Gökbilimciler, tüm Tip 1a süpernovalarının aslında aynı parlaklık olduğuna inanırlardı. Bu bir sorundur, çünkü bu tür süpernovalar Evren'deki mesafeleri belirlemek için standart mumlar olarak kullanılır. Son zamanlarda, bu süpernovalar, Evrenin genişlemesini hızlandırıyor gibi görünen karanlık enerji adı verilen gizemli gücü hesaplamak için kullanılmıştır.
SuperNova Legacy Survey'e (SNLS) bağlı bir grup bilim adamı, şimdiye kadar tüm önemli açılardan temel olarak tekdüze kabul edilen bir tür patlayan yıldız sınıfı olan birden fazla tip Ia süpernova olduğuna dair şaşırtıcı kanıtlar buldu. Süpernova SNLS-03D3bb, çoğu Tip Ia süpernovadan iki kat daha parlaktır, ancak çok daha az kinetik enerjiye sahiptir ve tipik Tip Ia'nın yarısı kadar masiftir.
21 Eylül Nature sayısında yer alan raporun baş yazarları arasında, daha önce Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı ve şimdi Toronto Üniversitesi Fizik Bölümü'nden Andrew Howell ve Berkeley Lab'in Hesaplamalı Araştırmaları'nda astrofizikçi Peter Nugent yer alıyor. Bölünme. Diğer yazarlar Toronto Üniversitesi'nden Mark Sullivan ve Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden Richard Ellis. Bunlar ve Nature dergisinin diğer yazarları Berkeley Lab merkezli Supernova Cosmology Project üyesidir.
Şimdiye kadar bulunan hemen hemen tüm Tip Ia süpernovaları sadece dikkate değer derecede parlak değil, aynı zamanda parlaklıklarında oldukça tekdüze oldukları için, kozmolojik mesafelerde ölçüm için en iyi astronomik "standart mumlar" olarak kabul edilirler. 1998'de, çok uzak Tip Ia süpernovalarının gözlemlerinden sonra, Supernova Kozmoloji Projesi ve rakip High-Z Supernova Arama Ekibi, evrenin genişlemesinin hızlandığını keşfettiğini açıkladı - yakında bilinmeyen bir şeye atfedilecek bir bulgu evreni dolduran ve maddenin karşılıklı çekimsel çekimine karşı çıkan enerji.
“Tip Ia süpernovaların güvenilir mesafe göstergeleri olduğu düşünülmektedir çünkü standart bir yakıt miktarı vardır - beyaz bir cüce yıldızdaki karbon ve oksijen - ve tek tip bir tetikleyiciye sahiptir,” diyor Nugent. “Beyaz cücenin kütlesi, güneşimizin kütlesinin yaklaşık 1,4 katı olan Chandrasekhar kütlesine yaklaştığında patlamaları bekleniyor. SNLS-03D3bb'un bu kitle türünün çok üzerinde olması bir Pandora’nın kutusunu açar. ”
Çoğu Tip Ia Süpernova Neden Aynıdır?
Süpernova tiplerinin sınıflandırılması spektrumlarına dayanır. Tip Ia spektrumlarının hidrojen hatları yoktur, ancak silikon emme hatları, patlamalarının kimyası için bir ipucu vardır. Tip Ia süpernovalarının beyaz cüce atalarının, tipik olarak güneş kütlesinin yaklaşık üçte ikisi, Chandrasekhar sınırına yaklaşana kadar ikili bir arkadaştan ek kütle kazandıkları düşünülmektedir. Artan basınç, yıldızın merkezindeki karbon ve oksijenin kaynaşmasına neden olarak periyodik tablodaki nikele kadar elementler üretir; bu işlemde açığa çıkan enerji, titanik termonükleer bir patlamada yıldızı parçalara ayırır.
Tip Ia süpernovalarında bazı varyasyonlar gözlenmiştir, ancak bunlar çoğunlukla uzlaştırılabilir. Daha parlak Tip Ia'nın maksimum parlaklığa ulaşması daha uzun ve azalması daha uzun sürer. Bireysel ışık eğrilerinin zaman ölçekleri normlara uyacak şekilde uzatıldığında ve parlaklık uzamaya göre ölçeklendiğinde, Tip Ia ışık eğrileri eşleşir.
