O supernova producătoare de perechi este o teorie stabilită la sfârșitul anilor 1960 de Z. Barkat și colegii săi, precum și de Gary S. Fraley. Ar fi vorba de stele deosebit de masive, care depășesc cel puțin 140 de mase solare .
Spre deosebire de supernovele „clasice” care rezultă fie din prăbușirea gravitațională a miezului stelei, fie dintr-o reacție termonucleară legată de prea multă „vampirizare” a straturilor exterioare ale unei stele de către o pitică albă vecină, declanșatorul supernovei prin producerea de perechile ar rezulta dintr-o reacție de anihilare între electroni și antiparticulele lor .
Într-adevăr, stelele cu peste 140 de mase solare induc caracteristici specifice: dacă stratul exterior este enorm, nucleul stelei ar fi mult mai puțin dens și foarte bogat în oxigen . Ca rezultat, fotonii emiși de steaua din inimă pot interacționa cu nucleii atomilor pentru a forma perechi electron-pozitroni care se anihilează reciproc.
Mai precis, la nivel atomic, prin interacțiunea cu forța Coulomb din vecinătatea unui nucleu atomic, energia fotonului gamma incident poate fi convertită spontan în masă sub forma unei perechi electron - pozitron . Producerea unei astfel de perechi necesită o energie mai mare decât masa de repaus a particulelor care o compun, adică 1,022 MeV:
energia în exces este transferată sub formă de energie cinetică la perechea formată, precum și la nucleul atomului. Electronul produs, denumit adesea electron secundar , este extrem de ionizant. În ceea ce privește pozitronul, care este, de asemenea, foarte ionizant, acesta are o durată de viață foarte scurtă în materie: 10 -8 secunde, deoarece de îndată ce este mai mult sau mai puțin oprit, se combină cu un alt electron; masa totală a acestor două particule este apoi convertită în doi fotoni gamma de 0,511 MeV fiecare.
Electronii (pozitroni) produși de procesele expuse anterior, produc o mulțime de ionizări , care îi încetinesc până la sfârșitul călătoriei lor, unde pozitronii sunt anihilați.
Acest lucru creează instabilitate în interiorul stelei, ceea ce ar duce la o explozie de tip termonuclear care dislocă întreaga stea și nu lasă niciun „vestigiu” în spatele ei.
Într-adevăr, când crearea de materie și antimaterie în conformitate cu acest proces devine importantă, presiunea fluxului de fotoni gamma asupra straturilor stelei devine insuficientă pentru a se opune contracției sale sub efectul propriei sale gravitații. Cu toate acestea, aceeași contracție va crește rata reacțiilor nucleare prin încălzirea inimii stelei. Producția de fotoni gamma care creează antimaterie va fi sporită și procesul va deveni instabil. Se lasă dus. De fapt, temperatura nu va înceta să crească și, într-un timp foarte scurt, inima stelei va exploda, transformându-și materia în nuclee grele. Se produce o supernova numită "Supernova de instabilitate în pereche" (PISNe), o supernova de instabilitate în pereche , care nu lasă nicio stea compactă în spatele ei (cu excepția unei găuri negre dacă steaua este suficient de masivă).
Puterea unei astfel de supernove ar fi cu adevărat excepțională. Trebuie să o depășească pe cea a unei supernove normale și să fie însoțită de producerea unei cantități mari de nichel radioactiv pe lângă o cantitate mare de material ejectat.
Interpretarea teoretică a supernovelor prin producerea de perechi.
SN2006gy detectie telescopica
SN2006gy curbă de lumină