مستعر أعظم ناتج عن عدم استقرار الأزواج

تتميز الفوتونات المنبعثة من جسم في حالة اتزان حراري بطيف جسم أسود، حيث تتناسب كثافة الطاقة طرديًا مع القوة الرابعة لدرجة الحرارة، وفقًا لقانون ستيفان-بولتزمان . وينص قانون فين على أن طول موجة الانبعاث الأقصى من جسم أسود يتناسب عكسيًا مع درجة حرارته. وبالمثل، فإن تردد وطاقة ذروة الانبعاث يتناسبان طرديًا مع درجة الحرارة.

في النجوم الضخمة جداً والساخنة ذات درجات الحرارة الداخلية التي تزيد عن حوالي300,000,000 ألف (​ ​عند درجة حرارة 3 × 10⁸ ^كلفن  ، تكون الفوتونات المُنتجة في لبّ النجم في الغالب على شكل أشعة غاما عالية الطاقة . ويُساعد الضغط الناتج عن هذه الأشعة، المُندفعة من اللبّ إلى الخارج، على دعم الطبقات العليا للنجم في مواجهة قوة الجاذبية المُتجهة نحو الداخل . إذا انخفض انبعاث أشعة غاما ( كثافة الطاقة )، ​​فإن الطبقات الخارجية للنجم ستبدأ بالانهيار نحو الداخل.

يمكن لأشعة غاما ذات الطاقة العالية بما يكفي أن تتفاعل مع النوى أو الإلكترونات أو مع بعضها البعض. أحد التفاعلات الممكنة هو تكوين أزواج من الجسيمات، مثل أزواج الإلكترون والبوزيترون ، ويمكن لهذه الأزواج أن تلتقي وتفني بعضها البعض لإنتاج المزيد من أشعة غاما، وفقًا لمعادلة تكافؤ الكتلة والطاقة لألبرت أينشتاين E = mc² .

في الكثافة العالية جدًا لنواة نجمية ضخمة، يحدث إنتاج الأزواج وفناؤها بسرعة. تبقى أشعة غاما والإلكترونات والبوزيترونات في حالة توازن حراري ، مما يضمن استقرار نواة النجم. وبسبب التقلبات العشوائية، يمكن أن يؤدي التسخين والضغط المفاجئان للنواة إلى توليد أشعة غاما ذات طاقة كافية للتحول إلى سيل من أزواج الإلكترون-بوزيترون، مما يقلل الضغط. وعندما يتوقف الانهيار، تجد البوزيترونات الإلكترونات، فيرتفع الضغط الناتج عن أشعة غاما مجددًا. يوفر وجود البوزيترونات مخزونًا مؤقتًا من أشعة غاما الجديدة مع انخفاض ضغط نواة المستعر الأعظم المتوسع.

مع ارتفاع درجات الحرارة وطاقة أشعة غاما، يزداد امتصاص طاقة هذه الأشعة في تكوين أزواج الإلكترون-بوزيترون. ويؤدي هذا الانخفاض في كثافة طاقة أشعة غاما إلى تقليل ضغط الإشعاع الذي يقاوم الانهيار الجذبي ويدعم الطبقات الخارجية للنجم. ينكمش النجم، ضاغطًا ومسخنًا نواته، مما يزيد من معدل إنتاج الطاقة. وهذا بدوره يزيد من طاقة أشعة غاما المنتجة، مما يزيد من احتمالية تفاعلها، وبالتالي يزيد من معدل امتصاص الطاقة في إنتاج المزيد من الأزواج. ونتيجة لذلك، تفقد نواة النجم دعمها في عملية متسارعة، حيث تُنتج أشعة غاما بمعدل متزايد؛ ولكن يتم امتصاص المزيد والمزيد من أشعة غاما لإنتاج أزواج الإلكترون-بوزيترون، ولا يكفي فناء هذه الأزواج لوقف المزيد من انكماش النواة. وأخيرًا، يؤدي التسارع الحراري إلى إشعال اندماج انفجاري للأكسجين والعناصر الأثقل. عندما تصل درجة الحرارة إلى المستوى الذي تحمل فيه الإلكترونات والبوزيترونات نفس نسبة الطاقة التي تحملها أشعة غاما، لا يمكن أن يزداد إنتاج الأزواج أكثر من ذلك؛ إذ يتوازن ذلك مع الفناء. يتوقف الانكماش عن التسارع، لكن النواة تُنتج الآن طاقة أكبر بكثير مما كانت عليه قبل الانهيار، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم: حيث تُقذف الطبقات الخارجية للنجم بفعل الزيادة المفاجئة والكبيرة في إنتاج الطاقة في النواة. تشير الحسابات إلى أن جزءًا كبيرًا من الطبقات الخارجية قد فُقد لدرجة أن النواة شديدة الحرارة نفسها لم تعد تحت ضغط كافٍ للحفاظ عليها سليمة، فتتفكك تمامًا.

