En parproduserende supernova er en teori etablert på slutten av 1960-tallet av Z. Barkat og kolleger, samt Gary S. Fraley. Det vil gjelde spesielt massive stjerner som overstiger minst 140 solmasser .
I motsetning til 'klassiske' supernovaer som enten skyldes en gravitasjonskollaps av stjernens kjerne, eller fra en termonukleær reaksjon knyttet til for mye 'vampirisering' av de ytre lagene til en stjerne av en nærliggende hvit dverg , utløseren til supernovaen ved produksjon av par ville være resultatet av en utslettelsesreaksjon mellom elektroner og deres antipartikler .
Faktisk induserer stjerner med mer enn 140 solmasser spesifikke egenskaper: hvis det ytre laget er enormt, vil stjernens kjerne være mye mindre tett og veldig rik på oksygen . Som et resultat av fotoner kan slippes ut av stjerne i sentrum kommuniserer med kjernene atomer for å danne elektron-positron-par som utslette hverandre.
Mer presist, på atomnivå, ved å samhandle med Coulomb-kraften i nærheten av en atomkjerne, kan energien til det innfallende gammafotonen spontant omdannes til masse i form av et elektron - positronpar . Produksjonen av et slikt par krever en energi som er større enn hvilemassen til partiklene som komponerer det, dvs. 1,022 MeV:
overskuddsenergien overføres i form av kinetisk energi til det dannede paret så vel som til atomkjernen. Elektronen som produseres, som ofte blir referert til som sekundærelektronet , er sterkt ioniserende. Når det gjelder positronen, som også er veldig ioniserende, har den en veldig kort levetid i saken: 10-8 sekunder, for så snart den er mer eller mindre stoppet, kombineres den med et annet elektron; den totale massen av disse to partiklene blir deretter omdannet til to gammafotoner på hver 0,511 MeV.
Elektronene (positronene) produsert av de tidligere eksponerte prosessene, produserer mange ioniseringer , som bremser dem til slutten av reisen, der positronene blir utslettet.
Dette skaper ustabilitet i stjernen, noe som vil resultere i en eksplosjon av termonukleær type som forvandler hele stjernen og ikke etterlater noen "rest".
Faktisk, når dannelsen av materie og antimateriale i henhold til denne prosessen blir viktig, blir trykket av strømmen av gammafotoner på lagene til stjernen utilstrekkelig til å motsette seg dens sammentrekning under påvirkning av dens egen tyngdekraft. Denne samme sammentrekningen vil imidlertid øke hastigheten på kjernefysiske reaksjoner ved å varme opp hjertet til stjernen. Produksjonen av antimateriale-dannende gammafotoner vil bli ytterligere økt og prosessen vil bli ustabil. Han blir revet med. Faktisk vil ikke temperaturen slutte å stige, og på veldig kort tid vil hjertet til stjernen eksplodere og omdanne materien til tunge kjerner. En supernova kalt "Pair Ustabilitet supernovae" (PISNe) er produsert, et par ustabilitet supernova , uten å etterlate kompakt objekt bak det (bortsett fra muligens en svart hull ved at stjerne er tilstrekkelig massivt).
Kraften til en slik supernova ville være virkelig eksepsjonell. Den må overgå den for en normal supernova og være ledsaget av produksjon av en stor mengde radioaktivt nikkel i tillegg til en stor mengde utkastet materiale.
Teoretisk tolkning av supernovaer ved produksjon av par.
SN2006gy teleskopisk deteksjon
SN2006gy lyskurve