Astronoomid uskusid, et kõik 1.a tüüpi supernoovad on põhimõtteliselt sama heledusega. See on probleem, kuna sedalaadi supernoovasid kasutatakse standardküünaldena, et määrata vahemaad kogu universumis. Viimati on neid supernoovasid kasutatud salapärase jõu, mida nimetatakse tumedaks energiaks, arvutamiseks, mis näib kiirendavat Universumi paisumist.
SuperNova Legacy Survey (SNLS) -ga seotud teadlaste rühm on leidnud jahmatavaid tõendeid selle kohta, et Ia tüüpi supernoovat on rohkem kui ühte tüüpi - plahvatusohtlike tähtede klass, mida on siiani peetud kõigis olulistes aspektides põhimõtteliselt ühtlaseks. Supernova SNLS-03D3bb on enam kui kaks korda heledam kui enamikul Ia tüüpi supernoovadel, kuid sellel on palju vähem kineetilist energiat ja see näib olevat jälle pool massiivne kui tüüpiline Ia tüüp.
Looduse 21. septembri numbris ilmuva raporti juhtivate autorite hulka kuuluvad Andrew Howell, endine Lawrence Berkeley riikliku labori füüsikaosakonna ja nüüd Toronto ülikooli esindaja, ning Peter Nugent, astrofüüsik Berkeley Labi arvutusuuringutega Jaoskond. Teised peaautorid on Toronto ülikooli Mark Sullivan ja California tehnikainstituudi Richard Ellis. Need ja paljud teised ajakirja Nature autorid on Berkeley laboris asuva Supernova kosmoloogiaprojekti liikmed.
Kuna peaaegu kõik seni leitud Ia tüüpi supernoovad pole mitte ainult silmapaistvalt erksad, vaid ka heleduse poolest märkimisväärselt ühtlased, peetakse neid parimateks astronoomilisteks “standardküünaldeks” kosmoloogiliste kauguste mõõtmiseks. 1998. aastal, pärast paljude kaugete Ia tüüpi supernoovade vaatlusi, teatasid Supernova kosmoloogiaprojekt ja konkureeriv High-Z Supernova otsingugrupp avastusest, et universumi laienemine kiireneb - leid, mis omistatakse peagi tundmatule, mida nimetatakse tumedaks energia, mis täidab universumi ja vastandub mateeria vastastikusele gravitatsioonilisele külgetõmbele.
"Arvatakse, et Ia tüüpi supernoovad on usaldusväärsed kauguse indikaatorid, kuna neil on standardses koguses kütust - valge kääbustähe süsinikku ja hapnikku ning neil on ühtlane päästik," ütleb Nugent. “Prognoositakse, et nad plahvatavad, kui valge kääbuse mass läheneb Chandrasekhari massile, mis on umbes 1,4 korda suurem kui meie päikese mass. Pandora kasti avab asjaolu, et SNLS-03D3bb ületab selle massitüübi kenasti. "
Miks enamik Ia tüüpi supernoove on samad
Supernoovatüüpide klassifitseerimine põhineb nende spektritel. Ia tüübi spektritel pole vesiniku jooni, kuid neil on räni neeldumisjooned, mis näitab nende plahvatuste keemiat. Ia tüüpi supernoovade valged kääbusprogenitorid, tavaliselt umbes kaks kolmandikku päikese massist, koguvad binaarsest kaaslasest täiendavat massi, kuni nad lähenevad Chandrasekhari piirile. Suurenev rõhk põhjustab tähe keskel oleva süsiniku ja hapniku sulandumise, tekitades perioodilise tabeli elemente kuni nikli; selles protsessis vabanev energia puhub tähe tükkideks titaanses termotuumaplahvatuses.
Ia tüüpi supernoovades on täheldatud mõningaid erinevusi, kuid need on enamasti lepitavad. Heledama Ia tüübi maksimaalse heleduse saavutamiseks kulub kauem ja languseks kauem. Kui üksikute valguskõverate ajaskaalasid venitatakse normi järgi ja heledust skaleeritakse vastavalt venitusele, vastavad Ia tüüpi valguskõverad.