لا تمتلك أشعة غاما المنبعثة من النجوم التي تقل كتلتها عن 100 كتلة شمسية طاقة كافية لتكوين أزواج إلكترون-بوزيترون. بعض هذه النجوم ستشهد انفجارات مستعرات عظمى من نوع مختلف في نهاية حياتها، لكن الآليات المسببة لذلك لا تتضمن عدم استقرار الأزواج.

هذه النجوم كبيرة بما يكفي لإنتاج أشعة غاما ذات طاقة كافية لتكوين أزواج إلكترون-بوزيترون، لكن الانخفاض الصافي الناتج في الضغط المعاكس للجاذبية غير كافٍ لإحداث ضغط زائد في النواة، وهو الضغط اللازم لحدوث المستعر الأعظم. بدلاً من ذلك، يُحفز الانكماش الناتج عن تكوين الأزواج زيادة في النشاط النووي الحراري داخل النجم، مما يدفع الضغط الداخلي ويعيد النجم إلى حالة التوازن. يُعتقد أن النجوم بهذا الحجم تمر بسلسلة من هذه النبضات حتى تفقد كتلة كافية لتنخفض إلى أقل من 100 كتلة شمسية، وعندها لا تعود ساخنة بما يكفي لدعم تكوين الأزواج. قد تكون هذه النبضات مسؤولة عن التغيرات في سطوع نجم إيتا كارينا عام 1843 ، على الرغم من أن هذا التفسير ليس مقبولاً على نطاق واسع.

بالنسبة للنجوم ذات الكتلة العالية جدًا، التي تتراوح كتلتها بين 130 و250 كتلة شمسية تقريبًا، يمكن أن يحدث مستعر أعظم حقيقي ناتج عن عدم استقرار الأزواج. في هذه النجوم، عند أول مرة تسمح فيها الظروف بعدم استقرار إنتاج الأزواج، يخرج الوضع عن السيطرة. ويستمر الانهيار في ضغط لب النجم بكفاءة عالية؛ ويكون الضغط الزائد كافيًا للسماح بالاندماج النووي المتسارع بحرقه في غضون ثوانٍ، مما يُحدث انفجارًا نوويًا حراريًا. ^{[ 6 ]} ومع إطلاق طاقة حرارية أكبر من طاقة الربط الجذبي للنجم ، يتفكك تمامًا؛ فلا يتبقى أي ثقب أسود أو بقايا أخرى. ومن المتوقع أن يُساهم هذا في ظهور " فجوة كتلة " في توزيع كتلة الثقوب السوداء النجمية . ^{[ 7 ] [ 8 ]} (يجب التمييز بين "فجوة الكتلة العليا" هذه و"فجوة الكتلة الدنيا" المشتبه بها في نطاق بضع كتل شمسية).

