Czy obserwowane są zmiany w gwiazdach, które wkrótce staną się supernowymi, kilka minut lub godzin przed eksplozją?

Piszę powieść science fiction, w której statek utknął w układzie pojedynczej gwiazdy (czerwony nadolbrzym). Jednym z punktów fabuły jest gwiazda zmieniająca się w supernową za kilka godzin, więc postacie muszą naprawić swój statek, zanim to nastąpi.

Mam podstawową wiedzę o tym, jak to działa: żelazo wytwarzane z syntezy jądrowej gromadzi się w rdzeniu, aż osiągnie punkt, w którym rozpocznie się synteza żelaza. Ponieważ fuzja żelaza jest reakcją endotermiczną, rdzeń nie jest już w stanie wygenerować wystarczającej ilości energii, aby wytrzymać własny ciężar i nacisk warstw zewnętrznych, więc zapada się i eksploduje.

Czytałem, że gdy fuzja żelaza rozpocznie się w rdzeniu, zapadnięcie następuje w ciągu kilku minut, że samo załamanie trwa kilka sekund (nawet mniej niż sekundę) i że fala uderzeniowa dociera na powierzchnię kilka godzin. Czy to wszystko prawda?

Chodzi o to, że potrzebuję bohaterów, aby mogli przewidzieć eksplozję w krótkim okresie. Kilka godzin, a nawet minut. Byłoby wspaniale, gdyby byli świadomi załamania rdzenia i rozpoczęli odliczanie.

Czy są jakieś zewnętrzne sygnały tych zdarzeń, takie jak zmiany jasności lub koloru? Czy widmo gwiazd zmienia się, gdy rozpoczyna się fuzja żelaza lub gdy rdzeń się zapada? Wiem, że załamanie rdzenia generuje ogromną ilość neutrin. Czy ta ilość jest tak intensywna, że ​​można ją łatwo wykryć? (to znaczy bez wielkiego detektora w podziemnym obiekcie). Czy ilość żelaza w rdzeniu można oszacować na podstawie widma i wielkości gwiazdy, aby można było przewidzieć przybliżony czas rozpadu?

Myślę, że najlepszym rozwiązaniem byłoby wykrycie neutrin generowanych przez spalanie jądrowe wewnątrz gwiazdy (tak jak w przypadku Słońca). Gdy gwiazda osiągnie etap spalania węgla, w rzeczywistości emituje więcej energii w neutrinach niż w fotonach. Podczas fazy spalania krzemu, która trwa kilka dni i jest tym, co tworzy zdegenerowany rdzeń żelazny (który zapada się, gdy jest wystarczająco masywny), strumień neutrin wzrasta do około 10 ⁴⁷ erg / s na kilka sekund przed zapadnięciem się rdzenia. (Szczytowy strumień podczas zapadania się rdzenia wynosi około 10 ⁵² do 10 ⁵³ erg / s). Ten artykuł autorstwa Asakury i in. szacuje, że japoński detektor KamLAND mógł wykryć strumień neutrin przed supernowej dla gwiazd w odległości kilkuset parseków, i z wyprzedzeniem ostrzegać supernową o zawaleniu się jądra na kilka godzin lub nawet dni wcześniej. Ponieważ twoje postacie są w tym samym systemie co gwiazda, nie potrzebowałyby dużego podziemnego detektora, aby podnieść neutrina.

Ten wykres pokazuje przykład świecenia neutrin (dla neutrin antyelektronowych) w funkcji czasu dla gwiazdy przed supernowej (od Asakura i in. 2016, na podstawie Odrzywolek i Heger 2010 i Nakazato i in. 2013); załamanie rdzenia zaczyna się od t = 0s.

Mierząc spektrum energii dla różnych rodzajów neutrin i ich ewolucji w czasie, prawdopodobnie mógłbyś bardzo dobrze zorientować się, jak daleko była gwiazda, zwłaszcza że możemy przypuszczać, że twoje postacie mają znacznie lepsze modele ewolucji gwiazd niż obecnie robić. (Chcieliby również uzyskać dokładne pomiary masy gwiazdy, prędkości obrotowej, być może struktury wewnętrznej za pomocą astrosejsmologii itp., W celu dostrojenia modelu ewolucji gwiezdnej; to wszystko mogliby zrobić dość łatwo.)

Samo zapadanie się rdzenia byłoby sygnalizowane przez ogromny wzrost strumienia neutrin.

