Astronomowie wierzyli, że wszystkie supernowe typu 1a były zasadniczo tej samej jasności. Jest to problem, ponieważ tego rodzaju supernowe są używane jako standardowe świece do określania odległości we wszechświecie. Ostatnio te supernowe zostały użyte do obliczenia tajemniczej siły zwanej ciemną energią, która wydaje się przyspieszać ekspansję Wszechświata.
Grupa naukowców powiązanych z SuperNova Legacy Survey (SNLS) znalazła zaskakujące dowody, że istnieje więcej niż jeden rodzaj supernowej typu Ia, klasa wybuchających gwiazd, która do tej pory była uważana za zasadniczo jednorodną pod wszystkimi istotnymi względami. Supernowa SNLS-03D3bb jest ponad dwa razy jaśniejsza niż większość supernowych typu Ia, ale ma znacznie mniej energii kinetycznej i wydaje się być o połowę tak masywna jak typowy typ Ia.
Głównymi autorami raportu, który pojawia się w numerze Nature z 21 września, są Andrew Howell, wcześniej z Wydziału Fizyki w Lawrence Berkeley National Laboratory, a teraz na Uniwersytecie w Toronto oraz Peter Nugent, astrofizyk z Berkeley Lab's Computational Research Podział. Inni główni autorzy to Mark Sullivan z University of Toronto i Richard Ellis z California Institute of Technology. Ci i wielu innych autorów artykułu Nature są członkami Supernova Cosmology Project z Berkeley Lab.
Ponieważ prawie wszystkie znalezione do tej pory supernowe typu Ia są nie tylko wyjątkowo jasne, ale niezwykle jednolite pod względem jasności, są uważane za najlepsze astronomiczne „standardowe świece” do pomiaru na odległościach kosmologicznych. W 1998 r., Po obserwacjach wielu odległych supernowych typu Ia, Supernova Cosmology Project i rywal High-Z Supernova Search Team ogłosili odkrycie, że ekspansja wszechświata przyspiesza - odkrycie, które wkrótce zostanie przypisane nieznanemu coś, co nazywa się ciemnością energia, która wypełnia wszechświat i przeciwstawia się wzajemnemu przyciąganiu grawitacyjnemu materii.
„Uważa się, że supernowe typu Ia są niezawodnymi wskaźnikami odległości, ponieważ mają standardową ilość paliwa - węgiel i tlen w białej karle - i mają jednolity spust”, mówi Nugent. „Przewiduje się, że wybuchną, gdy masa białego karła zbliży się do masy Chandrasekhar, która jest około 1,4 raza większa niż masa naszego Słońca. Fakt, że SNLS-03D3bb znacznie przewyższa ten rodzaj masy, otwiera pudełko Pandory. ”
Dlaczego większość supernowych typu Ia jest taka sama
Klasyfikacja typów supernowych oparta jest na ich widmach. Widma typu Ia nie mają linii wodoru, ale mają silikonowe linie absorpcyjne, co jest wskazówką do chemii ich wybuchów. Uważa się, że prekursory białego karła supernowych typu Ia, zwykle około dwóch trzecich masy Słońca, akretują dodatkową masę z binarnego towarzysza, dopóki nie zbliżą się do granicy Chandrasekhar. Rosnące ciśnienie powoduje stopienie się węgla i tlenu w środku gwiazdy, wytwarzając pierwiastki aż do niklu na układzie okresowym; energia uwolniona w tym procesie rozbija gwiazdę na kawałki w tytanicznej eksplozji termojądrowej.
Niektóre zmiany zaobserwowano w supernowych typu Ia, ale są one w większości możliwe do pogodzenia. Jaśniejszy typ Ia dłużej trwa, aby osiągnąć maksymalną jasność i dłużej, aby spaść. Kiedy skale czasowe poszczególnych krzywych światła są rozciągane, aby pasowały do normy, a jasność jest skalowana zgodnie z rozciągnięciem, krzywe światła typu Ia pasują do siebie.
