Am besten ein paar Tage

Wer eine Supernova möglichst schnell nachweisen will, braucht einen Neutrino-Detektor. Supernovae produzieren beträchtliche Mengen an Neutrinos – die tatsächlich einen Großteil der Energie der Explosion wegtragen. Obwohl diese Partikel schwer zu erkennen sind, sind sie doch nachweisbar und können unserer unglücklichen Zivilisation einen leichten Vorsprung verschaffen.

Spätstadien der Sternentwicklung

Am Ende des Lebens eines massereichen Sterns beginnt sein Kern, schwerere und schwerere Elemente zu verschmelzen. Jede Stufe des Brennens ist jedoch schneller als die letzte. Während zum Beispiel Wasserstoff und Helium in a brennen$25M_{\odot}$Stern kann einige Millionen bzw. einige Hunderttausend Jahre dauern, die letzten beiden Stadien (Sauerstoff- und Siliziumfusion) sollten nur eine Woche dauern.

Es stellt sich heraus ( Asakura et al. 2016 ), dass sich der Stern in den letzten Phasen des Lebens eines massereichen Sterns – beginnend mit der Kohlenstofffusion – hauptsächlich durch die Produktion von Neutrino-Antineutrino-Paaren abkühlt, wenn ein Elektron und ein Positron vernichten:

1. Inverser Beta-Zerfall
2. Kohärente Neutrinostreuung
3. Neutrino-Elektronenstreuung

Der inverse Beta-Zerfall (IBD) ist die vielversprechendste Wechselwirkung, da der Prozess einen hohen Wirkungsquerschnitt und wenig Hintergrundrauschen aufweist. Einige unserer aktuellen Neutrino-Detektoren (die Autoren konzentrieren sich auf KamLAND) sollten in der Lage sein, IBD von a zu sehen$25M_{\odot}$Stern in Entfernungen von bis zu 700 Parsec Stunden oder vielleicht sogar ein paar Tage vor der Supernova, da der Stern Sauerstoff und dann Silizium verschmilzt. Die Erkennung ist möglicherweise nicht endgültig, aber das Signal wird da sein.

Während der Supernova

Wie ich oben angedeutet habe, produzieren Supernovae Neutrinos. Sie interagieren nur schwach mit Materie, was bedeutet, dass sie – nicht Photonen – die ersten Anzeichen einer bevorstehenden Supernova sind. In einigen Fällen können sie Boten der bevorstehenden Katastrophe sein; in anderen nicht so sehr.

1. Traditioneller Kerneinsturz. In Sternen mit Masse$\sim8\text{-}100M_{\odot}$, findet eine Fusion schwerer Elemente statt, die schließlich aufhört, wenn Eisen produziert wird (Eisenfusion ist möglich, verbraucht jedoch mehr Energie, als sie freisetzt, sodass sie vor einer Supernova nicht in signifikanten Raten stattfindet). Es gibt keinen nach außen gerichteten Druck – ein Stern befindet sich im hydrostatischen Gleichgewicht, wo der Fusionsdruck die Schwerkraft ausgleicht – also beginnt der Stern zu kollabieren.

   Der Elektronenentartungsdruck beginnt, den Kollaps zu verlangsamen, aber er reicht nicht aus. Der Kern bricht weiter in sich zusammen. Die Photozersetzung erzeugt hochenergetische Gammastrahlen, und der inverse Beta-Zerfall erzeugt Neutrinos. Der Kern kollabiert weiter, während äußere Schichten in einem noch nicht vollständig verstandenen „Rückprall“ nach außen gedrückt werden. Von nun an bestimmt die Masse des Sterns, ob sein Kern ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch wird oder nicht.

   Die beiden Hauptmethoden, um eine Supernova dieser Art zu entdecken, bestehen darin, das von ihr ausgehende Licht oder die erzeugten Neutrinos zu detektieren. Die Neutrinos kommen typischerweise kurz vor dem Licht an, aber der Unterschied ist nicht signifikant, oft in der Größenordnung von ein paar Stunden. Bis die Neutrinos oder das Licht den Planeten erreichen, werden seine Bewohner getoastet sein.

   Für hervorragende verwandte Analysen siehe Lieb & Yau (1987) und Heger et al. (2002) , der auch den im nächsten Abschnitt untersuchten Typ von Supernova diskutiert: eine Supernova mit Paarinstabilität.

2. Paar-Instabilität. Für Sterne mit Massen groß als$\sim100M_{\odot}$Sonnenmassen sorgen Gammastrahlen für zusätzlichen Druck auf die massiven äußeren Schichten. Bestimmte Kompressionen können jedoch zu einer Erhöhung der Paarproduktion führen, der Erzeugung von Elektronen und Positronen aus Gammastrahlen. Dadurch wird der Kerndruck reduziert, was zu einem totalen Kollaps führt. Der Stern ist praktisch zerstört.

   Supernovae mit Paarinstabilität geben typischerweise keine Vorwarnung. Tatsächlich sind sie schwer von normalen Kernkollaps-Supernovae zu unterscheiden. Eine sorgfältige Analyse im Nachhinein ist der einzige Weg, um ein konstruktives Argument in dieser Richtung vorzubringen, oft abhängig von der erzeugten Energiemenge (siehe Smith (2007) ).

Weitere Informationen zur Supernova-Erkennung finden Sie unter Welche Technologien und Wissenschaften sind erforderlich, um einen Stern zu erkennen, der zur Supernova wird? .

Eine andere Antwort ist, dass, sobald Ihre Zivilisation die Kernphysik von Sternen ausgearbeitet hat, sie in der Lage sein wird, herauszufinden, ob ihr Platz in der Galaxie sicher ist oder nicht. Hier auf der Erde können wir Beteigeuze aus ungefähr sicherer Entfernung bewundern. Es ist ein roter Riese, der die letzten Millionen Jahre vor seinem Ausbruch zurückgelegt hat. Wir können beobachten, dass es sehr variabel, dh instabil ist. Wenn wir uns nur ein paar Lichtjahre von Beteigeuze oder seinesgleichen entfernt befinden würden, wüssten wir, dass die einzige langfristige Zukunft für unsere Zivilisation interstellare Reisen beinhaltet.