W artykule „Co jeśli” Randalla Munroe ocenia, że ​​strumień neutrin z supernowej zapadającej się rdzenia byłby śmiertelny dla człowieka w odległości około 2 AU. Które, jak zauważa, może faktycznie znajdować się w supergiantach, więc twoje postacie prawdopodobnie byłyby nieco dalej. Ale pokazuje, że strumień neutrin byłby łatwo wykrywalny i że twoje postacie mogłyby się z niego zatruć promieniowaniem, gdyby były bliżej niż 10 jednostek AU. (Oczywiście, chcesz to wykryć bardziej bezpośrednio, niż tylko czekać, aż poczujesz się niedobrze, ponieważ może to potrwać dłużej niż fala uderzeniowa dotrze do powierzchni gwiazdy.) fakt, że nie mieliby problemu z wykryciem neutrin ...

Inne odpowiedzi są poprawne; na pewno spodziewany jest puls neutrino w wyniku supernowej zapadnięcia się rdzenia i powinien wystąpić na kilka godzin przed pojawieniem się fali uderzeniowej na powierzchni.

$\sim (G \rho)^{-1/2}$$\rho$$10M_{\odot}$

Inną nie wspomnianą dotąd możliwością są fale grawitacyjne. Zakładając, że dostępny był stosunkowo przenośny wykrywacz fal grawitacyjnych (!), Można by się spodziewać ostrego impulsu fali grawitacyjnej w skali czasowej rozpadu rdzenia (sekunda lub mniej), który również zapowiadałby falę wybuchu supernowej kilka godzin później.

Jak powiedział Dean , prekursory supernowych zwykle uwalniają neutrina przed całkowitym zapadnięciem się rdzenia, tworzeniem się resztek i wyrzucaniem zewnętrznych warstw gwiazdy. Proces - skoncentrowany tutaj na neutrinach - przebiega mniej więcej tak:

1. Przy wystarczająco wysokiej gęstości ($\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$
2. Wychwytywanie elektronów zmniejsza ciśnienie degeneracji elektronów w rdzeniu, co prowadzi do przyspieszonego rozpadu rdzenia. Ciśnienie zwyrodnieniowe jest ważne w rdzeniach wielu gwiazd, ale w niezwykle masywnych gwiazdach - w tym czerwonych nadolbrzymach - po prostu nie wystarczy, aby zatrzymać zapadnięcie się.
3. $\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$
4. $\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$
5. Neutrina nadal uwięzione w / przez gwiezdną pozostałość są uwalniane około dziesięć sekund później. Również wytwarzanie par Neutrino prowadzi do szybkiego chłodzenia. Niektóre z tych neutrin mogą przyczynić się do ożywienia fali uderzeniowej.

Neutrina mogą przybyć godziny - lub w niektórych okolicznościach możliwe dni - przed światłem z supernowej. Pierwszy przypadek dotyczył SN 1987A , pierwszej supernowej, z której wykryto neutrina.

Referencje

• Balasi i in. (2015)
• Mirizzi i in. (2015)
• Scholberg (2012)

Nadświetlna supernowa (zwana również hipernową) może wykazywać podwójny szczyt jasności, a niektórzy twierdzą, że może to być norma dla superświetlnej supernowej, chociaż o ile wiem, w rzeczywistości zaobserwowano ją tylko w jednym przypadku (DES14X3taz).

W każdym razie w (przynajmniej) tym przypadku początkowo znaczny wzrost jasności. Następnie jasność spadła (o kilka wielkości) na kilka dni, a następnie wzrosła z powrotem do znacznie jaśniejszej niż początkowa „nierówność”.

Prawdopodobnie będziesz musiał uważać na odległości. Początkowy impuls światła jest już na tyle duże, że jeśli twoi ludzie są całkiem do drogi z dala, to będzie już na tyle smażyć je na ostre.

Jest jeszcze jeden punkt, który może być interesujący dla twojej powieści. Po eksplozji prawdopodobnie otrzymujesz magnetar - który, jak można się domyślić po nazwie, jest gwiazdą o niezwykle silnym polu magnetycznym - tak silnym, że może wywołać wszelkiego rodzaju spustoszenie z czymkolwiek w pobliżu, co zależy od czegokolwiek związanego z aktywnością elektryczną - nie tylko elektroniką, ale także prawdopodobnie nerwami ludzi.

Istnieje jednak oczywisty problem: czerwony nadolbrzym jest właściwym typem gwiazdy jako prekursor „normalnej” supernowej. Prawdopodobnie nie jest to odpowiedni typ jako prekursor superluminującej supernowej. Prekursor supernowej jest zwykle czymś w rodzaju sześciu lub ośmiu mas Słońca. Nadświetlna supernowa jest prawdopodobnie (znanych jest tylko kilka, więc trudno ją uogólnić) czymś w rodzaju kilkuset mas Słońca. Biorąc pod uwagę ilość uwolnionej energii, i tak musi być dość duża.

Odniesienie: Smith i in. (2015)