Nebulosans fas för den magnetardrivna superljussupernovan från vår 3D-simulering. Just nu, supernova-ejecta har expanderat till en storlek som liknar solsystemet. Storskalig blandning uppträder vid det yttre och inre området av utmatningen. De resulterande ljuskurvorna och spektra är känsliga för blandningen som beror på stjärnstrukturen och magnetens fysiska egenskaper. Kredit:Ken Chen
Under större delen av 1900-talet, astronomer har letat igenom himlen efter supernovor – massiva stjärnors explosiva dödsfall – och deras kvarlevor på jakt efter ledtrådar om stamfadern, mekanismerna som fick den att explodera, och de tunga elementen som skapas i processen. Faktiskt, dessa händelser skapar de flesta av de kosmiska elementen som fortsätter att bilda nya stjärnor, galaxer, och livet.
Eftersom ingen faktiskt kan se en supernova på nära håll, forskare förlitar sig på superdatorsimuleringar för att ge dem insikter i fysiken som tänder och driver händelsen. Nu för första gången någonsin, ett internationellt team av astrofysiker simulerade den tredimensionella (3-D) fysiken hos superluminösa supernovor – som är ungefär hundra gånger mer lysande än typiska supernovor. De uppnådde denna milstolpe med hjälp av Lawrence Berkeley National Laboratorys (Berkeley Labs) CASTRO-kod och superdatorer vid National Energy Research Scientific Computing Center (NERSC). En artikel som beskrev deras arbete publicerades i Astrofysisk tidskrift .
Astronomer har funnit att dessa superluminous händelser inträffar när en magnetar – det snabbt snurrande liket av en massiv stjärna vars magnetfält är biljoner gånger starkare än jordens – befinner sig i centrum av en ung supernova. Strålning som frigörs av magnetarn är det som förstärker supernovans ljusstyrka. Men för att förstå hur detta händer, forskare behöver flerdimensionella simuleringar.
"Att göra 3D-simuleringar av magnetardrivna superluminösa supernovor, du behöver mycket superdatorkraft och rätt kod, en som fångar den relevanta mikrofysiken, sa Ken Chen, huvudförfattare till artikeln och en astrofysiker vid Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), Taiwan.
Den turbulenta kärnan av en magnetbubbla inuti de superluminous supernovorna. Färgkodning visar densiteter. Magnetaren är placerad i mitten av denna bild och två bipolära utflöden emitteras från den. Den fysiska storleken på utflödet är cirka 10, 000 km. Kredit:Ken Chen
Han tillägger att den numeriska simuleringen som krävs för att fånga vätskeinstabiliteten i dessa superluminous händelser i 3-D är mycket komplex och kräver mycket datorkraft, det är därför ingen har gjort det tidigare.
Vätskeinstabilitet uppstår runt omkring oss. Till exempel, om du har ett glas vatten och lägger lite färg på toppen, vattnets ytspänning blir instabil och det tyngre färgämnet kommer att sjunka till botten. Eftersom två vätskor rör sig förbi varandra, fysiken i denna instabilitet kan inte fångas i en dimension. Du behöver en andra eller tredje dimension, vinkelrätt mot höjden för att se all instabilitet. På den kosmiska skalan, vätskeinstabiliteter som leder till turbulens och blandning spelar en avgörande roll i bildandet av kosmiska objekt som galaxer, stjärnor, och supernovor.
"Du måste fånga fysik över en rad skalor, från mycket stor till riktigt liten, i extremt hög upplösning för att exakt modellera astrofysiska objekt som superluminous supernovor. Detta utgör en teknisk utmaning för astrofysiker. Vi kunde övervinna detta problem med ett nytt numeriskt schema och flera miljoner superdatortimmar på NERSC, " sa Chen.
För detta arbete, forskarna modellerade en supernovarest som var cirka 15 miljarder kilometer bred med en tät 10 kilometer bred magnetar inuti. I detta system, simuleringarna visar att hydrodynamiska instabiliteter bildas på två skalor i restmaterialet. Den ena instabiliteten finns i den heta bubblan som aktiveras av magnetarn och den andra uppstår när den unga supernovans framåtgående stöt plöjer upp mot omgivande gas.
Turbulent kärna av magnetbubbla inuti de superluminous supernovorna. Färgkodning visar densiteterna. Magnetaren är placerad i mitten av denna bild. Stark turbulens orsakas av strålningen från den centrala magnetaren. Kredit:Ken Chen
"Båda dessa vätskeinstabiliteter orsakar mer blandning än vad som normalt skulle inträffa i en typisk supernovahändelse, vilket har betydande konsekvenser för ljuskurvorna och spektra hos superluminösa supernovor. Inget av detta skulle ha fångats i en endimensionell modell, " sa Chen.
De fann också att magnetarn kan accelerera kalcium- och kiselelement som kastades ut från den unga supernovan till hastigheter på 12, 000 kilometer per sekund, som redogör för deras bredda emissionslinjer i spektrala observationer. Och att även energi från svaga magnetarer kan accelerera element från järngruppen, som finns djupt inne i supernovaresterna, till 5, 000 till 7, 000 kilometer per sekund, vilket förklarar varför järn observeras tidigt i core-kollaps supernovor som SN 1987A. Detta har varit ett långvarigt mysterium inom astrofysik.
"Vi var de första som exakt modellerade ett superluminöst supernovasystem i 3D eftersom vi hade turen att ha tillgång till NERSC superdatorer, ", sa Chen. "Den här anläggningen är en extremt bekväm plats att göra banbrytande vetenskap."