Różnice jasności mogą wynikać z różnych proporcji węgla i tlenu w progenitorach, powodując różne końcowe ilości niklu w eksplozji. Radioaktywny rozpad niklu na kobalt, a następnie żelazo zasila krzywe światła optycznego i bliskiej podczerwieni supernowych typu Ia. Różnice w jasności pozornej mogą być również produktami asymetrii; eksplozja widziana pod jednym kątem może być nieco ciemniejsza niż pod innym.
Żadna z tych możliwych różnic nie jest wystarczająca, aby wyjaśnić ekstremalną jasność supernowej SNLS-03D3bb - która jest zdecydowanie zbyt jasna, aby „rozciągać się” na krzywej światła. Co więcej, w większości jaśniejszych supernowych materia wyrzucona z eksplozji przemieszcza się z większą prędkością; to znaczy, te eksplozje mają więcej energii kinetycznej. Ale ejecta SNLS-03D3bb była niezwykle powolna.
„Andy Howell połączył dwa i dwa i zdał sobie sprawę, że SNLS-03D3bb musi mieć masę super-Chandrasekhar”, mówi Nugent.
Msza dowodów
Jednym ze wskazówek były elementy potrzebne do uzyskania dodatkowej jasności. „Cała moc w typie Ia pochodzi ze spalania węgla i tlenu do cięższych pierwiastków, zwłaszcza niklu 56”, mówi Nugent. „Typ Ia o normalnej jasności stanowi około 60 procent masy Słońca o wartości niklu 56, a pozostałe to inne pierwiastki. Ale SNLS-03D3bb jest ponad dwa razy jaśniejszy niż zwykle; musi mieć ponad dwukrotnie więcej niklu 56. Jedynym sposobem na uzyskanie tego jest użycie progenitora, który jest o 50 procent masywniejszy niż masa Chandrasekhar. ”
Innym czynnikiem jest powolność wyrzutu SNLS-03D3bb, co wykryto w przesunięciu linii żywiołów w jego spektrum. Prędkość wyrzutu supernowej zależy od energii kinetycznej uwolnionej podczas eksplozji, która jest różnicą między energią uwolnioną podczas spalania termojądrowego minus energia wiązania, która działa, aby utrzymać gwiazdę razem, funkcja masy gwiazdy. Im bardziej masywna gwiazda, tym wolniej wytrysk.
Ale w jaki sposób prekursor tlenowo-węglowy mógłby kiedykolwiek gromadzić masę większą niż limit Chandrasekhar bez wybuchu? Możliwe, że bardzo szybko wirująca gwiazda może być bardziej masywna. Możliwe jest również, że dwa białe karły o łącznej masie znacznie przekraczającej granicę Chandrasekhar mogą zderzyć się i eksplodować.
Nugent mówi: „Jedna wskazówka pochodzi od naszego współautora Marka Sullivana, który w danych SNLS znalazł już dwa różne wskaźniki produkcji supernowej typu Ia. Można je z grubsza podzielić na te, które pochodzą z młodych galaktyk gwiazdotwórczych i te ze starych, martwych galaktyk. Jest więc wskazówka, że mogą istnieć dwie populacje typu Ia, z dwoma rodzajami progenitorów i dwiema różnymi ścieżkami eksplozji ”.
Nugent wyjaśnia, że w starych martwych galaktykach nawet największe gwiazdy są małe. Jedynymi rodzajami supernowych typu Ia możliwymi w tych galaktykach są prawdopodobnie układ podwójny, masa akumulująca, typ masy Chandrasekhar. Ale młode galaktyki gwiazdotwórcze wytwarzają masywne obiekty i mogą być bogate w układy podwójne białego karła i białego karła, tak zwane układy podwójnie zdegenerowane.
„Jeśli model podwójnie zdegenerowany ma rację, takie układy zawsze powodują wybuchy super-Chandrasekhar w tych bardzo młodych galaktykach”, mówi Nugent.
Młode galaktyki są bardziej prawdopodobne we wczesnym wszechświecie, a więc na większe odległości. Ponieważ odległe supernowe typu Ia są niezbędne do pomiaru ewolucji ciemnej energii, niezbędne staje się jasne zidentyfikowanie supernowych typu Ia, które nie pasują do modelu masy Chandrasekhara. Łatwo to zrobić z Typem Ia tak dziwnym jak SNLS-03D3bb, ale nie wszystkie supernowe super-Chandrasekhar mogą być tak oczywiste.
