Gibt es beobachtbare Veränderungen in einem Stern, der kurz vor der Supernova steht, Minuten oder Stunden vor der Explosion?

Ich denke, Ihre beste Wahl wäre, Neutrinos zu entdecken, die durch nukleare Verbrennung im Inneren des Sterns erzeugt werden (wie wir es für die Sonne tun). Sobald der Stern die Stufe der Kohlenstoffverbrennung erreicht, setzt er tatsächlich mehr Energie in Neutrinos als in Photonen frei. Während der einige Tage andauernden Silizium-Brennphase, die den entarteten Eisenkern erzeugt (der kollabiert, sobald er massiv genug ist), steigt der Neutrinofluss einige Sekunden vor dem Kernkollaps auf etwa 10 ^{47 erg/s an.} (Der Spitzenfluss während des Kernkollaps beträgt etwa 10 ⁵² bis 10 ⁵³ erg/s). Dieses Papier von Asakura et al. schätzt, dass der japanische KamLAND-Detektor den Neutrinofluss vor der Supernova für Sterne in Entfernungen von mehreren hundert Parsec nachweisen könnteund mehrere Stunden oder sogar Tage im Voraus vor einer Kernkollaps-Supernova warnen. Da sich Ihre Charaktere im selben System wie der Stern befinden, bräuchten sie kaum einen großen unterirdischen Detektor, um die Neutrinos aufzuspüren.

Dieses Diagramm zeigt ein Beispiel der Neutrino-Helligkeit (für Anti-Elektronen-Neutrinos) gegen die Zeit für einen Prä-Supernova-Stern (aus Asakura et al. 2016, basierend auf Odrzywolek & Heger 2010 und Nakazato et al. 2013); Kernkollaps beginnt bei t = 0s.

Indem Sie das Energiespektrum für verschiedene Arten von Neutrinos und ihre Zeitentwicklung messen, könnten Sie wahrscheinlich eine sehr gute Vorstellung davon bekommen, wie weit der Stern fortgeschritten ist, zumal wir wahrscheinlich davon ausgehen können, dass Ihre Charaktere viel bessere Modelle für die Sternentwicklung haben als wir derzeit tun. (Sie würden auch genaue Messungen der Sternmasse, der Rotationsrate, vielleicht der inneren Struktur durch Astroseismologie usw. erhalten wollen, um das Sternentwicklungsmodell zu verfeinern; das sind alles Dinge, die sie ziemlich einfach tun könnten.)

Der Kernkollaps selbst würde durch den enormen Anstieg des Neutrinoflusses signalisiert.

Dieser "Was wäre wenn"-Artikel von Randall Munroe schätzt, dass der Neutrinofluss einer Kernkollaps-Supernova für einen Menschen in einer Entfernung von etwa 2 AE tödlich wäre. Was sich, wie er betont, tatsächlich in einem übergroßen Stern befinden könnte, sodass Ihre Charaktere wahrscheinlich etwas weiter entfernt wären. Aber es zeigt, dass der Neutrinofluss leicht nachweisbar wäre und dass Ihre Charaktere davon durchaus eine Strahlenvergiftung bekommen könnten, wenn sie näher als 10 AE wären. (Natürlich möchten Sie es direkter erkennen , als nur zu warten, bis Ihnen schlecht wird, da dies länger dauern könnte, als die Schockwelle braucht, um die Oberfläche des Sterns zu erreichen.) Dies ist nur, um das nach Hause zu bringen Tatsache, dass sie kein Problem damit hätten, die Neutrinos nachzuweisen....

Andere Antworten sind richtig; ein Neutrinopuls wird definitiv als Ergebnis einer Kernkollaps-Supernova erwartet und sollte einige Stunden vor dem Eintreffen einer Schockwelle an der Oberfläche auftreten.

Es gäbe im Wesentlichen kein sichtbares Zeichen dafür, dass der Stern kurz davor steht, eine Supernova zu werden, und das liegt daran, dass die dynamische Zeitskala der Hülle relativ lang ist – und daher langsam auf Änderungen im Kern reagiert. Selbst wenn also jegliche Unterstützung aus dem Zentrum entfernt wird, kann die Oberfläche (bestenfalls) nur auf einer Freifall-Zeitskala von reagieren$\sim (G \rho)^{-1/2}$, wo$\rho$ist die durchschnittliche Dichte. Wenn der Stern ein ist$10M_{\odot}$Überriese mit einem Radius von 1 au, dann beträgt diese Zeitskala mehrere zehn Tage .

Eine weitere bisher nicht erwähnte Möglichkeit sind Gravitationswellen. Unter der Annahme, dass ein relativ tragbarer Gravitationswellendetektor verfügbar wäre (!), würde man auch einen scharfen Gravitationswellenimpuls auf der Zeitskala des Kernkollaps (eine Sekunde oder weniger) erwarten, der auch die Supernova-Druckwelle einige Stunden später ankündigen würde.

