Wreszcie, wyjaśnienie “sznura pereł” w supernowej 1987A

Niedługo po wybuchu Supernowej 1987a astronomowie zaczęli snuć przewidywania na temat tego, jak może ona wyglądać za kilka lat. Sugerowano, że wkrótce pojawi się pulsar, a wielu twierdziło, że rozszerzający się obłok gazu napotka wcześniejszy materiał wyrzucony z gwiazdy. Zderzenie to rozświetliłoby region wokół wydarzenia i lśniłoby niczym diamenty.

Dziś astronomowie patrzą na miejsce gwiezdnej katastrofy i widzą rozszerzający się, świecący pierścień światła. Z biegiem lat jego kształt zmienił się w przypominający zbity sznur pereł. Co wpływa na jego wygląd? Odpowiedź leży w czymś, co nazywa się “niestabilnością Kruka”. Widzimy ten proces aerodynamiczny, gdy wiry na końcach skrzydeł samolotów wchodzą w interakcję ze smugami z ich silników. Niestabilność rozbija smugę na zestaw “pierścieni” wirowych.

Michael Wadas, absolwent Uniwersytetu Michigan, twierdzi, że ten rodzaj niestabilności może wyjaśniać, dlaczego Supernowa 1987a utworzyła sznur pereł.

Fascynujące w tym wszystkim jest to, że w grę może wchodzić ten sam mechanizm, który rozbija samoloty.powiedział Wadas, który obecnie pracuje na studiach podyplomowych w CalTech.

Jeśli to prawda, będzie to duży krok w kierunku wyjaśnienia, dlaczego te upiorne perły istnieją.

Rozszerzająca się pozostałość SN 1987A w kształcie pierścienia i jej interakcja z otoczeniem, widziana w świetle rentgenowskim i widzialnym. Gwiazda, która stała się SN 1987a, wyrzuciła koncentryczne pierścienie materiału podczas fazy czerwonego i niebieskiego supergiganta, a fala uderzeniowa z supernowej rozświetliła je. Zdjęcie: Domena publiczna, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=278848

O 1978a i sznurze pereł

Światło i neutrina z supernowej 1987a dotarły do Ziemi 23 lutego 1987 roku. Pierwotna gwiazda, Sanduleak -69 202, znajdowała się w odległości około 168 000 lat świetlnych w Wielkim Obłoku Magellana. Eksplodowała jako typ II, jako pierwsza w dzisiejszych czasach pokazując astronomom szczegóły supernowej z zapadającym się rdzeniem. Od tego czasu astronomowie obserwowali, jak pierścień wyrzuconej materii i fala uderzeniowa z samej eksplozji rozprzestrzeniają się w przestrzeni kosmicznej. Uderzyła ona w materiał wyrzucony wcześniej podczas życia gwiazdy. W jej centrum znajduje się gwiazda neutronowa. Astronomowie wykryli ją w 2019 roku i obserwowali za pomocą obserwatoriów rentgenowskich i gamma.

Kilka miesięcy po eksplozji astronomowie wykorzystali Kosmiczny Teleskop Hubble’a, aby zobrazować jasne pierścienie otaczające miejsce wybuchu. Materiał ten pochodził z wiatru gwiazdowego gwiazdy macierzystej. Światło ultrafioletowe z eksplozji zjonizowało gazy w obłoku. Wewnętrzny pierścień znajdował się około 2/3 roku świetlnego od pierwotnej gwiazdy. Rozszerzający się wyrzut z supernowej ostatecznie zderzył się z nią w 2001 roku. To spowodowało jego dalsze podgrzanie. Fala uderzeniowa rozszerzyła się poza pierścienie, pozostawiając po sobie kieszenie ciepłego pyłu i świecące chmury gazu. Turbulencje tej fali uderzeniowej i szkody, jakie wyrządziła w regionach wewnętrznego pierścienia, stworzyły “perły”.

Konkurencyjne teorie dotyczące sznurka

Jaka fizyka stoi za pojawieniem się pereł? Astronomowie próbowali wyjaśnić pojawienie się sznurka za pomocą czegoś, co nazywa się niestabilnością Rayleigha-Taylora. Występuje ona, gdy dwa płyny (lub plazmy) o różnych gęstościach oddziałują ze sobą. Pomyśl o oleju i wodzie, które próbują się zmieszać, lub o ciężkim strumieniu piroklastycznym wypływającym z wulkanu. Interakcja ta tworzy interesujące i przewidywalne kształty w płynach. W przypadku 1978a gęstszy “płyn” to materiał wyrzucony podczas wybuchu supernowej. Zderza się on z mniej gęstym obłokiem materiału wyrzuconego wcześniej, który rozprzestrzenił się w przestrzeni kosmicznej. Istnieją jednak problemy z wykorzystaniem niestabilności Rayleigha-Taylora do wyjaśnienia tego, co widzimy w miejscu supernowej.

