Αν τα αστέρια που εκρήγνυνται ήταν ένα σόου πυροτεχνημάτων, τότε τα υπερλαμπρά σουπερνόβα (SLSNe) θα αποτελούσαν το μεγάλο φινάλε. Μπορούν να είναι 100 φορές πιο φωτεινά από ένα συνηθισμένο σουπερνόβα κατάρρευσης πυρήνα, τα οποία είναι ήδη αρκετά λαμπερά για να ξεπεράσουν σε φωτεινότητα όλα τα αστέρια του γαλαξία τους. Υπάρχουν διάφορες εξηγήσεις για τη δύναμη πίσω από αυτά τα φαινόμενα, και οι αστρονόμοι προσπαθούν να ανακαλύψουν ποιο μοντέλο ταιριάζει στην πραγματικότητα.
Για να διαπιστώσουν ποια θεωρία είναι ακριβής, μια ομάδα ερευνητών στράφηκε στο Διαστημικό Τηλεσκόπιο Ακτίνων Γάμμα Fermi της NASA. Εξέτασαν 6 υπερλαμπρά σουπερνόβα που εντοπίστηκαν κατά τα πρώτα 16 χρόνια παρατηρήσεων του Fermi, αναζητώντας ακτίνες γάμμα από τα εκρηκτικά αστέρια. Η απουσία ή η παρουσία αυτών των ακτίνων μπορεί να βοηθήσει τους επιστήμονες να διακρίνουν τα διαφορετικά μοντέλα, με ένα συγκεκριμένο σουπερνόβα που ανακαλύφθηκε σχεδόν πριν από δέκα χρόνια να βρίσκεται στο επίκεντρο της έρευνας.
Η ομάδα δημοσίευσε την εργασία της με τίτλο «Gamma-ray signature of superluminous supernovae: Fermi-LAT GeV detection of SN 2017egm and evidence of a central engine» στο περιοδικό Astronomy and Astrophysics, με επικεφαλής τον Fabio Acero από το Εθνικό Κέντρο Επιστημονικής Έρευνας της Γαλλίας (CNRS) και το Πανεπιστήμιο Paris-Saclay.
Τα δύο κυρίαρχα μοντέλα
Οι δύο πιο ευρέως αποδεκτές εξηγήσεις για τα υπερλαμπρά σουπερνόβα είναι το μοντέλο του μαγνήτη (magnetar) και το μοντέλο αλληλεπίδρασης με το περιαστρικό υλικό (CSM). Η ανίχνευση ακτίνων γάμμα αποτελεί το κλειδί για τον προσδιορισμό του ποιος μηχανισμός βρίσκεται σε λειτουργία.
Οι magnetars είναι αστέρες νετρονίων με εξαιρετικά ισχυρά μαγνητικά πεδία, τα οποία μπορεί να είναι 1.000 φορές ισχυρότερα από ένα τυπικό αστέρι νετρονίων. Στο μοντέλο του magnetar, ένα τεράστιο αστέρι εκρήγνυται και αφήνει πίσω του έναν νεογέννητο μαγνήτη. Αυτός περιστρέφεται εξαιρετικά γρήγορα, αρκετές εκατοντάδες φορές το δευτερόλεπτο και εκπέμπει μια ισχυρή ροή ηλεκτρονίων και των αντισωματιδίων τους, των ποζιτρονίων, δημιουργώντας ένα τεράστιο νέφος ενεργών σωματιδίων.
Οι αλληλεπιδράσεις στο εσωτερικό του οδηγούν στην παραγωγή και την απορρόφηση ακτίνων γάμμα. Αυτές οι ακτίνες δεν μπορούν να διαφύγουν απευθείας και αναγκάζονται να αλληλεπιδράσουν με τα υπολείμματα της έκρηξης, χάνοντας ενέργεια και μετατρέποντας την σε ορατό φως, γεγονός που δίνει στα υπερλαμπρά σουπερνόβα την επιπλέον ώθηση φωτεινότητας.
Στο μοντέλο CSM, το αστέρι υφίσταται μια σειρά από απώλειες μάζας πριν εκραγεί, σχηματίζοντας ομόκεντρα κελύφη αερίου και σκόνης. Όταν το αστέρι εκρήγνυται, τα εκτινασσόμενα υλικά προσκρούουν σε αυτά τα κελύφη, φωτίζοντας το αέριο και παράγοντας την ακραία λαμπρότητα. Αυτό το μοντέλο μπορεί επίσης να προκαλέσει πολλαπλές κορυφώσεις στη φωτεινότητα καθώς τα υλικά χτυπούν τα κελύφη διαδοχικά.
