Myslím, že vaším nejlepším řešením by bylo detekovat neutrina generovaná jaderným spalováním uvnitř hvězdy (jako to děláme u Slunce). Jakmile hvězda zasáhne fázi spalování uhlíku, ve skutečnosti vydává více energie do neutrin než do fotonů. Během fáze hoření křemíku, která trvá několik dní a vytváří degenerované železné jádro (které se zhroutí, jakmile je dostatečně masivní), tok neutrin se zvýší na asi 10 ⁴⁷ erg / sa málo sekund před zhroucením jádra. (Špičkový tok během zhroucení jádra je přibližně 10 ⁵² až 10 ⁵³ erg / s). Tento dokument od Asakury a kol. odhaduje, že japonský detektor KamLAND dokáže detekovat tok neutrinového toku před supernovou pro hvězdy ve vzdálenosti několika stovek parseků a poskytnout předběžné varování před jádro-kolaps supernovy několik hodin nebo dokonce dní předem. Jelikož jsou vaše postavy ve stejném systému jako hvězda, stěží by potřebovaly velký podzemní detektor, který by zachytil neutrina.

Tento graf ukazuje příklad neutrino zářivosti ( pro anti-elektronová neutrina) versus čas pro pre-supernovovou hvězdu (od Asakura et al. 2016, na základě Odrzywolek & Heger 2010 a Nakazato et al. 2013); kolaps jádra začíná v t = 0 s.

Měřením spektra energií pro různé typy neutrin a jejich časovým vývojem můžete Pravděpodobně získáte velmi dobrou představu o tom, jak daleko byla hvězda, zvláště když můžeme pravděpodobně předpokládat, že vaše postavy mají mnohem lepší modely hvězdné evoluce, než v současné době máme. (Chtěli by také získat přesná měření hmotnosti, rychlosti otáčení hvězdy, možná vnitřní struktury pomocí astroseismologie atd., Aby doladili model hvězdné evoluce; to jsou vše, co by mohli docela snadno udělat.)

Samotné zhroucení jádra by bylo signalizováno enormním nárůstem toku neutrin.

Tento článek „What If“ od Randalla Munroea odhaduje, že tok neutrin od supernovy s kolapsem jádra by byl smrtelný pro lidskou bytost ve vzdálenosti asi 2 AU. Což, jak zdůrazňuje, by ve skutečnosti mohlo být uvnitř superobří hvězdy, takže vaše postavy by byly pravděpodobně o něco dále. Ukazuje však, že tok neutrin by byl snadno zjistitelný a že vaše postavy by z něj mohly snadno otrávit radiací, kdyby byly blíže než 10 AU. (Samozřejmě byste to chtěli detekovat příměji, než jen čekat, až vám začne být špatně, protože to může trvat déle, než rázová vlna dosáhne povrchu hvězdy.) To je jen proto, aby si domů přivezli skutečnost, že by neměli žádný problém s detekcí neutrin ...

Ostatní odpovědi jsou správné; neutrinový puls se rozhodně očekává v důsledku supernovy s kolapsem jádra a měl by nastat několik hodin před příchodem rázové vlny na povrch.

V zásadě by neexistoval žádný viditelný signál toho, že by se hvězda měla stát supernova, a to proto, že dynamický časový rámec obálky je relativně dlouhý - reaguje tedy pomalu s ohledem na změny v jádru. Takže i když je veškerá podpora odstraněna ze středu, povrch může reagovat (v nejlepším případě) pouze v časovém měřítku volného pádu $ \ sim (G \ rho) ^ {- 1/2} $, kde $ \ rho $ je průměrná hustota. Pokud je hvězdou superobr $ 10M _ {\ odot} $ s poloměrem 1 au, pak je tato časová osa desítky dnů.

Další dosud neuvedená možnost je gravitační vlny. Za předpokladu, že je k dispozici relativně přenosný detektor gravitačních vln (!), Pak byste také očekávali ostrý puls gravitačních vln v časovém měřítku zhroucení jádra (druhý nebo méně), který by také předznamenal výbuchovou vlnu supernovy o několik hodin později.