Parlaklık farklılıkları, progenitörlerdeki farklı karbon ve oksijen oranlarına bağlı olabilir ve bu da patlamada farklı nihai nikel miktarlarına neden olabilir. Nikelin kobalta ve daha sonra demire radyoaktif bozunması, Tip Ia süpernovaların optik ve kızılötesine yakın ışık eğrilerini güçlendirir. Görünen parlaklıktaki farklılıklar da asimetri ürünleri olabilir; bir açıdan görülen patlama, diğerinden biraz daha sönük olabilir.
Bu olası farklılıkların hiçbiri, süpernova SNLS-03D3bb’nun aşırı parlaklığını açıklamak için yeterli değildir - bu ışık eğrisi “esnemesi” için çok parlaktır. Ayrıca, çoğu daha parlak süpernovada, patlamadan çıkarılan madde daha yüksek bir hızda hareket eder; yani, bu patlamalar daha kinetik enerjiye sahiptir. Ancak SNLS-03D3bb'un ejektası alışılmadık derecede yavaştı.
“Andy Howell iki ve ikisini bir araya getirdi ve SNLS-03D3bb'un süper Chandrasekhar kütlesine sahip olması gerektiğini fark etti,” diyor Nugent.
Kanıt Kütlesi
Bir ipucu, ekstra parlaklık üretmek için ihtiyaç duyulan unsurlardı. “Tip Ia'daki tüm güç, karbon ve oksijenin yakılmasından, özellikle nikel 56 olan daha ağır elementlere geliyor” diyor Nugent. “Normal parlaklıktaki Tip Ia, nikel 56 değerindeki güneş kütlesinin yaklaşık yüzde 60'ını oluşturuyor, geri kalanı diğer elementler. Ancak SNLS-03D3bb normalden iki kat daha parlaktır; bunun iki katından daha fazla nikel 56 olması gerekir. Bunu elde etmenin tek yolu Chandrasekhar kütlesinden yüzde 50 daha büyük bir ata ile. ”
Diğer faktör, spektrumdaki temel çizgilerin kaymasında tespit edildiği gibi SNLS-03D3bb'nun ejektasının yavaşlığıdır. Süpernova ejekta hızı, patlamada salınan kinetik enerjiye bağlıdır; bu, termonükleer yanmada salınan enerji ile yıldızın bir arada tutulması için bağlanan enerji ile yıldızın kütlesinin bir fonksiyonu arasındaki farktır. Yıldız ne kadar büyük olursa, ejekta yavaşlar.
Fakat bir karbon-oksijen öncüsü, Patlamadan Chandrasekhar sınırından daha büyük bir kütleyi nasıl biriktirebilirdi? Çok hızlı dönen bir yıldız daha büyük olabilir. Chandrasekhar sınırının üzerinde birleşik kütleye sahip iki beyaz cücenin çarpışması ve patlaması da mümkündür.
Nugent, “Bir ipucu, SNLS verilerinde Tip Ia süpernova üretimi için zaten iki farklı oran bulan yardımcı yazar Mark Sullivan'dan geldi. Kabaca genç yıldız oluşturan galaksilerden ve eski, ölü galaksilerden gelenlere bölünebilirler. Bu nedenle, iki tür öncü ve iki farklı patika yolu olan iki Tip Ia popülasyonu olabileceğine dair bir işaret var. ”
Nugent, eski, ölü galaksilerde en büyük yıldızların bile küçük olduğunu açıklıyor. Bu galaksilerde mümkün olan tek Tip Ia süpernova türlerinin ikili sistem, kütle toplayıcı, Chandrasekhar-kütle tipi olması muhtemeldir. Ancak genç yıldız oluşturan galaksiler büyük nesneler üretir ve beyaz-cüce artı beyaz-cüce ikili sistemler, yani “çift dejenere” sistemler açısından zengin olabilirler.
“Çift dejenere model doğruysa, bu tür sistemler bu çok genç galaksilerde her zaman süper Chandrasekhar patlamaları üretecektir” diyor Nugent.
Genç galaksilerin erken evrende ve dolayısıyla daha büyük mesafelerde bulunması daha olasıdır. Uzak Tip Ia süpernovaları, karanlık enerjinin evrimini ölçmek için çok önemli olduğundan, Chandrasekhar-kütle modeline uymayan Tip Ia süpernovaların açıkça tanımlanması zorunlu hale gelir. Bu, SNLS-03D3bb kadar garip bir Tip Ia ile yapmak kolaydır, ancak tüm süper Chandrasekhar süpernovaları çok açık olmayabilir.