Niestabilność Rayleigha-Taylora może powiedzieć ci, że mogą istnieć kępy, ale bardzo trudno byłoby wyciągnąć z tego liczbę.powiedział Wadas, który zasugerował niestabilność Crow w artykule opublikowanym właśnie w Physical Review Letters.

Smugi odrzutowe są lepszym porównaniem, ponieważ wiry na końcach skrzydeł przerywają długą, gładką linię smugi odrzutowej. Wiry wpadają na siebie, pozostawiając luki, które można przewidzieć.

Aby zbadać ten pomysł, Wadas i jego koledzy symulowali sposób, w jaki wiatry wypychają model chmury na zewnątrz, jednocześnie ciągnąc po jej powierzchni. Góra i dół chmury były wypychane szybciej niż środek. To spowodowało, że chmura zwinęła się w kłębek, wyzwalając niestabilność Wrony, która rozerwała chmurę na 32 równe kępy podobne do sznura pereł w 1987a (który ma 30-40 kęp). Ta przewidywalna liczba grudek jest powodem, dla którego zespół zasugerował niestabilność Wrony jako czynnik formujący sznur. Uważają również, że może to pomóc w przewidywaniu powstawania większej liczby pierścieni wokół miejsca eksplozji lub gdy pył wokół gwiazdy łączy się, tworząc planety. Ostatnie zdjęcia JWST w podczerwieni wydają się pokazywać jeszcze więcej kępek, które pojawiły się w pierścieniu i ciekawie będzie zobaczyć, czy w przyszłości pojawi się ich więcej.

Webb znajduje dowód na istnienie gwiazdy neutronowej w sercu pozostałości młodej supernowej

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, należący do NASA, znalazł najlepszy jak dotąd dowód na emisję z gwiazdy neutronowej w miejscu niedawno zaobserwowanej supernowej. Supernowa, znana jako SN 1987A, była supernową z zapadnięciem się jądra, co oznacza, że ​​zagęszczone pozostałości w jej jądrze utworzyły albo gwiazdę neutronową, albo czarną dziurę. Dowodów na istnienie tak zwartego obiektu szukano od dawna i chociaż pośrednie dowody na obecność gwiazdy neutronowej znaleziono już wcześniej, po raz pierwszy wykryto skutki emisji wysokoenergetycznej prawdopodobnej młodej gwiazdy neutronowej.

Supernowe – wybuchowe, końcowe ataki śmierci niektórych masywnych gwiazd – wybuchają w ciągu kilku godzin, a jasność eksplozji osiąga szczyt w ciągu kilku miesięcy. Pozostałości eksplodującej gwiazdy będą nadal ewoluować w szybkim tempie przez następne dziesięciolecia, dając astronomom rzadką okazję do badania kluczowego procesu astronomicznego w czasie rzeczywistym.

Supernowa 1987A
Supernowa SN 1987A pojawiła się 160 000 lat świetlnych od Ziemi w Wielkim Obłoku Magellana. Po raz pierwszy zaobserwowano ją na Ziemi w lutym 1987 roku, a jej jasność osiągnęła szczyt w maju tego roku. Była to pierwsza supernowa, którą można było zobaczyć gołym okiem od czasu zaobserwowania supernowej Keplera w 1604 roku.

Około dwie godziny przed pierwszą obserwacją SN 1987A w świetle widzialnym trzy obserwatoria na całym świecie zarejestrowały trwający zaledwie kilka sekund wybuch neutrin. Te dwa różne typy obserwacji powiązano z tym samym zdarzeniem związanym z supernową i dostarczyły ważnych dowodów na poparcie teorii, w jaki sposób zachodzą supernowe z zapadnięciem się jądra. Teoria ta przewidywała, że ​​tego typu supernowa utworzy gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Od tego czasu astronomowie poszukiwali dowodów na istnienie jednego lub drugiego z tych zwartych obiektów w centrum rozszerzającej się pozostałości.

W ciągu ostatnich kilku lat odkryto pośrednie dowody na obecność gwiazdy neutronowej w centrum pozostałości, a obserwacje znacznie starszych pozostałości po supernowych – takich jak Mgławica Krab – potwierdzają, że gwiazdy neutronowe znajdują się w wielu pozostałościach po supernowych. Jednak aż do teraz nie zaobserwowano żadnych bezpośrednich dowodów na istnienie gwiazdy neutronowej powstałej w następstwie SN 1987A (lub jakiejkolwiek innej niedawnej eksplozji supernowej).