Jak řekl Dean, progenitoři supernovy obvykle uvolňují neutrina před úplným zhroucením jádra, tvorbou zbytků a vymrštěním vnějších vrstev hvězdy. Proces - zaměřený zde na neutrina - probíhá zhruba takto:

1. Při dostatečně vysokých hustotách ( $ \ rho \ sim10 ^ 9 \ text { g / cm} ^ 3 $ ), zachytávání elektronů se stává důležitým, kde se proton a elektron spojí a vytvoří neutron a elektronové neutrino: $$ e ^ - + p \ to n + \ nu_e $$ Současně může dojít k rozpadu beta, kdy se neutron rozpadne na proton, elektron a elektronové antineutrino: $$ n \ to p + e ^ - + \ bar {\ nu} _e $$ Rozpad beta se však v tomto okamžiku stává méně důležitým než elektronový záznam.
2. Zachycování elektronů snižuje tlak degenerace elektronů v jádře, což vede k zrychlenému zhroucení jádra. Tlak degenerace je důležitý v jádrech mnoha hvězd, ale u extrémně hmotných hvězd - včetně červených supergiantů - to prostě nestačí k zastavení kolapsu.
3. Při hustotách pod $ \ sim10 ^ {11} \ text {g / cm} ^ 3 $ , neutrina mohou odnést energii a počáteční výbuch opustí hvězdu asi za deset sekund. Kolaps jádra však rychle vede k mnohem větším hustotám, a když $ \ rho \ sim4 \ times10 ^ {11} \ text {g / cm} ^ 3 $ , neutrina jsou uvězněni. Rozptylují jádra a přenášejí energii na elektrony. Rozptyl elektronových jader je také důležitý a může být dominantní při vyšších energiích.
4. Na $ \ rho \ sim2.5 \ times10 ^ {14} \ text { g / cm} ^ 3 $ , jádro podstoupí „odraz“ a exploze supernovy plně začne. Rázová vlna se šíří do vnějšího jádra a více neutrin se vytváří pomocí elektronového záchytu.
5. Neutrina, která jsou stále uvězněna v hvězdném zbytku, jsou uvolněna asi o deset sekund později. Výroba párů neutrin také vede k rychlému ochlazení. Některá z těchto neutrin mohou přispět k oživení rázové vlny.

Neutrina mohou dorazit hodiny - nebo za určitých okolností i dny - před světlem ze supernovy. První případ byl případem SN 1987A, první supernovy, ze které byla detekována neutrina.

Odkazy

• Balasi et al. (2015)
• Mirizzi et al. (2015)
• Scholberg (2012)

Superluminous supernova (aka hypernova) can vykazovat dvojitý vrchol své jasnosti a někteří teoretizují, že to může být normou pro superluminous supernova, i když pokud vím, byla zatím pozorována pouze ve skutečnosti ( DES14X3taz).

Každopádně v (alespoň) v tomto případě došlo k počátečnímu podstatnému zvýšení jasu. Poté jas na několik dní poklesl (o několik velikostí) a poté se opět zvýšil na podstatně jasnější než počáteční „náraz“.

Pravděpodobně si budete muset dávat pozor na použité vzdálenosti. Počáteční záblesk světla je již dostatečně velký, že pokud vaši lidé nejsou docela o kousek dál, bude to už stačit na to, abyste je smažili.

Existuje ještě jeden bod, který by mohl být pro váš román zajímavý. Po výbuchu pravděpodobně dostanete magnetar - což je, jak byste hádali z názvu, hvězda s extrémně silným magnetickým polem - tak silným, že je pravděpodobně způsobí nejrůznější zmatky s čímkoli v okolí, co závisí na všem, co zahrnuje elektrickou aktivitu - nejen elektroniku, ale také pravděpodobně nervy lidí.

Tady však existuje zjevný problém: červená supergiant je správný typ hvězdy jako předchůdce „normální“ supernovy. Pravděpodobně to není správný typ jako předek superluminní supernovy. Předek supernovy je obvykle něco jako šest nebo osm hmot Slunce. Superluminózní supernova je pravděpodobně (je jich známo jen několik, takže je těžké to zobecnit) něco jako pár stovek slunečních hmot. Vzhledem k množství uvolněné energie musí být stejně velká.

Odkaz: Smith, et al (2015)