2006 aastal plahvatas Maast 240 miljoni valgusaasta kauguses galaktikas seninähtuist heledaim, varem vaadelduist ligikaudu 100 korda kirkam supernoova, teadlased nimetavad teda SN 2006gy. Arvatakse, et nii võimsaks energiapurskeks peaks tähe mass enne plahvatust olema võrdne umbkaudu 100 Päikese massiga, arusaam selle protsessi mehhanismist oli seni puudulik.
Tähe elukäik sõltub peamiselt tema massist, koostisest ja pöörlemisest, kusjuures lõppfaasis on tähtsaimaks tema tuuma mass. California Ülikooli teadlased esitavad ajakirjas Nature avaldatud töös massiivse tuumaga tähtede arengu viimast etappi kirjeldava mudeli, mille kohaselt hakkab täht pärast heeliumi lõppemist "põletama" süsinikku ja hapnikku ning piisava massi korral on see protsess küllalt energeetiline, et tekkivad footonid on võimelised looma elektron-positron paare. See kujutab endast kineetilise energia muundumist massiga mateeriaks. Kiirgusrõhk tähes langeb ja ta tõmbub kokku kuni plahvatab supernoovana ning paiskab väliskihid eemale. Sobivate tingimuste korral kordub see protsess piisavalt vähese aja möödudes allesjäänud tuumaga ja tõeline tulevärk läheb lahti, kui teisel plahvatusel eraldunud aine jõuab järele ja põrkub esimesega. Töö autorite Stan Woosley, S. Blinnikovi ja Alexander Hegeri läbi viidud arvutisimulatsioon 110 Päikese massiga tähe jaoks ühtib hästi SN 2006gy vaatlustega ja kinnitab seega kirjeldatud mudeli pädevust.
Allikas: Nature: Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae, physicsworld.com
Toimetas Erik Randla