Claes Fransson z Uniwersytetu w Sztokholmie i główny autor tego badania wyjaśnił:

Z teoretycznych modeli SN 1987A wynika, że ​​10-sekundowy wybuch neutrin zaobserwowany tuż przed supernową sugeruje, że w wyniku eksplozji powstała gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Nie zaobserwowaliśmy jednak żadnej istotnej sygnatury takiego nowonarodzonego obiektu po eksplozji supernowej. Dzięki temu obserwatorium znaleźliśmy teraz bezpośredni dowód na emisję wywołaną przez nowonarodzony zwarty obiekt, najprawdopodobniej gwiazdę neutronową.

Obserwacje Webba dotyczące SN 1987A
Webb rozpoczął obserwacje naukowe w lipcu 2022 r., a obserwacje leżące u podstaw tej pracy przeprowadzono 16 lipca, co uczyniło pozostałość SN 1987A jednym z pierwszych obiektów zaobserwowanych przez Webba. Zespół wykorzystał tryb spektrografu średniej rozdzielczości (MRS) instrumentu MIRI (instrumentu średniej podczerwieni) Webba , którego opracowanie pomogli członkowie tego samego zespołu. MRS to rodzaj instrumentu znanego jako integralna jednostka polowa (IFU).

IFU są w stanie zobrazować obiekt i jednocześnie pobrać jego widmo . IFU tworzy widmo dla każdego piksela, umożliwiając obserwatorom dostrzeżenie różnic spektroskopowych w całym obiekcie. Analiza przesunięcia Dopplera każdego widma pozwala również na ocenę prędkości w każdej pozycji.

Analiza spektralna wyników wykazała silny sygnał spowodowany zjonizowanym argonem ze środka wyrzuconego materiału otaczającego pierwotne miejsce SN 1987A. Późniejsze obserwacje przy użyciu IFU NIRSpec (spektrografu bliskiej podczerwieni) Webba przy krótszych falach wykazały jeszcze silniej zjonizowane pierwiastki chemiczne, zwłaszcza pięciokrotnie zjonizowany argon (co oznacza atomy argonu, które utraciły pięć ze swoich 18 elektronów). Do powstania takich jonów potrzebne są wysokoenergetyczne fotony , które muszą skądś pochodzić.

Aby wytworzyć te jony, które zaobserwowaliśmy w wyrzutach, było jasne, że w centrum pozostałości SN 1987A musi znajdować się źródło wysokoenergetycznego promieniowania. W artykule omawiamy różne możliwości, znajdując że prawdopodobnych jest tylko kilka scenariuszy, a wszystkie dotyczą nowo narodzonej gwiazdy neutronowej.powiedział Fransson.

W tym roku planowane są dalsze obserwacje za pomocą teleskopów Webba i naziemnych. Zespół badawczy ma nadzieję, że trwające badania zapewnią większą jasność co do tego, co dokładnie dzieje się w sercu pozostałości po SN 1987A. Miejmy nadzieję, że te obserwacje pobudzą rozwój bardziej szczegółowych modeli, ostatecznie umożliwiając astronomom lepsze zrozumienie nie tylko SN 1987A, ale wszystkich supernowych powodujących zapadnięcie się jądra.

Webb oszałamia nowym spojrzeniem na eksplodującą gwiazdę w wysokiej rozdzielczości

Widok Cas A z kamery Webba NIRCam (Near-Infrared Camera) pokazuje tę gwiezdną eksplozję w rozdzielczości wcześniej nieosiągalnej na tych długościach fal. Widok w wysokiej rozdzielczości ujawnia zawiłe szczegóły rozszerzającej się skorupy materii uderzającej w gaz wyrzucony przez gwiazdę przed jej eksplozją. Cas A jest jedną z najlepiej zbadanych pozostałości po supernowej w całym kosmosie. Przez lata naziemne i kosmiczne obserwatoria, w tym należące do NASA Obserwatorium Rentgenowskie Chandra, Kosmiczny Teleskop Hubble’a i emerytowany Kosmiczny Teleskop Spitzera, zebrały obraz pozostałości obiektu na wielu długościach fal. Jednak astronomowie wkroczyli teraz w nową erę w badaniach Cas A. W kwietniu 2023 r. instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) Webba rozpoczął ten rozdział, ujawniając nowe i nieoczekiwane cechy w wewnętrznej powłoce pozostałości supernowej. Wiele z tych cech jest niewidocznych na nowym obrazie NIRCam, a astronomowie badają, dlaczego tak się dzieje.