“Süper Chandrasekhar süpernovalarını tespit etmenin bir yolu, ejekta hızını ölçmek ve parlaklık ile karşılaştırmaktır. Başka bir yol, ışık eğrisi geliştikçe çoklu spektrumlar almaktır. Ne yazık ki, spektrum kullanmak karanlık enerji çalışmalarının tümünde en büyük masraftır ”diyor Nugent. “Bu deneylerin tasarımcıları süper Chandrasekhar süpernovalarını örneklerinden çıkarmanın etkili yollarını bulmak zorunda kalacaklar.”
Varyasyonları Modelleme
Kısmen Nugent ve yazar Richard Ellis'in büyük süpernova veri tabanı ile başlangıçta Sullivan ve SNLS'nin diğer üyelerine yaklaştığı, kozmolojik araştırmalar için aday Tip Ia süpernovalarını tanımlamak için hızlı ve güvenilir bir yol geliştirme umudundaydı. Berkeley Lab merkezli Ulusal Enerji Araştırmaları Bilimsel Hesaplama merkezinde (NERSC) çalışan Nugent, bir aday süpernova evriminin erken evrelerinde bir avuç fotometrik veri noktası alabilen, pozitif bir Tip Ia olarak tanımlayabilen ve doğru bir şekilde tahmin edebilen bir algoritma geliştirdi. maksimum parlaklık zamanı.
Bu şekilde incelenen ilk Tip Ia'lardan birinin SNLS-03D3bb olduğu ortaya çıktı. Nugent, “Kırmızıya kayması nedeniyle o kadar yüksek bir sinyal-gürültü oranına sahipti ki, başından beri olağandışı bir süpernova olacağından şüphelenmeliydik” diyor.
Nugent, ilk gösterilebilir süper Chandrasekhar süpernova'nın keşfini heyecan verici bir ihtimal olarak görüyor: “1993'ten beri ilk kez” - ışık eğrisi şekil ilişkisine karşı parlaklık geliştirildiğinde - “şimdi bir sonrakini aramak için güçlü bir yönümüz var Tip Ia süpernova parlaklığını tanımlayan parametre. Bu arayış bizi atalarını ve onları kozmolojik problar olarak kullanma sistematiğini daha iyi anlamamıza neden olabilir. ”
Bu anlayış, Santa Cruz'daki California Üniversitesi'nden Stan Woosley tarafından yönetilen ve Nugent ile Bilimsel Keşif Yoluyla Bilimsel Keşif (SciDAC) programı tarafından Enerji Bakanlığı tarafından desteklenen Hesaplamalı Astrofizik Konsorsiyumu'nun ana hedeflerinden biridir. ve Hesaplama Araştırma Bölümü'nden John Bell ve önde gelen ortaklar arasında NERSC.
“Chandrasekhar’ın 1931 yıldız çöküşü modeli zarif ve güçlüydü; ona Nobel Ödülü kazandı ”diyor Nugent. “Ama basit, tek boyutlu bir modeldi. Sadece rotasyon ekleyerek, kendisi fark ettiği gibi Chandrasekhar kütlesini aşabilir. ”
Süper bilgisayar kullanarak artık süpernovaların 2-D ve 3-D modelleri ile Nugent, daha geniş bir doğa olasılıklarını incelemek mümkün olduğunu söylüyor. “SciDAC projemizin amacı, en iyi modelleri ve en iyi gözlem verilerini elde etmek ve bunları tüm balmumu topunu itmek için birleştirmek. Bu projenin sonunda, her türlü Tip Ia süpernova hakkında en çok şey bildiğimizi bileceğiz. ”
D. Andrew Howell, Mark Sullivan, Peter E. Nugent, Richard S. Ellis, Alexander J. Conley, Damien Le Borgne, Raymond G. Carlberg, “Bir Süper Chandrasekhar Kitle Beyaz Cüce Yıldızından Bir Tip-Supernova”, Julien Guy, David Balam, Stephane Basa, Dominique Fouchez, Isobel M. Hook, Eric Y. Hsiao, James D. Neill, Reynald Pain, Kathryn M. Perret ve Christopher J. Pritchett, 21 Eylül Nature ve abone olarak çevrimiçi olarak kullanılabilir.
Berkeley Lab, Berkeley, California'da bulunan bir ABD Enerji Bakanlığı ulusal laboratuvarıdır. Sınıflandırılmamış bilimsel araştırmalar yürütür ve Kaliforniya Üniversitesi tarafından yönetilir. Http://www.lbl.gov adresindeki web sitemizi ziyaret edin.
Orijinal Kaynak: LBL Haber Bülteni
