
إن إجابات العديد من الأسئلة في علم الفلك مخفية خلف حجاب الزمن السحيق. يدور أحد هذه الأسئلة حول الدور الذي لعبته المستعرات الأعظمية في بدايات الكون. كانت مهمة المستعرات الأعظمية المبكرة هي تشكيل العناصر الأثقل التي لم يتم تشكيلها في الانفجار العظيم. كيف لعبت هذه العملية؟ كيف كانت تلك الانفجارات النجمية المبكرة؟
تحول ثلاثة من الباحثين إلى محاكاة الكمبيوتر العملاق للعثور على بعض الإجابات.
يتم عرض نتائجهم في ورقة بعنوان ' ديناميات الغاز لتسخين تسوس النيكل 56 في المستعرات الأعظمية غير المستقرة . ' المؤلف الرئيسي هو Ke-Jung Chen من Academia Sinica ، معهد علم الفلك والفيزياء الفلكية ، تايوان. تم نشر الورقة في مجلة الفيزياء الفلكية.
يتعلق العمل بنوع معين من المستعرات الأعظمية يسمى أ هايبرنوفا . هم في الأساس مستعرات أعظم على المنشطات. Hypernovae أقوى بحوالي 100 مرة من المستعرات الأعظمية المتنوعة في الحدائق ، ولا تحدث إلا مع النجوم التي تبلغ كتلتها حوالي 130 إلى 250 كتلة شمسية.
لقد درس العلماء الكثير من المستعرات الأعظمية. يفهم الباحثون كيف يعملون ، وما الأنواع الموجودة. وهم يعرفون كيف يصنعون عناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم ويرسلون هذه العناصر إلى الكون عندما تنفجر. لكن هناك فجوات مهمة في فهمنا ، خاصة في بدايات الكون.
أراد الثلاثي من الباحثين التحقيق في hypernovae ، لأنهم يعتقدون أنه قد يمنحهم أدلة على أول مستعر أعظم حدث في الكون ، وكيف تم إنتاج العناصر المبكرة. في بدايات الكون ، كانت النجوم تميل إلى أن تكون أكثر ضخامة ، لذلك ربما كان هناك المزيد من hypernovae. لكن hypernovae نادر للغاية الآن ، ومراقبته يمثل مشكلة. لذلك تحولوا إلى محاكاة أجهزة الكمبيوتر العملاقة.

رسم توضيحي لفنان للنجوم الأولى في الكون ، يُسمى السكان 3 نجوم. كان من الممكن أن تكون نجوم البوب 3 أضخم بكثير من معظم النجوم اليوم ، وستحترق حارة وأزرق. كانت أعمارهم أقصر بكثير من نجوم مثل شمسنا. حقوق الصورة: المجال العام ، https://commons.wikimedia.org/w/index.
من خلال محاكاتهم ، بحثوا بعمق في قلب محاكاة hypernovae ليروا كيف بدا النجم المتفجر بعد 300 يوم من بدء الانفجار.
هناك طريقتان يتشكل بهما hypernovae: من انهيار النواة ، ومن عدم استقرار الزوج.
في الانهيار الأساسي المستعر الأعظم ، نجم ضخم وصل إلى نهاية حياته والوقود ينفد. مع انخفاض الاندماج ، ينخفض الضغط الخارجي للانصهار. في ظل غياب الضغط الخارجي ، تدفع طاقة الجاذبية للنجم نفسه نحو الأسفل على اللب. في النهاية ، تتسبب طاقة الجاذبية في انهيار اللب ، وينفجر النجم على شكل مستعر أعظم. اعتمادًا على كتلة النجم ، يمكن أن يترك وراءه بقايا نجم نيوتروني ، أو ثقبًا أسود.
إلى مستعر أعظم ثنائي عدم الاستقرار يحدث في النجوم الضخمة للغاية التي تحتوي على حوالي 130 إلى 250 كتلة شمسية. يحدث عندما يتم إنتاج الإلكترونات ونظيراتها من المادة المضادة ، البوزيترونات ، في النجم. يؤدي ذلك إلى عدم الاستقرار في قلب النجم ، ويقلل من ضغط الإشعاع الداخلي اللازم لدعم مثل هذا النجم الهائل ضد جاذبيته الهائلة. يبدأ عدم الاستقرار في انهيار جزئي ، مما يؤدي إلى انفجار نووي حراري جامح. في النهاية ، دمر النجم انفجار هائل ، ولم يترك أي بقايا وراءه.

