Bagaimana bintang paling masif mati: supernova, hipernova, atau kolaps langsung?

Ilustrasi ledakan supernova diamati dari Bumi pada abad ke-17 di rasi bintang Cassiopeia. Bahan yang mengelilinginya dan emisi radiasi elektromagnetik yang konstan berperan dalam penerangan sisa-sisa bintang secara terus menerus.

Buat bintang yang cukup masif, dan itu tidak akan menyelesaikan hari-harinya dengan tenang - seperti halnya untuk Matahari kita, yang pertama-tama akan terbakar dengan lancar selama milyaran dan milyaran tahun, dan kemudian menyusut menjadi kerdil putih. Sebaliknya, intinya runtuh dan memulai reaksi fusi yang tidak terkendali, yang menghamburkan lapisan luar bintang dalam ledakan supernova, dan mengkompres bagian-bagian internal menjadi bintang neutron atau lubang hitam. Setidaknya, itu sudah biasa diyakini. Tetapi jika Anda mengambil bintang yang cukup masif, supernova mungkin tidak berfungsi. Sebaliknya, ada kemungkinan lain - keruntuhan langsung, di mana seluruh bintang menghilang begitu saja, berubah menjadi lubang hitam. Dan kemungkinan lain dikenal sebagai hypernova - itu jauh lebih energik dan lebih terang daripada supernova, dan tidak meninggalkan sisa-sisa nukleus. Bagaimana bintang-bintang besar akan mengakhiri hidup mereka? Itulah yang dikatakan sains tentang hal itu.


Nebula dari sisa-sisa supernova W49B , masih terlihat dalam kisaran sinar-X, serta pada gelombang radio dan inframerah. Sebuah bintang harus melebihi massa Matahari setidaknya 8-10 kali untuk menghasilkan supernova dan menciptakan unsur-unsur berat yang diperlukan untuk penampakan planet-planet seperti Bumi di Alam Semesta.

Setiap bintang segera setelah kelahiran mensintesis helium di intinya dari hidrogen. Bintang-bintang yang mirip dengan Matahari, katai merah yang hanya beberapa kali lebih besar dari Jupiter, dan bintang-bintang supermasif yang puluhan dan ratusan kali lebih besar daripada kita - mereka semua melewati tahap pertama reaksi nuklir. Semakin besar bintang tersebut, semakin tinggi temperatur inti yang dicapai, dan semakin cepat ia membakar bahan bakar nuklir. Ketika hidrogen berakhir di inti bintang, ia berkontraksi dan memanas, setelah itu - jika mencapai kerapatan dan suhu yang diinginkan - ia dapat memulai sintesis unsur-unsur yang lebih berat. Bintang seperti matahari akan cukup hangat setelah bahan bakar hidrogen habis dan mulai mensintesis karbon dari helium, tetapi tahap ini akan menjadi yang terakhir bagi Matahari kita. Untuk menuju ke tingkat berikutnya, sintesis dari karbon, sebuah bintang harus melebihi massa Matahari sebanyak 8 (atau lebih) kali.


Bintang ultra-masif WR 124 ( bintang kelas Wolf-Rayet ) dengan nebula di sekitarnya adalah salah satu dari ribuan bintang Bima Sakti yang bisa menjadi supernova berikutnya. Ini juga jauh lebih besar dan lebih besar daripada bintang-bintang yang dapat dibuat di alam semesta yang hanya mengandung hidrogen dan helium, dan mungkin sudah berada pada tahap pembakaran karbon.

Jika bintang itu begitu masif, maka itu akan menjadi kembang api kosmik yang nyata. Tidak seperti bintang seperti matahari, dengan lembut merobek lapisan atasnya, dari mana nebula planet terbentuk, dan menyusut menjadi kerdil putih yang kaya karbon dan oksigen, atau menjadi kerdil merah, yang tidak akan pernah mencapai tahap pembakaran helium, dan hanya menyusut menjadi kurcaci putih yang kaya helium. , bintang-bintang paling masif ditakdirkan untuk bencana besar nyata. Paling sering, terutama di bintang-bintang dengan bukan massa terbesar (≈ 20 massa matahari atau kurang), suhu inti terus meningkat ketika proses sintesis bergerak ke unsur-unsur yang lebih berat: dari karbon menjadi oksigen dan / atau neon, dan selanjutnya, menurut tabel periodik , untuk magnesium, silikon, belerang, akhirnya menjadi besi, kobalt dan nikel. Sintesis elemen lebih lanjut akan membutuhkan lebih banyak energi daripada yang dilepaskan selama reaksi, sehingga inti runtuh dan supernova muncul.


