Jedna gwiazda może wywołać kilka „prawie supernowych” przed ostateczną śmiercią
W pulsacyjnej niestabilności par bardzo masywna gwiazda nie musi od razu zostać całkowicie rozerwana. Produkcja par elektron–pozyton osłabia ciśnienie promieniowania, rdzeń kurczy się, a gwałtowne spalanie termojądrowe wywołuje potężny puls. Puls może wyrzucić wiele materii, lecz pozostawić rdzeń przy życiu. Po czasie gwiazda może ponownie się skurczyć i wyrzucić następną powłokę. Gdy późniejsze, szybsze powłoki doganiają wcześniejsze, energia ich zderzenia może zostać zamieniona w wyjątkowo jasny sygnał przypominający supernową.
Niestabilność nie zawsze niszczy gwiazdę
Mechanizm zaczyna się podobnie jak w pełnej supernowej niestabilności par. W gorącym rdzeniu powstają pary elektron–pozyton, co osłabia skuteczność ciśnienia promieniowania. Kurczenie podnosi temperaturę i uruchamia gwałtowne reakcje termojądrowe. Jeżeli uwolniona energia jest duża, ale nie wystarcza do rozbicia całej gwiazdy, następuje potężne rozprężenie. Zewnętrzne warstwy mogą zostać wyrzucone, a rdzeń pozostaje związany grawitacyjnie.
Po pulsie gwiazda może się uspokoić
Po wyrzuceniu materii obiekt traci energię, rozszerza się i może na pewien czas powrócić do względnie spokojniejszej ewolucji. Następnie rdzeń znów się kurczy. W zależności od struktury model może przewidywać kolejny puls po krótkim czasie albo po znacznie dłuższej przerwie. Seria nie jest okresowym „biciem serca” o stałym rytmie; każdy puls zmienia masę, strukturę i dalszą ewolucję gwiazdy.
Największy błysk może powstać poza gwiazdą
Szczególnie efektowna sytuacja zachodzi, gdy późniejsza, szybsza powłoka uderza w materiał wyrzucony poprzednio. Zderzenie dwóch masywnych strumieni tworzy silne fale uderzeniowe i może bardzo skutecznie przekształcać energię kinetyczną w światło. W modelu Woosleya, Blinnikova i Hegera taki mechanizm zaproponowano jako wyjaśnienie części ekstremalnie jasnych zjawisk. Wartość ciekawostki polega na tym, że obserwowany „wybuch” może być nie bezpośrednią śmiercią gwiazdy, lecz kolizją produktów wcześniejszych pulsów.
Ostateczny koniec następuje później
Pulsacyjna niestabilność par zwykle usuwa część masy i zmienia to, z jakim rdzeniem gwiazda dotrze do końca ewolucji. Po zakończeniu pulsów rdzeń może ostatecznie zapadać się i utworzyć czarną dziurę. W ten sposób niestabilność wpływa także na przewidywany rozkład mas czarnych dziur widocznych później w falach grawitacyjnych. To przykład połączenia obserwacji przejściowych z fizyką populacji zwartych obiektów.
Dlaczego identyfikacja jest trudna
Jasna supernowa z oddziaływaniem powłok nie jest automatycznie dowodem pulsacyjnej niestabilności par. Podobne sygnały może tworzyć silna utrata masy z innych przyczyn. Modele PPISN obejmują szeroki zakres przebiegów, a przewidywane własności zależą od masy rdzenia, metaliczności, rotacji i historii utraty masy. Dlatego konkretne obserwowane obiekty bywają kandydatami, a nie bezspornymi przykładami.
Zderzające się powłoki mogą świecić jaśniej niż sama pulsacja
Każdy puls może wyrzucić inną ilość materii z inną prędkością. Szybsza powłoka wysłana później może dogonić wolniejszą, wyrzuconą wcześniej. Kiedy do tego dochodzi, część energii kinetycznej obu warstw jest zamieniana w ciepło i promieniowanie, podobnie jak w innych supernowych silnie oddziałujących z materią okołogwiazdową. W efekcie obserwowany rozbłysk nie musi odpowiadać bezpośrednio pojedynczej eksplozji w centrum gwiazdy. Możemy widzieć przede wszystkim skutki zderzenia materiału odrzuconego w dwóch różnych epizodach. Modele pulsacyjnej niestabilności par przewidują, że między pulsami mogą upływać bardzo różne czasy, a każdy kolejny epizod zmienia masę i strukturę ocalałej gwiazdy. Ostateczny los także nie jest zawsze taki sam: po utracie części masy obiekt może później zakończyć życie w kolapsie jądra. To sprawia, że jasne transjenty z wieloma maksimami są fizycznie interesujące, ale wymagają ostrożnej interpretacji.