Astronómovia používajú superpočítač na modelovanie hypernovy 300 dní po výbuchu

(ASIAA/Ken Chen)

Odpovede na mnohé otázky v astronómii sú skryté za závojom hlbokého času.

Jedna z týchto otázok sa týka úlohy, ktorú zohrali supernovy v ranom vesmíre. Úlohou raných supernov bolo ukovať ťažšie prvky, ktoré v nich neboli kované Veľký tresk . Ako sa tento proces odohral? Ako sa odohrali tie ranné hviezdne explózie?

Trio výskumníkov sa obrátilo na superpočítačovú simuláciu, aby našli nejaké odpovede.



Ich výsledky sú prezentované v článku s názvom „ Dynamika plynu rozpadového zahrievania niklu-56 v supernovách s nestabilitou párov '. Hlavným autorom je Ke-Jung Chen z Academia Sinica, Institute of Astronomy & Astrophysics, Taiwan. Príspevok vychádza v The Astrophysical Journal .

Práca sa zaoberá konkrétnym typom supernov nazývaným a hypernova . Sú to v podstate supernovy na steroidoch. Hypernovy sú asi 100-krát silnejšie ako supernovy záhradných odrôd a vyskytujú sa iba u hviezd, ktoré majú hmotnosť približne 130 až 250 Slnka.

Vedci veľa študovali supernovy. Výskumníci chápu, ako fungujú a aké typy existujú. A vedia, ako vytvárajú prvky ťažšie ako vodík a hélium a posielajú tieto prvky do vesmíru, keď explodujú.

V našom chápaní sú však dôležité medzery, najmä v ranom vesmíre.

Trio výskumníkov chcelo preskúmať hypernovy, pretože si myslia, že by im to mohlo poskytnúť vodítko k úplne prvým supernovám, ktoré sa vyskytli vo vesmíre, a k tomu, ako sa prvé prvky vyrábali. V ranom vesmíre mali hviezdy tendenciu byť hmotnejšie, takže tam mohlo byť viac hypernov.

Ale hypernovy sú teraz extrémne zriedkavé a ich pozorovanie je problematické. Preto sa obrátili na superpočítačové simulácie.

So svojou simuláciou prenikli hlboko do jadra simulovaných hypernov, aby videli, ako explodujúca hviezda vyzerala 300 dní po začiatku výbuchu.

(ASIAA/Ken Chen)

Hore: 2D snímka supernovy párovej nestability, keď sa vlny výbuchu chystajú preraziť povrch hviezdy.

Existujú dva spôsoby, ako vznikajú hypernovy: z kolapsu jadra a z nestability páru.

V jadro-kolaps supernova, masívna hviezda dosiahla koniec svojho života a dochádza jej palivo. Keď sa fúzia znižuje, vonkajší tlak fúzie klesá. Bez vonkajšieho tlaku gravitačná energia samotnej hviezdy tlačí dole na jadro.

Nakoniec gravitačná energia spôsobí kolaps jadra a hviezda exploduje ako supernova. V závislosti od hmotnosti hviezdy môže zanechať a neutrónová hviezda zvyšok, alebo a čierna diera .

A supernova párovej nestability sa vyskytuje v extrémne hmotných hviezdach s hmotnosťou približne 130 až 250 Slnka. Vyskytuje sa, keď sa vo hviezde vytvárajú elektróny a ich antihmotové náprotivky, pozitróny.

To vytvára nestabilitu v jadre hviezdy a znižuje vnútorný tlak žiarenia, ktorý je potrebný na podporu takejto masívnej hviezdy proti jej vlastnej obrovskej gravitácii. Nestabilita odštartuje čiastočný kolaps, ktorý spustí prchavý termonukleárny výbuch. Nakoniec je hviezda zničená masívnou explóziou a nezostane po nej žiadny zvyšok.

Pre svoje simulácie sa tím zameral na supernovy s párovou nestabilitou. Jedným z dôvodov tejto voľby je veľké množstvo niklu-56, ktoré môžu vytvoriť supernovy s párovou nestabilitou.

Nikel-56 je rádioaktívny izotop niklu a hrá dôležitú úlohu pri našich pozorovaniach supernov. Rozpad Ni-56 je to, čo vytvára dosvit supernovy. Bez nej by bola supernova len jasným zábleskom bez pretrvávajúceho svetla.

Tím použil Národné astronomické observatórium Japonska (NAOJ) Superpočítač Centra výpočtovej astrofyziky (CfCA). pre ich simulácie.

Je to Cray XC50 a keď v roku 2018 začal fungovať, bol to najrýchlejší superpočítač na svete pre astrofyzikálne simulácie. Mohla by všetka táto sila pomôcť osvetliť raný vesmír?

Podľa hlavného autora Chena bol celý projekt mimoriadne náročný.

V preloženom tlačová správa Chen povedal, že 'čím väčšia je simulačná škála, aby bolo rozlíšenie vysoké, celý výpočet bude veľmi náročný a bude vyžadovať oveľa viac výpočtového výkonu, nehovoriac o tom, že aj fyzika je komplikovaná.'