Anatomi bintang supermasif selama hidupnya berakhir dengan supernova tipe II

Ini adalah akhir yang sangat cerah dan penuh warna, melampaui banyak bintang besar di alam semesta. Dari semua bintang yang muncul di dalamnya, hanya 1% yang mendapatkan massa yang cukup untuk mencapai keadaan ini. Dengan bertambahnya massa, jumlah bintang yang telah mencapai itu berkurang. Sekitar 80% dari semua bintang di alam semesta adalah katai merah; massa 40% dari mereka tidak melebihi massa Matahari. Dalam hal ini, Matahari lebih masif dari 95% bintang di Semesta. Langit malam penuh dengan bintang-bintang yang sangat terang: yang paling mudah dilihat seseorang. Tetapi di luar ambang batas bawah untuk penampilan supernova, ada bintang yang puluhan atau bahkan ratusan kali lebih besar dari massa Matahari. Mereka sangat langka, tetapi sangat penting untuk ruang - semua karena bintang masif dapat mengakhiri keberadaan mereka tidak hanya dalam bentuk supernova.


Nebula Gelembung terletak di belakang sisa-sisa supernova yang muncul ribuan tahun yang lalu. Jika supernova jauh berada di lingkungan yang lebih berdebu daripada rekan-rekan modern mereka, ini akan membutuhkan koreksi untuk pemahaman kita saat ini tentang energi gelap.

Pertama, banyak bintang masif yang memiliki aliran dan material yang mengalir. Seiring waktu, ketika mereka mendekati akhir hidup mereka atau akhir dari salah satu tahap sintesis, sesuatu menyebabkan inti berkontraksi untuk waktu yang singkat, itulah sebabnya ia memanas. Ketika inti menjadi panas, kecepatan semua jenis reaksi nuklir meningkat, yang mengarah pada peningkatan cepat dalam jumlah energi yang diciptakan dalam inti bintang. Peningkatan energi ini dapat melepaskan sejumlah besar massa, sehingga memunculkan fenomena yang dikenal sebagai pseudo-supernova : wabah terjadi lebih terang daripada bintang normal mana pun, dan hingga sepuluh massa matahari hilang. Bintang This Kiel (bawah) menjadi pseudo-supernova pada abad ke-19, tetapi di dalam nebula yang ia ciptakan, ia masih menyala, menunggu nasib terakhir.


Pseudo-supernova abad ke-19 memanifestasikan dirinya dalam bentuk ledakan raksasa, melemparkan material ke beberapa ruang antarbintang dari Eta Kiel. Bintang bermassa besar seperti itu di galaksi yang kaya logam (seperti kita) memancarkan sebagian besar massa mereka, yang berbeda dari bintang di galaksi kecil yang mengandung lebih sedikit logam.

Jadi, apa nasib akhir bintang lebih dari 20 kali massa matahari kita? Mereka memiliki tiga kemungkinan, dan kami masih belum sepenuhnya yakin kondisi mana yang mengarah pada pengembangan masing-masing dari ketiganya. Salah satunya adalah supernova, yang telah kita bahas. Setiap bintang ultra-masif yang kehilangan banyak massanya dapat berubah menjadi supernova jika massanya tiba-tiba jatuh dalam batas yang benar. Tetapi ada dua interval massa lagi - dan sekali lagi, kami tidak tahu persis massa itu - memungkinkan dua peristiwa lainnya terjadi. Kedua peristiwa ini pasti ada - kami telah mengamati mereka.


Foto-foto dalam cahaya tampak dan hampir-inframerah dari Hubble menunjukkan sebuah bintang masif, sekitar 25 kali massa Matahari, tiba-tiba menghilang, dan tidak meninggalkan supernova atau penjelasan lainnya. Satu-satunya penjelasan yang masuk akal adalah kehancuran langsung.

Lubang hitam runtuh langsung. Ketika sebuah bintang berubah menjadi supernova, intinya runtuh, dan dapat menjadi bintang neutron atau lubang hitam - tergantung pada massa. Tapi baru tahun lalu, untuk pertama kalinya, para astronom mengamati bagaimana sebuah bintang berbobot 25 matahari menghilang begitu saja. Bintang-bintang tidak menghilang tanpa jejak, tetapi mungkin ada penjelasan fisik untuk apa yang bisa terjadi: inti bintang telah berhenti menciptakan tekanan radiasi yang cukup untuk menyeimbangkan kompresi gravitasi. Jika wilayah pusat menjadi cukup padat, yaitu, jika massa yang cukup besar dikompresi menjadi volume yang cukup kecil, cakrawala peristiwa terbentuk dan lubang hitam muncul. Dan setelah munculnya lubang hitam, yang lainnya ditarik ke dalam.


Salah satu dari banyak kelompok di wilayah ini disorot oleh bintang-bintang biru besar yang berumur pendek. Hanya dalam 10 juta tahun, sebagian besar bintang paling masif akan meledak, menjadi supernova tipe II - atau sekadar mengalami kehancuran langsung

Kemungkinan teoritis keruntuhan langsung diperkirakan untuk bintang yang sangat masif, lebih dari 200-250 massa matahari. Tetapi hilangnya bintang baru-baru ini dengan massa yang relatif kecil seperti itu telah mempertanyakan teorinya. Mungkin kita tidak memahami proses internal nuklei bintang seperti yang kita kira, dan mungkin bintang memiliki beberapa cara untuk benar-benar hancur total dan menghilang tanpa menjatuhkan jumlah massa yang nyata. Dalam hal ini, pembentukan lubang hitam melalui keruntuhan langsung bisa menjadi fenomena yang jauh lebih sering daripada yang diperkirakan, dan ini bisa menjadi cara yang sangat nyaman bagi Semesta untuk menciptakan lubang hitam supermasif pada tahap awal pengembangan. Tetapi ada hasil lain, justru sebaliknya: pertunjukan cahaya, jauh lebih berwarna daripada supernova.