Jak odłamki szkła

Światło podczerwone jest niewidoczne dla naszych oczu, więc procesory obrazu i naukowcy tłumaczą te długości fal światła na widoczne kolory. Na najnowszym zdjęciu Cas A kolory zostały przypisane do różnych filtrów z NIRCam, a każdy z tych kolorów wskazuje na inną aktywność zachodzącą wewnątrz obiektu. Na pierwszy rzut oka obraz NIRCam może wydawać się mniej kolorowy niż obraz MIRI. Wynika to jednak po prostu z długości fal, w których materiał obiektu emituje światło.

Najbardziej zauważalnymi kolorami na najnowszym obrazie Webba są kępki reprezentowane w jasnym pomarańczowym i jasnoróżowym kolorze, które tworzą wewnętrzną powłokę pozostałości supernowej. Ostry jak brzytwa obraz Webba może wykryć najmniejsze węzły gazu, składające się z siarki, tlenu, argonu i neonu pochodzącego z samej gwiazdy. W gazie tym osadzona jest mieszanina pyłu i cząsteczek, które ostatecznie staną się składnikami nowych gwiazd i układów planetarnych. Niektóre włókna pyłu są zbyt małe, aby mogły zostać dostrzeżone nawet przez Webba, co oznacza, że ich średnica jest porównywalna lub mniejsza niż 10 miliardów kilometrów (około 100 jednostek astronomicznych). Dla porównania, cały Cas A rozciąga się na 10 lat świetlnych, czyli 60 bilionów mil.

Dzięki rozdzielczości NIRCam możemy teraz zobaczyć, jak umierająca gwiazda absolutnie rozpadła się podczas wybuchu, pozostawiając za sobą włókna przypominające maleńkie odłamki szkła. To naprawdę niewiarygodne, że po tylu latach badań Cas A udało nam się rozwiązać te szczegóły, które zapewniają nam przełomowy wgląd w to, jak ta gwiazda eksplodowała.powiedział Danny Milisavljevic z Purdue University, który kieruje zespołem badawczym.

Ukryty zielony potwór

Porównując nowy widok Cas A w bliskiej podczerwieni Webba z widokiem w średniej podczerwieni, jego wewnętrzna wnęka i najbardziej zewnętrzna powłoka są dziwnie pozbawione koloru. Obrzeża głównej wewnętrznej powłoki, które na obrazie MIRI miały kolor głębokiej pomarańczy i czerwieni, wyglądają teraz jak dym z ogniska. Oznacza to miejsce, w którym fala uderzeniowa supernowej wbija się w otaczającą materię okołogwiazdową. Pył w materiale okołogwiazdowym jest zbyt chłodny, aby można go było wykryć bezpośrednio w bliskiej podczerwieni, ale świeci w średniej podczerwieni. Naukowcy twierdzą, że biały kolor to światło promieniowania synchrotronowego, które jest emitowane w całym spektrum elektromagnetycznym, w tym w bliskiej podczerwieni. Jest ono generowane przez naładowane cząstki poruszające się z bardzo dużymi prędkościami wokół linii pola magnetycznego. Promieniowanie synchrotronowe jest również widoczne w bąbelkowych powłokach w dolnej połowie wewnętrznej wnęki. Niewidoczna w widoku w bliskiej podczerwieni jest również pętla zielonego światła w centralnej wnęce Cas A, która świeciła w średniej podczerwieni, nazwana przez zespół badawczy Zielonym Potworem. Ta cecha została opisana jako “trudna do zrozumienia” przez naukowców w czasie ich pierwszego spojrzenia.

Podczas gdy “zieleń” Zielonego Potwora nie jest widoczna w NIRCam, to, co pozostało w bliskiej podczerwieni w tym regionie, może zapewnić wgląd w tajemniczą cechę. Okrągłe dziury widoczne na obrazie MIRI są słabo zarysowane białą i fioletową emisją na obrazie NIRCam – reprezentuje to zjonizowany gaz. Naukowcy uważają, że jest to spowodowane przepychaniem się szczątków supernowej i rzeźbieniem gazu pozostawionego przez gwiazdę przed jej wybuchem.

