Ia-tüüpi supernoovad - ühed kõige ägedamad ja helendavamad plahvatused Universumis - on astronoomide jaoks muutunud mugavaks tööriistaks, mille abil mõõta Universumi enda suurust ja laienemist. Sel nädalal Ameerika astronoomiaühingu kohtumisel esitatud uued uuringud osutavad suurenenud tõenäosusele, et neid plahvatusi loovate tähtede, valgete kääbuste ühinemine on tõenäolisem, kui seni arvati, ning see võiks selgitada mõnede Ia tüüpi supernoovade omadusi, mis on uudishimulikult oodatust vähem helendav.
Uuringud esitanud Rüdiger Pakmor jt. Garchingi Max-Plancki astrofüüsika instituudist, simuleeris Saksamaa kahe valge kääbuse liitmist binaarsüsteemiga ja näitas, et need simulatsioonid vastavad varem täheldatud veidrate karakteristikutega supernovadele, eriti 1991bg-le. See ja teised pärast seda täheldatud supernoova oli uudishimulikult vähem helendav, kui oleks võinud oodata, kui tegemist oleks Ia tüüpi supernoovadega.
Ia tüüpi supernoovad tekivad siis, kui binaarses süsteemis on kaks üksteist tiirlevat tähte. Ühe stsenaariumi korral saab üks tähtedest valge kääbuse, väikese, kuid väga, väga tiheda tähe ja varastab teisest ainet, surudes end Chandrasekhari piirist - Päikese massist 1,4-kordseks - ja läbides tuumaplahvatuse.
Seda tüüpi supernoovade teine põhjus võib olla mõlema süsteemi tähtede ühinemine. Nende teadlaste analüüsitud stsenaariumi kohaselt olid mõlemad tähed valged kääbused, mille massid olid täpselt Päikese all: 0,83–0,9 päikesemassi.
Teadlased näitasid, et kuna süsteem kaotab gravitatsioonilainete emissiooni tõttu energiat, lähenevad kaks valget kääpi teineteisele. Nende ühinemisel jookseb osa ühe tähe materjalist kokku teisega ja soojendab süsinikku ja hapnikku, tekitades termotuumaplahvatuse, mida näevad Ia tüüpi supernoovad.
Siin saate vaadata Max-Plancki instituudi Supernova uurimisrühma simuleeritud ühinemise animatsiooni.
Selliste supernoovade vaatlused nagu 1991bg näitavad, et nad põlevad väiksemat kogust niklit 56, umbes 0,1 päikesemassi, kui tavalised Ia tüüpi supernoovad, mis tavaliselt põlevad nikli 0,4–0,9 päikesemassi. See muudab need vähem helendavaks, sest nikli radiatsiooniline lagunemine on üks nähtusi, mis annab Ia tüüpi supernoovade helendavale ekraanile oma löögi.
"Meie üksikasjalike plahvatuse simulatsioonide abil oskasime prognoosida vaatlusi, mis tõepoolest vastavad täpselt Ia tüüpi supernoovade tegelikele vaatlustele," ütles töö kaasautor Friedrich Röpke.
Nende simulatsioonid näitavad, et kahe valge kääbuse ühinemisel on süsteemi tihedus väiksem kui tüüpilistel Ia tüüpi supernoovadel ja seega toodetakse vähem niklit. Teadlased märgivad oma töös, et seda tüüpi valgete kääbuste ühinemised võivad moodustada 2–11 protsenti täheldatud Ia tüüpi supernoovadest.
Neid fantastilisi plahvatusi tekitavate mehhanismide mõistmine on vajalik samm nii meie Universumi ulatuse ja laienemise kui ka Ia tüüpi supernoovade mitmekesisuse käsitlemiseks.
Kui soovite teada saada rohkem nende uurimistööst ja nende arvutimudelite üksikasjadest, on paber saadaval Arxivis siin. Nende tulemused avaldatakse ka 7. jaanuari 2010. aasta väljaandes Loodus.
Allikas: AAS-i pressiteade, Arxivi paber