إضافةً إلى إطلاق الطاقة الفوري، يتحول جزء كبير من لب النجم إلى النيكل-56 ، وهو نظير مشع يتحلل بنصف عمر يبلغ 6.1  يومًا إلى الكوبالت-56 . يبلغ نصف عمر الكوبالت-56  77 يومًا، ثم يتحلل بدوره إلى النظير المستقر الحديد-56 (انظر: التخليق النووي للمستعر الأعظم ). بالنسبة للمستعر الأعظم الفائق SN 2006gy ، تشير الدراسات إلى أنه ربما تم إطلاق ما يعادل 40 ضعف كتلة النجم الأصلي على شكل ^56.يشكل النيكل تقريبًا كامل كتلة المناطق المركزية للنجم. ^{[ 5 ]} ويؤدي التصادم بين نواة النجم المتفجرة والغاز الذي قذفته سابقًا، والتحلل الإشعاعي، إلى إطلاق معظم الضوء المرئي.

تتبع آلية تفاعل مختلفة، هي التفكك الضوئي ، الانهيار الأولي الناتج عن عدم استقرار الأزواج في النجوم التي تبلغ كتلتها 250 كتلة شمسية على الأقل. يمتص هذا التفاعل الماص للحرارة (الممتص للطاقة) الطاقة الزائدة من المراحل السابقة قبل أن يتسبب الاندماج النووي المتسارع في انفجار مستعر أعظم؛ ثم ينهار النجم تمامًا ليتحول إلى ثقب أسود. ^{[ 6 ]}

يُعتقد عمومًا أن المستعرات العظمى الناتجة عن عدم استقرار الأزواج شديدة اللمعان. وهذا ينطبق فقط على النجوم الأصلية ذات الكتلة الأكبر، حيث يعتمد اللمعان بشكل كبير على كتلة المادة المشعة المقذوفة ^.النيكل . يمكن أن تصل ذروة لمعانها إلى أكثر من10 ³⁷  واط ، أكثر سطوعًا من المستعرات العظمى من النوع Ia، ولكن عند الكتل المنخفضة تكون ذروة اللمعان أقل من10 ³⁵  واط ، وهو ما يعادل أو يقل عن المستعرات العظمى من النوع الثاني النموذجية. ^{[ 9 ]}

تعتمد أطياف المستعرات العظمى الناتجة عن عدم استقرار الأزواج على طبيعة النجم الأصلي. لذا، يمكن أن تظهر كأطياف مستعرات عظمى من النوع الثاني أو النوع الأول ب/ج. تنتج النجوم الأصلية التي تحتوي على غلاف هيدروجيني متبقٍ كبير مستعرات عظمى من النوع الثاني، بينما تنتج تلك التي لا تحتوي على هيدروجين ولكن تحتوي على كمية كبيرة من الهيليوم مستعرات عظمى من النوع الأول ب، أما تلك التي لا تحتوي على هيدروجين ولا تحتوي تقريبًا على هيليوم فتنتج مستعرات عظمى من النوع الأول ج. ^{[ 9 ]}

على عكس الأطياف، تختلف منحنيات الضوء اختلافًا كبيرًا عن الأنواع الشائعة للمستعرات العظمى. تتميز منحنيات الضوء بامتدادها الكبير، حيث تبلغ ذروة اللمعان بعد أشهر من بداية الحدث. ^{[ 9 ]} ويعود ذلك إلى الكميات الهائلة من ⁵⁶تم طرد النيكل ، والمقذوفات الكثيفة بصريًا، حيث تفكك النجم تمامًا.

تدمر المستعرات العظمى الناتجة عن عدم استقرار الأزواج النجم الأصلي تدميراً كاملاً، ولا تترك وراءها نجماً نيوترونياً أو ثقباً أسود. تُقذف كتلة النجم بأكملها، مما يُنتج بقايا سديمية، وتُقذف كتل شمسية هائلة من العناصر الثقيلة إلى الفضاء بين النجوم.