Według badaczy, supernowa SN2016aps może należeć do rozważanej teoretycznie kategorii zwanej po angielsku „pair-instability supernowa” oraz dodatkowo mogła być wynikiem połączenia dwóch masywnych gwiazd. Energia eksplozji była kilkukrotnie wyższa niż u normalnej supernowej.

„W typowej supernowej promieniowanie stanowi mniej niż 1 procent całkowitej energii eksplozji. Ale dla SN2016aps ustaliliśmy, iż promieniowanie jest pięciokrotnie większe niż u zwykłej supernowej. To najwięcej światła, jakie kiedykolwiek widzieliśmy od supernowej” - powiedział dr Matt Nicholl z University of Birmingham, który kierował zespołem badawczym.

Jak przypuszczają badacze, intensywna emisja energii z supernowej wskazuje na niezwykle masywną gwiazdę – progenitora (obiekt, który wybuchł jako supernowa). W momencie narodzin gwiazda ta mogła mieć co najmniej 100 razy większą masę niż Słońce.

Badacze obserwowali supernową przez dwa lata, aż do momentu, gdy jej jasność spadła do 1 procenta jasności w maksimum blasku. Potem użyli wykonanych pomiarów do obliczenia masy, która okazała się mieścić w przedziale od 50 do 100 mas Słońca (łączna masa wyrzuconej w wybuchu materii plus materii z bliskiego otoczenia, wyrzuconej wcześniej), podczas gdy zwykła supernowa ma masę pomiędzy 8, a 15 masami Słońca.

Obserwacje spektroskopowe pokazały, że historia progenitora była burzliwa. W końcowych latach przed wybuchem gwiazda odrzuciła masywną otoczkę gazu, gdy gwałtownie pulsowała. Kolizja materii z wybuchu z tą odrzuconą otoczką była przyczyną nadzwyczajnej jasności supernowej. „Tak jakby dorzuciła drewna do ogniska” – obrazowo wskazują naukowcy.

Pair-instability supernova, czyli supernowa powstająca z powodu niestabilności kreacji par, powstaje w efekcie zachwiania równowagi hydrostatycznej gwiazdy wywołanej kreacją par w jej jądrze. Gdy w jądrze gwiazdy temperatura wzrośnie do odpowiednio wysokich wartości, kwanty promieniowania gamma mają energię wystarczającą do przemiany fotonu w parę elektron-antyelektron (tzw. kreacja par – proces odwrotny do anihilacji, czyli zamiany cząstki i antycząstki w fotony). Utworzona w ten sposób para cząstek wytwarza zdecydowanie mniejsze ciśnienie niż tworzący ją foton. W efekcie całkowite ciśnienie się zmniejsza i wywołuje to zapadanie się gwiazdy, a przy okazji dalszy wzrost temperatury w jej wnętrzu. Jeśli masa gwiazdy jest zbyt duża, proces zapadania się jest na tyle intensywny, że nie udaje się wytworzyć stanu równowagi i w końcu następuje wybuch supernowej. Według modeli, po wybuchu takiej supernowej nie pozostaje gwiazda neutronowa, ani czarna dziura, jak to ma miejsce w przypadku zwykłych supernowych.

Kolejną niespodzianką w przypadku SN2016aps był duży poziom gazu wodorowego. Masywne gwiazdy zazwyczaj tracą większość wodoru na skutek intensywnego wiatru gwiazdowego na długo zanim wystąpią pulsacje. SN2016aps utrzymała wodór, co prowadzi do hipotezy, że połączyły się ze sobą dwie nieco mniej masywne gwiazdy (gwiazdy o mniejszej masie dłużej utrzymują swój wodór). Obiekt, który powstał z połączenia dwóch gwiazd, posiadał dużo wodoru, a jednocześnie odpowiednio dużą masę, aby stać się supernową z kategorii „pair-instability supernova”.

Supernowa SN2016aps została odkryta w ramach projektu Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS). W badaniach naukowcy wykorzystali też dane z innych teleskopów, takich jak Kosmiczny Teleskop Hubble’a, obserwatoria Keck, Gemini, MDM, MMT. Wyniki badań ukazały się w „Nature Astronomy”. Pierwszym autorem pracy jest Matt Nichol z University of Birmingham i University of Edinburgh (Wielka Brytania). (PAP)

cza/ ekr/