Heleduse erinevused võivad tuleneda progenitorite erinevast süsiniku ja hapniku suhtest, mille tulemuseks on plahvatuses erinevad nikli lõppkogused. Nikli radioaktiivne lagunemine koobaltiks ja seejärel rauaks muudab Ia tüüpi supernoovade optilise ja lähi-infrapuna valguse kõveraks. Nähtava heleduse erinevused võivad olla ka asümmeetria saadused; ühe nurga alt vaadatuna võib plahvatus olla pisut tuhmim kui teisest.
Ükski neist võimalikest erinevustest ei ole piisav, et selgitada supernoova SNLS-03D3bb ülimat heledust - see on liiga hele selle valguskõvera „venituse” jaoks. Pealegi liigub enamiku heledamate supernoovade puhul plahvatusest väljunud aine suurema kiirusega; see tähendab, et neil plahvatustel on rohkem kineetilist energiat. Kuid SNLS-03D3bb väljutamine oli ebaharilikult aeglane.
"Andy Howell pani kaks ja kaks kokku ja taipas, et SNLS-03D3bb peab omama super-Chandrasekhari massi," ütleb Nugent.
Tõendite mass
Üks näpunäide oli täiendava heleduse saavutamiseks vajalikud elemendid. "Ia tüübi kogu võimsus tuleb süsiniku ja hapniku põletamisel raskemateks elementideks, eriti nikliks 56," räägib Nugent. „Tavalise heledusega Ia tüüp moodustab umbes 60 protsenti nikli 56 väärtusest päikesemassist, ülejäänud on muud elemendid. Kuid SNLS-03D3bb on tavalisest enam kui kaks korda heledam; selles peab olema rohkem kui kaks korda rohkem niklit 56. Ainus viis selle saamiseks on eellastega, mis on 50 protsenti massiivsem kui Chandrasekhari mass. ”
Teine tegur on SNLS-03D3bb-i väljundi aeglus, mis tuvastatakse selle spektri elementaarliinide nihutamisel. Supernova väljutamise kiirus sõltub plahvatuses eralduvast kineetilisest energiast, mis on termotuumapõletuses eralduva energia erinevus, millest on lahutatud sidumisenergia, mis täht koos hoiab - tähe massi funktsioon. Mida massiivsem on täht, seda aeglasem on väljund.
Kuid kuidas saaks süsiniku-hapniku eellastekandja kunagi plahvatamata koguda Chandrasekhari piirist suuremat massi? Võimalik, et väga kiiresti pöörlev täht võiks olla massiivsem. Samuti on võimalik, et kaks valget kääbust, mille kombineeritud mass ületab Chandrasekhari piiri, võivad põrkuda ja plahvatada.
Nugent ütleb: „Üks aimdus tuli meie kaasautorilt Mark Sullivanilt, kes oli SNLS-i andmetes juba leidnud Ia tüübi supernoova tootmiseks kaks erinevat määra. Neid saab jämedalt jagada nendeks, mis pärinevad noortest tähte moodustavatest galaktikatest ja vanadest, surnud galaktikatest. Seega on olemas märge, et Ia tüüpi populatsioone võib olla kahte tüüpi, koos kahte tüüpi eellastega ja kahel erineval plahvatusviisil. "
Vanades surnud galaktikates on ka kõige suuremad tähed väikesed, selgitab Nugent. Ainukesed Ia tüüpi supernoovad, mis neis galaktikates võimalikud on, on tõenäoliselt kahendsüsteem, massi akrediteeriv, Chandrasekhar-massitüüp. Kuid noored tähte moodustavad galaktikad toodavad massiivseid objekte ja need võivad olla rikkad valge-kääbuse ja valge-kääbuse binaarsüsteemides, nn topeltdegenereerunud süsteemides.
"Kui topeltdegenereeritud mudel on õige, siis tekitavad sellised süsteemid nendes väga noortes galaktikates alati super-Chandrasekhari plahvatusi," räägib Nugent.