Na boj proti nim, povedal Chen, ich najlepšou výhodou je ich „dobre vytvorený kód a robustná programová štruktúra“. Trojica výskumníkov má skúsenosti s dlhodobými simuláciami supernov, takže mali na túto prácu dobré predpoklady.

Toto nie je prvá simulácia hypernovy. Iní výskumníci im tiež chcú porozumieť a urobili svoje vlastné simulácie. No kým predchádzajúce simulácie prebiehali 30 dní po výbuchu, táto bežala 300 dní.

(ASIAA/Ken Chen)

Hore: 3D profil supernov párovej nestability. Modrá kocka zobrazuje celý simulovaný priestor. Oranžová oblasť je miesto, kde sa nikel 56 rozkladá.

Hlavným dôvodom bol nikel-56. Ako sa ukázalo, Ni-56 robí viac, než len vytvára dlhotrvajúcu žiaru supernovy. Zohráva nepretržitú úlohu pri výbuchu. Aby sme boli dôkladní, tím vykonal simuláciu pre tri samostatné progenitorové hviezdy.

Hypernova potrebuje extrémne masívnu progenitorovú hviezdu, niekedy s hmotnosťou viac ako 200 Slnka. Tieto hypernovy môžu vytvoriť obrovské množstvo Ni-56.

Podľa článku môžu syntetizovať 0,1 až 30 hmotností Slnka rádioaktívneho Ni-56. A okrem vytvárania všetkého toho svetla robí Ni-56 aj iné veci.

Vo svojom článku autori píšu, že všetko, čo Ni-56 'mohlo viesť aj k dôležitým dynamickým efektom hlboko v ejekte, ktoré sú schopné miešať prvky a ovplyvniť pozorovacie podpisy týchto udalostí.'

Tím chcel preskúmať „vzťah medzi pohybom plynu a energetickým žiarením vo vnútri supernovy“. Zistili, že v počiatočnom štádiu rozpadu Ni-56 sa zahriaty plyn roztiahol a vytvoril štruktúry s tenkými škrupinami.

Pri vysvetľovaní jedného z výsledkov simulácie Chen povedal: „Teplota vo vnútri plynového obalu je extrémne vysoká, z výpočtu vieme, že pri pohybe plynu by sa malo spotrebovať ~ 30 percent energie, potom sa pravdepodobne môže stať zvyšných ~ 70 percent energie. svietivosť supernovy. Skoršie modely ignorovali dynamické efekty plynu, takže výsledky svietivosti supernov boli všetky nadhodnotené.“

V papieri sú uvedené podrobnejšie informácie. „Zistili sme, že expanzia horúcej bubliny 56Ni vytvára škrupinu na základni kremíkovej vrstvy ejektov ~ 200 dní po výbuchu, ale že nevznikajú žiadne hydrodynamické nestability, ktoré by zmiešali 56Ni s ejektami bohatými na 28Si/16O. Hoci dynamické účinky zahrievania 56Ni môžu byť slabé, mohli by ovplyvniť pozorovacie znaky niektorých PI SNe presmerovaním energie rozpadu do vnútornej expanzie ejekta na úkor opätovného zosvetlenia v neskorších časoch.

(Chen a kol., 2020)

Hore: Obrázok zo štúdie. Tím simuloval tri typy hypernov reprezentované tromi stĺpcami. Riadky sú snímky zo simulácie po 20, 100 a 300 dňoch. Červená čiara na každom obrázku predstavuje obal horúcej bubliny Ni-56. Simulácie ukázali, že expanzia bubliny Ni-56 nespôsobuje žiadne miešanie. Miešanie v progenitorovej hviezde U225 úplne vpravo je spôsobené nestabilitou spätného šoku.

Toto nové chápanie hypernov párovej nestability určite rozšíri naše znalosti o tomto fenoméne. A mohla by byť pomôckou pre budúce pozorovania.

Aj keď sú hypernovy v našom veku zriedkavé, nemusí to tak byť vždy. Keďže hypernovy vyžadujú veľmi hmotné hviezdy a tieto hviezdy boli bežnejšie v ranom vesmíre, je logické, že v minulosti bolo hypernov viac.

Ale čoskoro možno budeme mať nástroje schopné vidieť staroveké svetlo z niektorých z týchto hypernov.

Autori píšu, že „PI SNe by mohli byť konečnými kozmickými majákmi, pretože ich môžu byť detekované v blízkej infračervenej oblasti (NIR) za kozmického úsvitu pri z ~ 25. Vesmírny teleskop Jamesa Webba a v neskorších epochách tým Rímsky vesmírny ďalekohľad Nancy Grace a ďalšia generácia extrémne veľkých ďalekohľadov.“

Ak tieto budúce teleskopy dokážu pozorovať tieto skoré hypernovy, potom štúdie, ako je táto, vydláždia cestu týmto pozorovaniam a poskytnú cestu na pochopenie niektorých z toho, čo vidíme.

Tento článok pôvodne publikoval Vesmír dnes . Čítať pôvodný článok .

O Nás

Publikácia Nezávislých, Osvedčených Skutočností O Správach O Zdraví, Priestore, Prírode, Technológii A Životnom Prostredí.