Dalam kondisi tertentu, sebuah bintang dapat meledak sehingga tidak meninggalkan apa pun!

Ledakan hypernova. Juga dikenal sebagai supernova superbright. Peristiwa semacam itu jauh lebih terang dan memberikan kurva cahaya yang sangat berbeda (urutan peningkatan dan penurunan kecerahan) daripada supernova mana pun. Penjelasan utama dari fenomena ini dikenal sebagai " supernova tidak stabil berpasangan ." Ketika massa besar - ratusan, ribuan dan bahkan jutaan kali lebih banyak daripada massa seluruh planet kita - runtuh menjadi volume kecil, sejumlah besar energi dilepaskan. Secara teoritis, jika sebuah bintang cukup besar, dari urutan 100 massa matahari, energi yang dipancarkan olehnya akan menjadi sangat besar sehingga masing-masing foton dapat mulai berubah menjadi pasangan elektron-positron. Semuanya jelas dengan elektron, tetapi positron adalah rekan mereka dari antimateri, dan mereka memiliki karakteristiknya sendiri.


Diagram menunjukkan proses produksi uap, yang, menurut para astronom, menyebabkan munculnya hypernova SN 2006gy . Ketika foton dengan energi yang cukup tinggi muncul, pasangan elektron-positron juga akan muncul, akibatnya tekanan akan turun dan reaksi yang tidak terkendali akan dimulai, menghancurkan bintang.

Di hadapan sejumlah besar positron, mereka akan mulai bertabrakan dengan elektron yang tersedia. Tabrakan ini akan menyebabkan penghancuran mereka dan munculnya dua foton sinar gamma dari energi tinggi tertentu. Jika laju terjadinya positron (dan, akibatnya, sinar gamma) cukup rendah, inti bintang tetap stabil. Tetapi jika kecepatan meningkat cukup memadai, foton ini, dengan energi lebih dari 511 keV, akan memanaskan inti. Yaitu, jika Anda memulai produksi pasangan elektron-positron dalam nukleus yang runtuh, kecepatan produksi mereka akan meningkat lebih cepat dan lebih cepat, yang selanjutnya akan menghangatkan nukleus! Ini tidak dapat berlangsung tanpa batas waktu - sebagai hasilnya, itu akan mengarah pada penampilan supernova paling spektakuler dari semuanya: supernova pasangan-tidak stabil di mana seluruh bintang meledak dengan massa lebih dari 100 matahari!



Ini berarti bahwa untuk bintang supermasif ada empat opsi untuk pengembangan acara:

• Supernova bermassa rendah menghasilkan bintang dan gas neutron.
• Supernova massa yang lebih tinggi menghasilkan lubang hitam dan gas.
• Bintang masif sebagai akibat dari keruntuhan langsung menimbulkan lubang hitam besar tanpa residu lainnya.
• Setelah ledakan hypernova, hanya gas yang tersisa.

Di sebelah kiri adalah ilustrasi isi perut artis dari bintang besar yang membakar silikon, dan terletak di tahap terakhir sebelum supernova. Di sebelah kanan adalah gambar dari teleskop Chandra dari sisa-sisa supernova Cassiopeia A yang menunjukkan keberadaan unsur-unsur seperti besi (biru), belerang (hijau) dan magnesium (merah). Tetapi hasil ini belum tentu tak terhindarkan.

Ketika mempelajari bintang yang sangat masif, ada godaan untuk menganggap bahwa itu akan menjadi supernova, setelah itu lubang hitam atau bintang neutron akan tetap ada. Namun pada kenyataannya, ada dua skenario lain yang mungkin telah diamati, dan yang sering terjadi oleh standar kosmik. Para ilmuwan masih bekerja pada pemahaman kapan dan dalam kondisi apa masing-masing peristiwa ini terjadi, tetapi mereka benar-benar terjadi. Lain kali, melihat bintang berkali-kali lebih unggul dari Matahari dalam massa dan ukuran, jangan berpikir bahwa supernova akan menjadi hasil yang tak terelakkan. Dalam benda-benda seperti itu masih ada banyak kehidupan, dan banyak pilihan untuk kematian mereka. Kita tahu bahwa Alam Semesta yang dapat diamati dimulai dengan ledakan. Dalam kasus bintang-bintang yang paling masif, kita masih tidak yakin apakah mereka akan mengakhiri hidup mereka dalam ledakan, menghancurkan diri mereka sepenuhnya, atau dalam kehancuran yang diam-diam, sepenuhnya tertekan ke dalam jurang kehampaan gravitasi yang kosong.