie przewidywania sygnatur prekursorów eksplozji lokalnych supernowych typu II i galaktycznych (SNe). Badanie to może pomóc nam lepiej zrozumieć, jak i kiedy supernowe mogą wystąpić w całym wszechświecie, przy czym supernowe są mnogą formą supernowych (SN). Ale jak ważne jest wykrycie supernowych, zanim się pojawią?

Z mojej perspektywy jest to ważne w dwóch aspektach. Po pierwsze, chociaż wiemy, że supernowe (SNe) to eksplozje sygnalizujące śmierć masywnych gwiazd, to, co dzieje się pod koniec ich życia, wciąż pozostaje tajemnicą. W rzeczywistości prekursorów SN, sugerowanych w ostatnich pracach obserwacyjnych, nie przewiduje się na podstawie standardowej teorii ewolucji gwiazd. Nasz artykuł twierdzi, że możemy dogłębnie zbadać tego prekursora dzięki przyszłym obserwacjom, które mogą pomóc pogłębić nasze zrozumienie ewolucji gwiazd i udoskonalić istniejącą teorię. Po drugie, znalezienie prekursora SN pozwoliłoby na bardzo wczesne zaalarmowanie o zbliżającym się SN i pomoże wydłużyć dostępne ramy czasowe w celu koordynowania wielu komunikatorów (światło, neutrina itp).powiedział dr Daichi Tsuna, który jest astrofizykiem w Centrum Badawczym Wczesnego Wszechświata na Uniwersytecie w Tokio i głównym autorem badania.

Do badań naukowcy wykorzystali kod open-source CHIPS (Complete History of Interaction-Powered Supernovae), aby stworzyć teoretyczny model takiego wyładowania z masowej erupcji czerwonego nadolbrzyma. Jest to intrygujące, ponieważ gwiazda Betelguese, którą w 2019 zaobserwowano, że przyciemniała jasność , wywołując dyskusje na temat możliwej przemiany w supernową, jest również czerwonym nadolbrzymem. Jak się okazuje, Betelguese zbliża się do końca swojego życia, ale badania z 2021 r. wykazały, że nie ma eksplodować przez kolejne 100 000 lat. Ale jakie konsekwencje mogą mieć te badania dla Betelguese?

Betelgeuse to czerwony nadolbrzym, dokładnie taki sam rodzaj gwiazdy, jaki badaliśmy w tym artykule. Tak więc, jeśli Betelgeuse miałaby eksplodować bardzo szybko, może wykazywać ten rodzaj emisji prekursora tuż przed SN. Ponieważ Betelgeuse jest bardzo blisko nas, detektory neutrin mogą znaleźć neutrina emitowane już na kilka dni przed SN. Możemy robić astronomię z wieloma posłańcami jeszcze przed wybuchem SN!wyjaśnia dr Tsuna.

Wyniki badania wskazują, że krzywe światła erupcji są napędzane krótkim impulsem fali uderzeniowej trwającym tylko kilka dni, po czym następuje znacznie dłuższe wyładowanie chłodzące trwające setki dni. W przypadku erupcji o niższej energii, po tym okresie następuje okres słabego szczytu, napędzany przez tak zwaną obwiednię związaną, cofającą się. Badanie kończy się stwierdzeniem, że takie masowe erupcje, mogą służyć jako wczesne ostrzeżenie przed niedalekim SN w niedalekiej przyszłości, co będzie ważne dla wielokomunikacyjnych badań nad zapadnięciem się rdzenia SNe.

Jedną rzeczą, którą chciałbym podkreślić, jest to, że mamy przed sobą świetlaną przyszłość, aby wykryć tego rodzaju raczej niewyraźne prekursory. Na przykład za kilka lat Obserwatorium Rubina przeprowadzi szerokokątne obserwacje badawcze z czułością znacznie głębszą niż obecne badania. Byłby wystarczająco czuły, aby faktycznie wykryć tego rodzaju emisje i może być sondą niezwykłych końcowych etapów życia masywnej gwiazdy.powiedział dr Tsuna.