وصفة لزوج مستعر أعظم عدم استقرار. يُفترض أنه في النجوم شديدة الكتلة ، تصبح أشعة جاما المنبعثة من القلب نشطة للغاية بحيث يمكنها الخضوع لعملية إنتاج زوجي بعد التفاعل مع النواة. بشكل أساسي ، تخلق أشعة جاما جسيمًا مزدوجًا وجسيمًا مضادًا (عادةً إلكترون وبوزيترون). يؤدي فقدان ضغط الإشعاع مع تحول أشعة جاما إلى جزيئات إلى انهيار الجاذبية في قلب النجم - و kaboom! الائتمان: chandra.harvard.edu
من أجل عمليات المحاكاة ، ركز الفريق على المستعرات الأعظمية غير المستقرة. أحد أسباب هذا الاختيار هو الكمية الكبيرة من النيكل 56 التي يمكن أن تخلقها المستعرات الأعظمية غير المستقرة.
النيكل 56 هو نظير مشع للنيكل ويلعب دورًا مهمًا في ملاحظاتنا للمستعرات الأعظمية. اضمحلال Ni-56 هو ما يخلق الشفق اللاحق للمستعر الأعظم. بدونه ، سيكون المستعر الأعظم مجرد وميض ساطع ، بدون ضوء باقٍ.
استخدم الفريق المرصد الفلكي الوطني الياباني (NAOJ) حاسوب عملاق بمركز الفيزياء الفلكية الحاسوبية (CfCA) لمحاكاةهم. إنه Cray XC50 ، وعندما بدأ تشغيله في عام 2018 ، كان أسرع كمبيوتر عملاق في العالم لعمليات المحاكاة الفيزيائية الفلكية. هل يمكن أن تساعد كل هذه القوة في إلقاء بعض الضوء على الكون المبكر؟
وفقًا للمؤلف الرئيسي تشين ، كان المشروع بأكمله صعبًا للغاية. في مترجم خبر صحفى ، قال تشين: 'كلما زاد حجم المحاكاة ، للحفاظ على الدقة عالية ، ستصبح العملية الحسابية بأكملها صعبة للغاية وتتطلب قدرًا أكبر من القوة الحسابية ، ناهيك عن أن الفيزياء المعنية معقدة أيضًا.' وقال تشين إن أفضل ميزة لمكافحة هذه المشكلات هي 'التعليمات البرمجية المصممة جيدًا وهيكل البرامج القوي'. يتمتع الثلاثي من الباحثين بالخبرة في عمليات المحاكاة طويلة المدى للمستعرات الأعظمية ، لذا فقد كانوا في وضع جيد للقيام بهذا العمل.
هذه ليست أول محاكاة لمضخم زائد. يحرص باحثون آخرون أيضًا على فهمها ، وقد أجروا عمليات المحاكاة الخاصة بهم. ولكن بينما استمرت عمليات المحاكاة السابقة لمدة 30 يومًا بعد الانفجار ، استمرت هذه المحاكاة لمدة 300 يوم. كان السبب الرئيسي لذلك هو Nickel-56. كما اتضح ، فإن Ni-56 يفعل أكثر من مجرد توهج مستعر أعظم طويل العمر. يلعب دورًا مستمرًا في الانفجار. لكي نكون دقيقين ، أجرى الفريق محاكاة لثلاثة نجوم أصلية منفصلة.

ملف تعريف ثلاثي الأبعاد لمستعرات أعظم ثنائي غير مستقر. يُظهر المكعب الأزرق مساحة المحاكاة بأكملها. المنطقة البرتقالية حيث يتحلل النيكل 56.