Η πρόκληση της ανίχνευσης των σημάτων
Το πρόβλημα είναι ότι ο εντοπισμός αυτών των σημάτων είναι εξαιρετικά δύσκολος. Για σχεδόν 20 χρόνια, οι αστρονόμοι έψαχναν στα δεδομένα του Fermi για σήματα ακτίνων γάμμα από χιλιάδες σουπερνόβα και παρόλο που είχαν αναφερθεί μερικές ενδιαφέρουσες ενδείξεις, καμία δεν ήταν οριστική μέχρι τώρα, σύμφωνα με τον Acero.
Από τα έξι υπερλαμπρά σουπερνόβα του δείγματος, μόνο το SN 2017egm παρουσίασε εκπομπές ακτίνων γάμμα. Αυτές οι ακτίνες ανακαλύφθηκαν για πρώτη φορά το 2024, χρόνια μετά την αρχική παρατήρηση του φαινομένου. Ήταν παροδικές, καθώς εμφανίστηκαν περίπου δύο μήνες μετά το γεγονός και διήρκεσαν για λίγους μήνες, με τις παρατηρήσεις να ευθυγραμμίζονται με τις προβλέψεις για την ύπαρξη ενός νεαρού μαγνήτη.
Η νέα έρευνα υποστηρίζει αυτό το συμπέρασμα και προχωρά σε μεγαλύτερο βάθος. Περίπου τρεις μήνες μετά την κατάρρευση, καθώς τα υπολείμματα του σουπερνόβα διαστέλλονται και κρυώνουν, οι ακτίνες γάμμα αρχίζουν να διαρρέουν. Αυτό το μοντέλο αναπαράγει με τον καλύτερο τρόπο τη φωτεινότητα και τον χρόνο άφιξης των ακτίνων κατά τους πρώτους μήνες.
Προς ένα υβριδικό μοντέλο
Η απόδοση της καμπύλης φωτός του SN 2017egm αποκλειστικά στο μοντέλο του magnetar ίσως να μην είναι τόσο απλή. Αν και ταιριάζει καλύτερα από το μοντέλο CSM, η οπτική καμπύλη φωτός δείχνει κάποιες ακανόνιστες δομές σε μεταγενέστερο χρόνο. Αυτό υποδηλώνει ότι οι ιδιότητες θα μπορούσαν να εξηγηθούν είτε από ένα υβριδικό μοντέλο μαγνήτη και περιαστρικού υλικού, είτε από ένα καθαρό μοντέλο magnetar που περιλαμβάνει και έναν δίσκο προσαύξησης.
Οι magnetars εντοπίστηκαν για πρώτη φορά στα τέλη της δεκαετίας του 1970 μέσω των ακτίνων γάμμα τους και η θεωρία τους επιβεβαιώθηκε το 1998. Οι αστροφυσικοί επιθυμούν να μάθουν περισσότερα για αυτά τα ακραία αστρικά υπολείμματα, κάτι που εξαρτάται από μελλοντικές παρατηρήσεις.
Επειδή οι ακτίνες γάμμα απορροτώνται από την ατμόσφαιρα, η ανίχνευσή τους από το έδαφος μπορεί να γίνει μέσω της ακτινοβολίας Cherenkov που δημιουργείται κατά την πρόσκρουσή τους σε αυτήν. Το Παρατηρητήριο Cherenkov Telescope Array (CTAO), το οποίο θα περιλαμβάνει συνολικά 64 τηλεσκόπια, αναμένεται να αποτελέσει το πιο ισχυρό επίγειο παρατηρητήριο ακτίνων γάμμα, προσφέροντας οριστικές απαντήσεις για τη φύση αυτών των εκρήξεων.
Παράλληλα, το Αστεροσκοπείο Vera Rubin πρόκειται να ανακαλύψει εκατομμύρια σουπερνόβα την επόμενη δεκαετία, δίνοντας τεράστια ώθηση στην επιστήμη της αστρονομίας. Η παρατήρηση των ακτίνων γάμμα από σουπερνόβα θα προσφέρει έναν εντελώς νέο τρόπο για να εξερευνηθεί ο εσωτερικός μηχανισμός αυτών των κοσμικών φαινομένων.