Gwiazda zabiła samą siebie. Nie została nawet czarna dziura
Nie każda wielka gwiazda zostawia czarną dziurę. SN 2023vbw mogła być eksplozją tak silną, że po gwieździe nie został żaden rdzeń.
SN 2023vbw została zauważona w 2023 r. na obrzeżach niewielkiej galaktyki karłowatej oddalonej o ok. 1,3 mld lat świetlnych. Początkowo wyglądała jak kolejna supernowa typu II, czyli eksplozja masywnej gwiazdy, której jądro zapadło się po wyczerpaniu paliwa. Takie zdarzenia są gwałtowne, ale dobrze znane. Gwiazda umiera, zewnętrzne warstwy zostają wyrzucone w kosmos, a w środku zostaje gęsty obiekt: gwiazda neutronowa albo czarna dziura.
Tym razem kilka rzeczy jednak do siebie nie pasowało. Jasność SN 2023vbw rosła bardzo długo, osiągając główne maksimum dopiero po ok. 190 dniach. To tempo jest nietypowe dla zwykłej supernowej typu II. Całkowita energia wypromieniowana przez wybuch była ponad 10 razy większa, niż w klasycznych supernowych związanych z zapadnięciem żelaznego jądra. Dodatkowo widmo i późniejszy spadek jasności sugerowały, że wyrzucona materia zderzała się z gęstą, niesymetryczną otoczką gazu, którą gwiazda mogła stracić jeszcze przed śmiercią.
To był pierwszy ślad, że astronomowie nie patrzą na zwykły finał życia masywnej gwiazdy. Patrzą na coś znacznie rzadszego: wybuch, w którym sama fizyka wnętrza gwiazdy doprowadza do jej całkowitego rozerwania.
Mechanizm, który odbiera gwieździe podporę
W standardowej masywnej gwieździe przez miliony lat trwa przeciąganie liny. Grawitacja ściska materię do środka, a ciśnienie promieniowania i gazu wypycha ją na zewnątrz. Dopóki te siły mniej więcej się równoważą, dopóty gwiazda istnieje. Gdy paliwo się kończy, równowaga pęka i jądro może się zapaść.
W najmasywniejszych gwiazdach pojawia się jednak inny, bardziej niecodzienny problem. W ich jądrach temperatury mogą być tak wysokie, że bardzo energetyczne fotony zaczynają zamieniać się w pary cząstek: elektron i pozyton. Pozyton to antycząstka elektronu, mająca dodatni ładunek elektryczny.
Dla gwiazdy to istna katastrofa. Fotony, które wcześniej pomagały utrzymywać ciśnienie promieniowania, zostają częściowo zamienione w masywne cząstki. Wewnętrzna podpora słabnie. Grawitacja nagle zyskuje przewagę, jądro zaczyna się kurczyć, temperatura rośnie, a reakcje termojądrowe przyspieszają w sposób niekontrolowany.
W zwykłej supernowej centrum gwiazdy zapada się i tworzy zwarty obiekt. W supernowej niestabilności kreacji par eksplozja termojądrowa może być tak potężna, że rozrywa całą gwiazdę. Nie zostaje nic, co mogłoby później stać się czarną dziurą.
Po tej gwieździe nic nie zostało. Ale dlaczego?
Modele wskazują, że taki los czeka tylko szczególną klasę gwiazd. Muszą być ekstremalnie masywne, zwykle w zakresie ok. 140-260 mas Słońca na początku życia, i mieć odpowiednio wielkie jądro węglowo-tlenowe. Muszą też zawierać mało pierwiastków cięższych od helu, czyli mieć niską metaliczność.
To ostatnie jest ważne. W astronomii metale oznaczają wszystkie pierwiastki cięższe od wodoru i helu. Im więcej metali w gwieździe, tym silniejsze mogą być jej wiatry gwiezdne, a więc tym więcej masy gwiazda traci przed śmiercią. Jeżeli traci jej zbyt dużo, może nie zachować wystarczająco masywnego jądra, by wejść w reżim niestabilności kreacji par.
SN 2023vbw wybuchła w środowisku ubogim w metale, mniej więcej na poziomie 1/10 metaliczności Słońca. To pasuje do teoretycznych oczekiwań. Z obliczeń wynika też, że masa wyrzuconej materii mogła wynosić od 170 do 350 mas Słońca. To absurdalnie dużo w porównaniu ze zwykłymi supernowymi i jeden z głównych argumentów za scenariuszem pełnej autodestrukcji. Jeśli ten model jest poprawny, to gwiazda nie zapadła się do czarnej dziury. Jej wnętrze zostało dosłownie rozsadzone przez własną energię termojądrową.
To prawdopodobnie niebieski nadolbrzym, który mógł powstać z dwóch gwiazd
Najciekawsze w tym wszystkim jest to, że poprzednikiem SN 2023vbw mógł być nie czerwony, ogromnie rozdęty nadolbrzym, ale niebieski nadolbrzym. To gorąca, masywna gwiazda o bardziej zwartej strukturze. Taki trop wynika z kształtu krzywej blasku, która przypomina słynną SN 1987A, również związaną z niebieskim nadolbrzymem, ale jest od niej znacznie jaśniejsza i bardziej ekstremalna.
Drugim analizowanym scenariuszem jest fuzja dwóch masywnych gwiazd w układzie podwójnym. Taki przebieg wydarzeń mógłby wyjaśniać zarówno pochodzenie gwiazdy o ekstremalnie wysokiej masie, jak i obecność gęstego, spłaszczonego obłoku materii w jej otoczeniu. Ewolucja ciasnego układu podwójnego masywnych gwiazd ma charakter wysoce nieliniowy: dochodzi do transferu masy, odrzucenia otoczek oraz potencjalnego połączenia się składników w pojedynczy, niestabilny obiekt.
Astronomowie nadal nie wiedzą, jak często najcięższe gwiazdy dochodzą do takiego finału i jak dokładnie wyglądają tuż przed eksplozją. Supernowa niestabilności kreacji par przez dekady była przede wszystkim zwykłą prognozą teorii. Obserwacyjnie bardzo trudno złapać obiekt, który spełnia wszystkie warunki naraz.
Przeczytaj także:
SN 2023vbw jest wyjątkowa właśnie dlatego, że wiele elementów układanki pasuje do siebie: długa i jasna krzywa blasku, ogromna masa wyrzuconej materii, niska metaliczność środowiska, bardzo duża energia oraz sygnały kontaktu z materią utraconą przed wybuchem.
*Grafika wprowadzająca wygenerowana przez AI