Mała Cas A

Naukowcy byli również absolutnie oszołomieni jedną fascynującą cechą w prawym dolnym rogu pola widzenia NIRCam. Nazwali tę dużą, prążkowaną plamę Baby Cas A – ponieważ wygląda jak potomstwo głównej supernowej. Jest to echo świetlne, w którym światło z dawnej eksplozji gwiazdy dotarło i ogrzewa odległy pył, który świeci, gdy się ochładza. Zawiłość wzoru pyłu i pozorna bliskość Baby Cas A do samej Cas A są szczególnie intrygujące dla naukowców. W rzeczywistości Baby Cas A znajduje się około 170 lat świetlnych za pozostałością po supernowej. Istnieje również kilka innych, mniejszych ech świetlnych rozproszonych na nowym portrecie Webba. Pozostałość po supernowej Cas A znajduje się w odległości 11 000 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Kasjopei. Szacuje się, że wybuchła około 340 lat temu z naszego punktu widzenia.

Poszukiwanie neutrinowego tła supernowych we Wszechświecie

To pewne, że gwiazdy takie jak Słońce, a dokładniej WSZYSTKIE gwiazdy w końcu umrą, tak, nawet Słońce! Nie panikuj jednak, mamy jeszcze kilka miliardów lat, więc dotrzesz do końca tego artykułu. Bardziej masywne gwiazdy umierają w wyniku dramatycznych eksplozji supernowych, a gdy do tego dochodzi, wysyłają w cały Wszechświat strumień neutrin. Astronomowie uważają obecnie, że prawdopodobnie istnieje tło neutrin w całym kosmosie i pewnego dnia będziemy w stanie zmapować historyczny rozkład wybuchów supernowych, być może nawet do 2035 roku.

Śmierć gwiazd można przyrównać do śmierci folii bąbelkowej; niektóre rozczarowująco po prostu “pffft” – jak gwiazdy o niższej masie, takie jak nasze Słońce – podczas gdy inne dają wyraźny, satysfakcjonujący POP – jak gwiazdy o masie ponad 8 razy większej od masy Słońca. Kiedy te masywne gwiazdy wybuchają, jest to fascynujący proces sam w sobie. Siły wewnątrz gwiazdy są w równowadze przez większość jej życia, z przyciągającą do wewnątrz siłą grawitacji równoważoną przez wypychającą na zewnątrz siłę termojądrową – wynik fuzji jądrowej w jądrze gwiazdy.

Masywne gwiazdy POP, ponieważ pod koniec swojego życia zwykle osiągają etap z rdzeniem bogatym w żelazo, a topiące się żelazo nie wytwarza energii, lecz ją pochłania. W przypadku żelaznego rdzenia siła termojądrowa ustaje, a rdzeń zapada się, co prowadzi do masywnej eksplozji supernowej. Za każdym razem, gdy atomy rozpadają się lub łączą, emitują neutrina, nawet owoce takie jak banany wytwarzają je z naturalnej radioaktywności potasu!

To samo dotyczy wybuchów supernowych, kiedy dochodzi do eksplozji lub neutrina są rozpraszane po całym Wszechświecie, w liczbie 1058. W całej historii Wszechświata neutrina zostały rozproszone w przestrzeni kosmicznej i są obecnie jednymi z najliczniejszych cząstek posiadających masę w całym Wszechświecie. Jest ich tak dużo, że w każdej sekundzie przez nasze ciała przechodzi bilion cząstek neutrin!

Wracając do omawianej historii, trudno jest ustalić, ile gwiazd wybuchło supernowych od czasu Wielkiego Wybuchu 13,8 miliarda lat temu, ale możliwe jest, że badanie “szumu” neutrin w tle, tak zwanego “rozproszonego tła neutrin supernowych” (DSNB), może ujawnić odpowiedź. DSNB nie zostało jeszcze odkryte, ale jeśli uda nam się je wykryć, być może będziemy w stanie określić historyczne tempo zapadania się jądra od zarania dziejów.

Ta intrygująca koncepcja jest badana za pomocą szeregu istniejących i przyszłych instrumentów, w szczególności Jiangmen Underground Neutrino Observatory (JUNO), które rozpocznie zbieranie danych w 2023 r., oraz detektora neutrin “Super Kwmiokande” w Japonii, który zbiera dane przez ostatnie 8 lat. Te i inne instrumenty badają DSNB i udoskonalają modele.

Zespół (Nick Ekanger, Shunsaku Horiuchi, Hiroki Nagakura i Samantha Reitz) wykorzystał dane dostępne z tych i innych instrumentów, aby udoskonalić szacunki DSNB i wydedukować, że powinien być wykrywalny i doszedł do wniosku, że jest to możliwe. Chociaż nie został jeszcze wykryty, jest to ekscytująca perspektywa, że możemy być w stanie to zrobić w ciągu następnej dekady i na podstawie obserwacji wywnioskować tempo eksplozji supernowych w miarę ewolucji Wszechświata.