„Jednym ze sposobów na wykrycie supernowych super-Chandrasekhar jest pomiar prędkości wyrzutu i porównanie jej z jasnością. Innym sposobem jest pobieranie wielu widm w miarę ewolucji krzywej światła. Niestety, wykonywanie widm jest największym wydatkiem w całym procesie badań nad ciemną energią ”, mówi Nugent. „Projektanci tych eksperymentów będą musieli znaleźć skuteczne sposoby na wyeliminowanie supernowych super-Chandrasekhar z ich próbek.”
Modelowanie wariacji
Częściowo miał nadzieję na opracowanie szybkiego i niezawodnego sposobu identyfikacji kandydatów na supernowe typu Ia do badań kosmologicznych, które Nugent i współautor Richard Ellis początkowo zwrócili się do Sullivana i innych członków SNLS, z dużą bazą danych supernowych. Pracując w National Energy Research Scientific Computing Center (NERSC) z siedzibą w Berkeley Lab, Nugent opracował algorytm, który mógłby wziąć garść fotometrycznych punktów danych na początku ewolucji kandydującej supernowej, pozytywnie zidentyfikować ją jako typ Ia i dokładnie przewidzieć czas maksymalnej jasności.
Jednym z pierwszych badanych w ten sposób typów Ia był sam SNLS-03D3bb. „Miał tak wysoki stosunek sygnału do szumu, biorąc pod uwagę przesunięcie ku czerwieni, że powinniśmy od początku podejrzewać, że będzie to niezwykła supernowa”, mówi Nugent.
Nugent uważa odkrycie pierwszej supernowej supernowej Chandrasekhar za ekscytującą perspektywę: „Po raz pierwszy od 1993 r.” - kiedy opracowano zależność jasności od krzywej światła - „mamy teraz silny kierunek, aby szukać następnej parametr opisujący jasność supernowej typu Ia. Poszukiwania te mogą doprowadzić nas do lepszego zrozumienia ich przodków i systematyki ich używania jako sond kosmologicznych. ”
To zrozumienie jest jednym z głównych celów konsorcjum obliczeniowego astrofizyki, kierowanym przez Stana Woosleya z University of California w Santa Cruz i wspieranym przez Office of Science Departamentu Energii poprzez program Scientific Discovery Through Advanced Computing (SciDAC) z Nugent oraz John Bell z działu badań obliczeniowych i NERSC wśród wiodących partnerów.
„Model załamania gwiazdy przez Chandrasekhara z 1931 r. Był elegancki i potężny; zdobył mu Nagrodę Nobla ”, mówi Nugent. „Ale to był prosty jednowymiarowy model. Po dodaniu rotacji można przekroczyć masę Chandrasekhar, jak sam to rozpoznał. ”
Nugent twierdzi, że dzięki modelom 2-D i 3-D supernowych, które są teraz możliwe przy użyciu superkomputerów, możliwe jest zbadanie szerszego zakresu możliwości natury. „Taki jest cel naszego projektu SciDAC, aby uzyskać najlepsze modele i najlepsze dane obserwacyjne oraz połączyć je, aby pchnąć całą kulę wosku. Pod koniec tego projektu dowiemy się najwięcej o wszystkich rodzajach supernowych typu Ia ”.
„Supernowa typu Ia z gwiazdy masowego białego karła super-Chandrasekhar”, autor: D. Andrew Howell, Mark Sullivan, Peter E. Nugent, Richard S. Ellis, Alexander J. Conley, Damien Le Borgne, Raymond G. Carlberg, Julien Guy, David Balam, Stephane Basa, Dominique Fouchez, Isobel M. Hook, Eric Y. Hsiao, James D. Neill, Reynald Pain, Kathryn M. Perret i Christopher J. Pritchett, pojawiają się w numerze Nature z 21 września jest dostępny online dla subskrybentów.
Berkeley Lab to krajowe laboratorium Departamentu Energii Stanów Zjednoczonych z siedzibą w Berkeley w Kalifornii. Prowadzi niesklasyfikowane badania naukowe i jest zarządzany przez University of California. Odwiedź naszą stronę internetową http://www.lbl.gov.
Oryginalne źródło: LBL News Release