حقوق الصورة: ASIAA / Ken Chen
يحتاج السوبرنوفا إلى نجم سلف ضخم للغاية ، يصل أحيانًا إلى ما يزيد عن 200 كتلة شمسية. يمكن أن ينتج عن هذا hypernovae كمية هائلة من Ni-56. وفقًا للورقة ، يمكنهم تصنيع ما بين 0.1-30 كتلة شمسية من Ni-56 المشعة. وبصرف النظر عن خلق كل هذا الضوء ، فإن Ni-56 يقوم بأشياء أخرى. كتب المؤلفون في ورقتهم البحثية أن كل ما هو Ni-56 'يمكن أن يؤدي أيضًا إلى تأثيرات ديناميكية مهمة في عمق المقذوفات القادرة على مزج العناصر والتأثير على التوقيعات المرصودة لهذه الأحداث.'
أراد الفريق التحقيق في 'العلاقة بين حركة الغاز وإشعاع الطاقة داخل المستعر الأعظم'. ووجدوا أنه في المرحلة الأولية من اضمحلال Ni-56 ، تمدد الغاز المسخن ، وشكل هياكل ذات قذائف رفيعة.
قال تشين ، في شرح لإحدى نتائج المحاكاة ، 'درجة الحرارة داخل غلاف الغاز مرتفعة للغاية ، ومن الحسابات نفهم أنه يجب أن يكون هناك حوالي 30٪ من الطاقة المستخدمة في حركة الغاز ، ومن ثم يمكن أن تصبح الطاقة المتبقية ~ 70٪ لمعان المستعر الأعظم. تجاهلت النماذج السابقة التأثيرات الديناميكية للغاز ، لذلك تم المبالغة في تقدير نتائج لمعان المستعر الأعظم '.
الورقة تعطي المزيد من التفاصيل. 'نجد هذا التمدد للحرارة56تشكل فقاعة النيكل غلافًا عند قاعدة طبقة السيليكون للقذف بعد 200 يوم تقريبًا من الانفجار ، ولكن لا يحدث عدم استقرار هيدروديناميكي من شأنه أن يختلط56ني مع28نعم/16O-rich مقذوفات. ومع ذلك ، في حين أن الآثار الديناميكية56قد يكون تسخين النيكل ضعيفًا حيث يمكن أن تؤثر على توقيعات المراقبة لبعض PI SNe عن طريق تحويل طاقة الانحلال إلى التوسع الداخلي للقذف على حساب إعادة التفتيح في أوقات لاحقة '.

رقم من الدراسة. قام الفريق بمحاكاة ثلاثة أنواع من hypernovae ، ممثلة بالأعمدة الثلاثة. الصفوف هي لقطات من المحاكاة في 20 و 100 و 300 يوم. يمثل الخط الأحمر في كل صورة غلاف فقاعة Ni-56 الساخنة. أظهرت عمليات المحاكاة أن تمدد فقاعة Ni-56 لا يسبب أي اختلاط. الاختلاط في النجم السلف U225 ، أقصى اليمين ، يرجع إلى عدم الاستقرار من الصدمة العكسية. حقوق الصورة: Chen et al، 2020.
هذا الفهم الجديد لفرط نوفا الزوجي غير المستقر سوف يوسع بالتأكيد معرفتنا بالظاهرة. ويمكن أن تكون مساعدة للملاحظات المستقبلية.
على الرغم من ندرة حدوث فرط نوفا في عصرنا ، فقد لا يكون هذا هو الحال دائمًا. نظرًا لأن hypernovae يتطلب نجومًا ضخمة جدًا ، وكانت تلك النجوم أكثر شيوعًا في بدايات الكون ، فمن المنطقي أنه كان هناك المزيد من hypernovae في الماضي.
لكن قريبًا ، قد يكون لدينا أدوات قادرة على رؤية الضوء القديم من بعض تلك hypernovae. كتب المؤلفون أن 'PI SNe يمكن أن تكون المنارات الكونية المطلقة لأنه يمكن اكتشافها في الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR) عند الفجر الكوني عندمع~ 25 بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي وفي فترات لاحقة من قبل تلسكوب نانسي جريس الروماني الفضائي والجيل القادم من التلسكوبات الكبيرة للغاية '.
إذا استطاعت هذه التلسكوبات المستقبلية رصد هذه الفائق النفاسية المبكرة ، فإن دراسات مثل هذه ستمهد الطريق لتلك الملاحظات ، وتوفر وسيلة لفهم بعض ما نراه.