Wie Dean sagte , setzen Supernova-Vorläufer typischerweise Neutrinos frei, bevor der Kern komplett kollabiert, sich Reste bilden und die äußeren Schichten des Sterns ausgestoßen werden. Der Prozess – hier konzentriert auf die Neutrinos – läuft ungefähr so ​​ab:

1. Bei ausreichend hoher Dichte ($\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$) wird der Elektroneneinfang wichtig, wenn sich ein Proton und ein Elektron zu einem Neutron und einem Elektron-Neutrino verbinden: $$e^-+p\to n+\nu_e$$ Gleichzeitig kann ein Beta-Zerfall auftreten, bei dem ein Neutron in ein Proton, ein Elektron und ein Elektron-Antineutrino zerfällt: $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$ An diesem Punkt wird der Beta-Zerfall jedoch weniger wichtig als der Elektroneneinfang.
2. Der Elektroneneinfang reduziert den Elektronenentartungsdruck im Kern, was zu einem beschleunigten Kernkollaps führt. Der Entartungsdruck ist in den Kernen vieler Sterne wichtig, aber in extrem massereichen Sternen – einschließlich roter Überriesen – reicht er einfach nicht aus, um den Kollaps zu stoppen.
3. Bei Dichten unten$\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$können Neutrinos Energie wegtragen, und der erste Ausbruch verlässt den Stern innerhalb von etwa zehn Sekunden. Ein Kernkollaps führt jedoch schnell zu viel größeren Dichten, und wann$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$, Neutrinos werden eingefangen. Sie streuen Kerne und übertragen Energie auf Elektronen. Die Streuung von Elektronenkernen ist ebenfalls wichtig und kann bei höheren Energien dominant sein.
4. Bei$\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$, erfährt der Kern einen "Rückprall", und die Supernova-Explosion beginnt vollständig. Eine Stoßwelle breitet sich in den äußeren Kern aus, und durch Elektroneneinfang werden weitere Neutrinos erzeugt.
5. Neutrinos, die noch im/vom Sternüberrest eingeschlossen sind, werden etwa zehn Sekunden später freigesetzt. Auch die Bildung von Neutrinopaaren führt zu einer schnellen Abkühlung. Einige dieser Neutrinos könnten zu einer Wiederbelebung der Stoßwelle beitragen.

Neutrinos können Stunden – oder unter Umständen sogar Tage – vor dem Licht der Supernova eintreffen. Ersteres war bei SN 1987A der Fall , der ersten Supernova, bei der Neutrinos nachgewiesen wurden.

Verweise

• Balasiet al. (2015)
• Mirizziet al. (2015)
• Scholberg (2012)

Eine superleuchtende Supernova (auch bekannt als Hypernova) kann eine doppelte Helligkeitsspitze aufweisen, und einige theoretisieren, dass dies die Norm für eine superleuchtende Supernova sein könnte, obwohl dies meines Wissens bisher nur in einem Fall tatsächlich beobachtet wurde (DES14X3taz).

Jedenfalls gab es (zumindest) in diesem Fall zunächst eine deutliche Helligkeitszunahme. Dann fiel die Helligkeit für ein paar Tage (ein paar Größenordnungen) und stieg dann wieder deutlich heller an als die anfängliche "Beule".

Sie müssen wahrscheinlich auf die Entfernungen achten. Der anfängliche Lichtblitz ist bereits groß genug, dass er bereits ausreicht, um sie knusprig zu braten, es sei denn, Ihre Leute sind weit entfernt .

Es gibt aber noch einen weiteren Punkt, der für Ihren Roman interessant sein könnte. Nach der Explosion erhalten Sie wahrscheinlich einen Magnetar – der, wie der Name vermuten lässt, ein Stern mit einem extrem starken Magnetfeld ist – tatsächlich so stark, dass er wahrscheinlich alle möglichen Verwüstungen anrichten wird mit irgendetwas in der Nähe, das von irgendetwas abhängt, das mit elektrischer Aktivität zu tun hat – nicht nur mit Elektronik, sondern wahrscheinlich auch mit den Nerven der Menschen.

Hier gibt es jedoch ein offensichtliches Problem: Ein Roter Überriese ist der richtige Sterntyp als Vorläufer einer "normalen" Supernova. Es ist wahrscheinlich nicht der richtige Typ als Vorläufer für eine superleuchtende Supernova. Der Vorläufer einer Supernova ist typischerweise etwa sechs oder acht Sonnenmassen groß. Eine superleuchtende Supernova hat wahrscheinlich (es sind nur wenige bekannt, daher ist es schwer zu verallgemeinern) etwa ein paar hundert Sonnenmassen. Angesichts der freigesetzten Energiemenge muss sie ohnehin ziemlich groß sein.

Referenz: Smith, et al. (2015)