Figur 1:En konstnärs intryck visar hur en imaginär neonfotbollsfisk äter bort elektronerna inuti en stjärnkärna. Kredit:Kavli IPMU
Ett internationellt team av forskare har funnit att neon inuti en viss massiv stjärna kan konsumera elektronerna i kärnan, en process som kallas elektroninfångning, vilket får stjärnan att kollapsa till en neutronstjärna och producera en supernova.
Forskarna var intresserade av att studera det slutliga ödet för stjärnor inom ett massintervall på åtta till 10 solmassor, eller åtta till tio gånger solens massa. Detta massintervall är viktigt eftersom det inkluderar gränsen mellan huruvida en stjärna har tillräckligt stor massa för att genomgå en supernovaexplosion för att bilda en neutronstjärna, eller har en mindre massa för att bilda en vit dvärgstjärna utan att bli en supernova.
En stjärna med åtta till 10 solmassor bildar vanligtvis en kärna som består av syre, magnesium och neon (figur 1). Kärnan är rik på degenererade elektroner, vilket betyder att det finns ett överflöd av elektroner i ett tätt utrymme med tillräckligt hög energi för att upprätthålla kärnan mot gravitationen. När kärndensiteten är tillräckligt hög, elektronerna förbrukas av magnesium och sedan neon, som också finns inuti kärnan. Tidigare studier har bekräftat att magnesium och neon kan börja äta bort elektronerna när kärnans massa har vuxit nära Chandrasekhars begränsande massa, en process som kallas elektroninfångning, men det har diskuterats om elektroninfångning kan orsaka neutronstjärnbildning. Ett multiinstitutionellt team av forskare studerade utvecklingen av en stjärna med 8,4 solmassa och körde datorsimuleringar på den för att hitta ett svar.
Figur 2:(a) En stjärnkärna innehåller syre, neon, och magnesium. När kärndensiteten blir tillräckligt hög, (b) magnesium och neon börjar äta elektroner och framkallar en kollaps. (c) Då antänds syreförbränning och producerar järngruppskärnor och fria protoner, som äter fler och fler elektroner för att främja ytterligare kollaps av kärnan. (d) Slutligen, den kollapsande kärnan blir en neutronstjärna i mitten, och det yttre lagret exploderar för att producera en supernova. Kredit:Zha et al
Genom att använda nyligen uppdaterade data från Suzuki för densitetsberoende och temperaturberoende elektroninfångningshastigheter, de simulerade utvecklingen av stjärnans kärna, som stöds av trycket från degenererade elektroner mot stjärnans egen gravitation. Eftersom magnesium och främst neon äter elektronerna, antalet elektroner minskade och kärnan krympte snabbt (Figur 2).
Elektroninfångningen frigjorde också värme. När kärnans centrala densitet översteg 10 10 g/cm 3 , syre i kärnan började bränna material i den centrala delen av kärnan, omvandla dem till järngruppskärnor som järn och nickel. Temperaturen blev så varm att protoner blev fria och flydde. Sedan blev elektronerna lättare att fånga av fria protoner och järngruppskärnor, och densiteten var så hög att kärnan kollapsade utan att orsaka en termonukleär explosion.
Med de nya elektroninfångningshastigheterna, syreförbränning befanns ske något utanför centrum. Ändå, kollapsen bildade en neutronstjärna och orsakade en supernovaexplosion, visar att en elektroninfångande supernova kan uppstå.
Figur 3:Krabbnebulosan, en rest av supernovan 1054 (SN 1054; observerad av forntida astronomer i Kina, Japan och Arab). Nomoto et al. (1982) föreslog att SN 1054 kunde orsakas av elektroninfångande supernova från en stjärna med en initial massa på cirka nio gånger solen. Kredit:NASA, ESA, J. DePasquale (STScI), och R. Hurt (Caltech/IPAC)
Ett visst massområde av stjärnor med åtta till 10 solmassor skulle bilda vita dvärgar bestående av syre-magnesium-neon genom envelopförlust på grund av förlust av stjärnvindsmassa. Om vindmassaförlusten är liten, å andra sidan, stjärnan genomgår elektroninfångningssupernovan, som finns i deras simulering.
Teamet föreslår att elektroninfångningssupernovan kan förklara egenskaperna hos supernovan som registrerades 1054 som bildade krabbanebulosan, som föreslagits av Nomoto et al. 1982 (Figur 3).
Dessa resultat publicerades i The Astrophysical Journal den 15 november, 2019.
