Schieben Supernovae benachbarte Sterne nach außen?

Stellen Sie sich einen Massestern vor$M$und Radius$R$auf Abstand$r$von der Supernova. Berücksichtigen Sie für eine Schätzung auf der Rückseite des Umschlags, wie viel Impuls durch die Supernova auf den Stern übertragen würde. Daraus können wir die Geschwindigkeitsänderung des Sterns abschätzen und entscheiden, ob sie signifikant wäre oder nicht.

Zuerst, für zusätzlichen Spaß, ist hier ein Überblick darüber, wie eine typische Kernkollaps-Supernova funktioniert [1]:

Kernmaterie ist hochgradig inkompressibel. Sobald der zentrale Teil des Kerns Kerndichte erreicht, besteht daher ein starker Widerstand gegen weitere Kompression. Dieser Widerstand ist die Hauptquelle der Schockwellen, die einen Sternenkollaps in eine spektakuläre Explosion verwandeln. ... Wenn das Zentrum des Kerns Kerndichte erreicht, wird es mit einem Ruck zur Ruhe gebracht. Dadurch entstehen Schallwellen, die sich durch das Medium des Kerns zurück ausbreiten, ähnlich wie die Vibrationen im Griff eines Hammers, wenn er auf einen Amboss schlägt. .. Die Kompressibilität von Kernmaterie ist gering, aber nicht Null, und so trägt der Impuls den Kollaps über den Gleichgewichtspunkt hinaus und komprimiert den zentralen Kern auf eine Dichte, die sogar höher ist als die eines Atomkerns. ... Die meisten Computersimulationen legen nahe, dass die höchste erreichte Dichte etwa 50 Prozent größer ist als die Gleichgewichtsdichte eines Kerns. ... die Kugel aus nuklearer Materie prallt zurück, wie ein komprimierter Gummiball.

Dieser "Aufprall" ist angeblich das, was die Explosion verursacht. Nach [2],

Kernkollaps befreit$\sim 3\times 10^{53}$erg ... der Gravitationsbindungsenergie des Neutronensterns, von der 99% in Neutrinos über zehn Sekunden abgestrahlt werden. Der Supernova-Mechanismus muss den ins Stocken geratenen Schock wiederbeleben und umwandeln$\sim 1$% der verfügbaren Energie in die Energie der Explosion, die innerhalb weniger als geschehen muss$\sim 0.5$-$1$s des Kernprallens, um eine typische Kernkollaps-Supernova-Explosion zu erzeugen ...

Nach [3] ist ein "erg".$10^{-7}$Joule. Um der Idee die bestmögliche Chance zu geben, zu funktionieren, nehmen Sie an, dass alle$E=10^{53}\text{ ergs }= 10^{46}\text{ Joules}$Energie geht in die kinetische Energie der expandierenden Schale über. Das Momentum$p$wird maximiert, indem angenommen wird, dass die expandierende Hülle masselos ist (weil$p=\sqrt{(E/c)^2-(mc)^2}$), und wenn wir schon dabei sind, nehmen wir an, dass die Kollision der Hülle mit dem Stern perfekt elastisch ist, um die Wirkung auf die Bewegung des Sterns zu maximieren. Nehmen wir nun an, dass der Radius des Sterns ist$R=7\times 10^8$Meter (wie die Sonne) und Masse hat$M=2\times 10^{30}$kg (wie die Sonne), und nehmen Sie an, dass seine Entfernung von der Supernova ist$r=3\times 10^{16}$Meter (etwa 3 Lichtjahre). Wenn die Gesamtenergie in der ausgehenden Supernova-Hülle liegt$E$, dann ist der vom Stern abgefangene Bruchteil die Fläche der Sternscheibe ($\pi R^2$) dividiert durch die Fläche der ausgehenden Kugelschale ($4\pi r^2$). Also die abgefangene Energie$E'$Ist