Noored galaktikad leitakse tõenäolisemalt varajases universumis ja seega suurema vahemaa tagant. Kuna kauged Ia tüüpi supernoovad on tumeda energia arengu mõõtmisel üliolulised, on vaja selgeks teha Ia tüüpi supernoovad, mis ei sobi Chandrasekhari massimudelisse. Seda on lihtne teha nii tüütu Ia korral kui SNLS-03D3bb, kuid mitte kõik super-Chandrasekhari supernoovad ei pruugi olla nii ilmsed.
„Üks võimalus super-Chandrasekhari supernoovade tuvastamiseks on ejekta kiiruse mõõtmine ja heleduse võrdlemine. Teine võimalus on võtta mitme spektri valguse kõvera arenedes. Spektrite võtmine on kahjuks kogu tumeenergia uuringute tegemine kõige suurem kulu, ”nendib Nugent. "Nende katsete kavandajad peavad leidma tõhusad viisid super-Chandrasekhari supernoovade eemaldamiseks nende proovidest."
Variatsioonide modelleerimine
Nugent ja kaasautor Richard Ellis lähenesid Sullivanile ja teistele SNLSi liikmetele oma suure supernoovade andmebaasi abil osaliselt lootuses töötada välja kiire ja usaldusväärne viis Ia-tüüpi kandidaatide supernoovade tuvastamiseks. Töötades Berkeley Labis asuvas Riiklikus Energiauuringute Teadusarvutuskeskuses (NERSC), töötas Nugent välja algoritmi, mis võimaldaks võtta käputäis fotomeetrilisi andmepunkte kandidaadi supernoova arengu alguses, tuvastada see positiivselt Ia tüübiks ja ennustada täpselt. maksimaalse heleduse aeg.
Üks esimesi seda tüüpi uuritud Ia tüüpi tooteid osutus SNLS-03D3bb ise. "Sellel oli punase nihke tõttu nii kõrge signaali-müra suhe, et oleksime pidanud algusest peale kahtlustama, et tegemist on ebahariliku supernoovaga," räägib Nugent.
Nugent peab esimese demonstreeritava super-Chandrasekhari supernoova avastamist põnevaks väljavaateks: „Esimest korda pärast 1993. aastat - kui arendati välja heleduse ja valguse-kõvera kuju suhe -“ on meil nüüd tugev suund järgmise otsimiseks parameeter, mis kirjeldab Ia tüüpi supernoova heledust. See otsing võib viia nende eellastest palju parema arusaamiseni ja nende kosmoloogiliste proovidena kasutamise süstemaatikani. ”
See arusaam on Santa Cruzis asuva California ülikooli Stan Woosley juhitud arvutusliku astrofüüsika konsortsiumi üks peamisi eesmärke, mida toetab Nugent programmiga Teadusarendus täiustatud arvutustehnika (SciDAC) kaudu Energeetikaosakonna teadusbüroo (SciDAC). ja John Bell arvutusuuringute osakonnast ja NERSCist juhtivate partnerite hulgas.
„Chandrasekhari 1931. aasta tähevarre mudel oli elegantne ja võimas; see võitis talle Nobeli preemia, ”räägib Nugent. “Kuid see oli lihtne ühemõõtmeline mudel. Pöörde lisamisega võib ületada Chandrasekhari massi, nagu ta ise tunnistas. ”
Nugent väidab, et supernoovade 2-ja 3-D-mudelitega, mis on nüüd superarvutite abil võimalik, on võimalik uurida laiemaid looduse võimalusi. „See on meie SciDAC-projekti eesmärk saada parimaid mudeleid ja parimaid vaatlusandmeid ning ühendada need kogu vahapalli surumiseks. Selle projekti lõpus teame kõige rohkem, mida saame teada igasugustest Ia tüüpi supernoovadest. ”
"I-tüüpi supernoova Super-Chandrasekhari valge kääbustähest", autorid 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 ja Christopher J. Pritchett ilmuvad ajakirja Nature and 21. septembri numbris. on tellijatele võrgus saadaval.
Berkeley Lab on USA energeetikaosakonna riiklik labor, mis asub Californias Berkeley linnas. See viib läbi salastamata teadusuuringuid ja seda juhib California ülikool. Külastage meie veebisaiti aadressil http://www.lbl.gov.
Algne allikas: LBL pressiteade
