Radyal hız araştırmasının sonuçlarına dayanarak, Warren Brown, (Smithsonian Astrophysical Observatory) ve ekibi süpernova bulmacasına birkaç parça daha yerleştirdiler.
Süpernovalar birçok lezzete sahiptir. Ayrıca, tek, süper büyük yıldızların çekirdek çöküşü olduğuna inanılan Tip II süpernovalarımız da var. Ayrıca, bir nötron yıldızının bir kuark yıldızına patlayıcı dönüşümü olabilecek süper parlak süpernovalar ve son olarak, grubun zayıf dizili kuzenleri, düşük performans gösteren zayıf süpernovalar olabilir.
Düşük ışıklı süpernovalar, normal bir SN Tip Ia'dan 10-100 kat daha az ışıklı nadir bir süpernova patlaması türüdür ve sadece% 20 kadar madde çıkarır. Brown ve ekibi, zayıf süpernovalar ile beyaz cücelerin birleşmesi arasındaki bağlantıyı araştırıyorlar.
1980'lerde, yıldız ve ikili evrim teorik anlayışımıza dayanarak, birçok yakın çift beyaz cücenin var olacağı tahmin ediliyordu. Ancak, ilkine kadar 1988 yılında keşfedilmemiştir.
Yakın çift beyaz cüceleri bulmanın yolu, birkaç farklı zamanda beyaz bir cücenin H-alfa emme hattının yüksek çözünürlüklü spektrumlarını almak ve görünmeyen (dimmer) etrafında beyaz cücenin yörüngesel hareketinden kaynaklanan varyasyonları aramaktır. Arkadaş. İlk sistematik aramalar pek başarısız olmadı. Sadece bir sistem bulundu. Daha sonra, 1990'larda Tom Marsh ve ortak çalışanlar, aramalarını mevcut teorilere dayanarak ikili bir sistemde kurulabilen düşük kütleli beyaz cücelere yoğunlaştırdılar. Bu şekilde bir düzine sistem daha bulundu.
0.3 güneş kütlesinden az olan son derece düşük kütleli (ELM) beyaz cüceler (WD'ler) çekirdeklerinde helyumu ateşlemeyen yıldızların kalıntılarıdır. Evren, tek yıldız evrimiyle ELM WD'leri üretecek kadar büyük değildir. Bu nedenle, ELM WD'leri evrimlerinde bir zamanlar önemli miktarda kütle kaybına maruz kalmalıdır. 0.2 güneş kütlesine sahip WD'lerin üretilmesi büyük olasılıkla kompakt ikili sistemler gerektirir.
İspanya'daki Instituto de Astrofisica de Canarias gökbilimcisi ve çalışmanın ortak yazarı Carlos Allende Prieto, “Bu beyaz cüceler dramatik bir kilo verme programından geçti” dedi. “Bu yıldızlar o kadar yakın yörüngede ki, dünyadaki okyanusları sallayanlar gibi gelgit kuvvetleri büyük kitle kayıplarına yol açtı.”
ELM WD'lere yönelik gözlemsel verilere, nadir olmalarından dolayı ulaşılması oldukça zordur. Örneğin, Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması'nda tanımlanan 9316 WD'den% 0,2'den azı 0,3 güneşin altında kütlelere sahiptir.
Brown ve ortak çalışanlar tarafından keşfedilen çiftlerin yarısı 100 milyon yıl veya daha fazla sürede süpernova olarak patlayabilir.
Smithsonian gökbilimci ve ortak yazar Mukremin Kılıç, “Bilinen, birleşen beyaz cüce sistemlerinin sayısını üçe katladık” dedi. “Şimdi, bu sistemlerin nasıl oluştuğunu ve yakın gelecekte neler olabileceğini anlamaya başlayabiliriz.” Karbon ve oksijenden yapılan normal beyaz cücelerin aksine, bunlar neredeyse tamamen helyumdan yapılır.
Brown, “Beyaz cücelerimizin birleştiği ışık, az ışıklı süpernova oranı ile aynıdır - yaklaşık 2,000 yılda bir.” “Birleşen beyaz cücelerimizin aydınlık süpernovalar olarak patlayıp patlayamayacağından emin olamasak da, oranların aynı olması oldukça düşündürücü.”
Bu ELM WD'lerin en az% 25'i Samanyolu'nun eski kalın diskine ve halo bileşenlerine aittir. Bu, gökbilimcilerin yetersiz SNe'yi nerede arayacaklarını ve modeller doğruysa nerede bulamayacaklarını bilmelerine yardımcı olur. Birleşen ELM WD sistemleri, zayıf SNe'nin progenitörleri ise, Palomar Geçici Fabrika, Pan-STARRS, Skymapper ve Büyük Sinoptik Araştırma Teleskopu gibi yeni nesil anketler, bunları hem eliptik hem de spirallerdeki eski yıldız popülasyonları arasında bulmalıdır. galaksiler.
Buluntularını bildiren bildirilere çevrimiçi olarak şu adresten ulaşılabilir: http://arxiv.org/abs/1011.3047 ve http://arxiv.org/abs/1011.3050.