$$E'=\frac{\pi R^2}{4\pi r^2}E\approx 10^{-16}E.$$ Verwenden$E=10^{46}$Joule gibt $$E'\approx 10^{30}\text{ Joules}.$$ Das ist viel Energie, aber reicht das aus? Verwenden$c\approx 3\times 10^8$m/s für die Lichtgeschwindigkeit ist der entsprechende Impuls$p=E'/c\approx 3\times 10^{21}$kg$\cdot$MS. Unter optimistischer Annahme einer elastischen Kollision, die die Richtung dieses Teils des Impulses der Hülle vollständig umkehrt (wobei die Energieerhaltung optimistisch ignoriert wird), wird die Änderung des Impulses des Sterns doppelt so groß sein. Da der Stern eine Masse von hat$M=2\times 10^{30}$kg, seine Geschwindigkeitsänderung (unter Verwendung einer nichtrelativistischen Näherung, die in diesem Fall gut genug ist) ist$2p/M\approx 3\times 10^{-9}$Meter pro Sekunde, das sind ca$10$Zentimeter pro Jahr . Das reicht wahrscheinlich nicht aus, um den Stern aus der Galaxie zu werfen. Verzeihung.

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Verweise:

[1] Seite 43 in Bethe und Brown (1985), "How a Supernova Explodes", Scientific American 252 : 40-48, http://www.cenbg.in2p3.fr/heberge/EcoleJoliotCurie/coursannee/transparents/SN% 20-%20Bethe%20e%20Brown.pdf

[2] Ott$et al$(2011), „Neue Aspekte und Randbedingungen der Kernkollaps-Supernova-Theorie“, http://arxiv.org/abs/1111.6282

[3] Tabelle 9 auf Seite 128 in The International System of Units (SI), 8. Ausgabe , Internationales Büro für Maß und Gewicht (BIPM), http://www.bipm.org/utils/common/pdf/si_brochure_8_en.pdf

Wahrscheinlich nicht. Supernovae sind mächtig, aber der Weltraum ist wirklich groß. ;)

Supernova-Energien werden oft im Feind gemessen ; ein Feind ist$10^{44}$Joule. Laut Wikipedia kann eine große Supernova etwa 100 Feinde als kinetische Energie des Auswurfs freisetzen, plus 1 bis 5 Feinde für das Licht und andere freigesetzte EM-Energie. (Die Energie der freigesetzten Neutrinos ist höher als die EM-Energie, aber das ist nur ein Problem, wenn Sie der Supernova wirklich nahe sind).

Zum Vergleich: Die Gravitationsbindungsenergie (GBE) der Sonne liegt bei etwa$3.8 \times 10^{41}$Joule. Wenn also ein sonnenähnlicher Stern von einem Tausendstel der Lichtenergie getroffen würde, die von einer Supernova freigesetzt wird, würde er ernsthaft durcheinander gebracht werden.

Aber wie ich eingangs sagte, der Platz ist wirklich groß. Wenn Sie 1 Feind Energie über die Oberfläche einer Kugel mit einem Radius von 1 Lichtjahr verteilen, würde eine Fläche auf dieser Kugel gleich dem Querschnitt der Sonne herumkommen$1.35 \times 10^{29}$Joule, was eine beträchtliche Menge an Energie ist, aber es ist ungefähr ein Billionstel des GBE der Sonne. Eine Supernova kann also interessante Dinge mit der Atmosphäre eines 1 Lichtjahr entfernten Sterns und den Atmosphären aller Planeten in diesem System anstellen, aber sie wird den Stern nicht stören oder eine merkliche Störung seiner galaktischen Umlaufbahn verursachen.

Supernova-Explosionen sind jedoch notorisch asymmetrisch. Die Energie und Materie, die sie freisetzen, wird nicht gleichmäßig über eine schöne Kugeloberfläche verteilt. Es besteht also die Möglichkeit, dass der Schaden bei 1 Lichtjahr viel schlimmer ist als das, was ich im vorherigen Absatz angegeben habe. Insbesondere der Supernova-Überrest (der durch den Kollaps entstandene Neutronenstern oder das schwarze Loch) kann mit 500 km/s oder schneller ausgestoßen werden. Wenn Sie einem davon im Weg sind, werden wahrscheinlich schlechte Dinge passieren. Ein extremes Beispiel ist Pulsar B1508+55 , ein Neutronenstern, der mit 1100 km/s aus der Galaxie herausfliegt.

Es kann tatsächlich, durch die Schwerkraft. Dies ist ein Mechanismus, den einige Leute verwenden, um zu erklären, warum das Dichteprofil der Dunklen Materie in Zwerggalaxien nicht „spitz“ ist. Die Idee ist ziemlich einfach: Eine Supernova explodiert, sie stößt Gas aus. Das Gas ist durch die Schwerkraft mit dunkler Materie gekoppelt, also wird auch dunkle Materie herumbewegt. Dadurch ändert sich das Potential der Galaxie, was wiederum dazu führt, dass sich die Umlaufbahnen der Sterne in der Nähe des Zentrums ändern.

Formeller ist die potenzielle Energie, die zum Zusammensetzen des dunklen Heiligenscheins erforderlich ist

$$W_{\rm DM} = -4\pi G \int_0^{R_{\rm vir}}{\rm d}r ~ \rho(r)M(r) r \tag{1}$$

mit$\rho$seine Dichte und$M$sein kumulatives Massenprofil.$R_{\rm vir}$ist der virtuelle Radius der Galaxie, der für ein Zwergsphäroid einige kpc beträgt. Die von SNe freigesetzte Energie ist

$$E_{\rm SN} = \frac{M_\star}{\langle m_\star\rangle}\xi(m_\star > 8 M_{\odot}) E_{\rm SN} \tag{2}$$

Wo$M_{\rm star}$ist die gesamte Sternmasse der Galaxie,$\langle m_\star\rangle$ist die durchschnittliche Sternmasse,$\xi$ist die Anfangsmassenfunktion, von der nur der obere Schweif betrachtet wird, da die Fraktion Sterne mit erzeugt$m_{\star} < 8 M_{\odot}$führt nicht zu SNe,$E_{\rm SN}$ist die Energie, die bei einer SNII-Explosion freigesetzt wird.

Nun, ein Teil dieser freigesetzten Energie transformiert die Bahnen der DM-Teilchen, sagen wir mal ein kleiner Bruchteil$\eta$. Die wichtige Frage ist dann: Stellen Sie sich vor, Sie beginnen mit einer Galaxie mit Gravitationsenergie$W_{\rm DM}^{(1)}$, und wollen es in eine Galaxie mit Gravitationsenergie verwandeln$W_{\rm DM}^{(2)}$, können wir es mit der Menge an Energie tun$\eta E_{\rm SN}$?

$$2\eta E_{\rm SN} > W_{\rm DM}^{(2)} - W_{\rm DM}^{(1)} \tag{3}$$

Und die Antwort ist ein klares Ja. Hier finden Sie einige Referenzen für weitere Details.

1. Cuspy No More: Wie Ausflüsse die zentrale Dunkle Materie- und Baryonenverteilung in Lambda-CDM-Galaxien beeinflussen
2. Die Kopplung zwischen Kern/Spitze und fehlenden Satellitenproblemen
3. Cusp-Core-Transformationen in Zwerggalaxien: Beobachtungsvorhersagen

Es hängt eindeutig davon ab, was das Endprodukt ist$W_{\rm DM}^{(2)}$sieht aus wie, aber es ist definitiv in der Lage, eine Galaxie mit einem Dichteprofil der Form zu verwandeln$\rho \sim r^{-1}$zur Galaxie mit einem Dichteprofil$\rho \sim 1$für klein$r$in einem angemessenen Zeitrahmen.