Οι αστρονόμοι πίστευαν ότι όλες οι σουπερνόβα τύπου 1a ήταν ουσιαστικά η ίδια φωτεινότητα. Αυτό είναι ένα πρόβλημα, δεδομένου ότι αυτό το είδος των σουπερνόβα χρησιμοποιούνται ως στάνταρ κεριά, για τον προσδιορισμό των αποστάσεων σε όλο το Σύμπαν. Πιο πρόσφατα, αυτά τα σουπερνόβα έχουν χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό της μυστηριώδους δύναμης που ονομάζεται σκοτεινή ενέργεια που φαίνεται να επιταχύνει την επέκταση του Σύμπαντος.
Μια ομάδα επιστημόνων που συνδέονται με την Έρευνα Κληρονομιάς SuperNova (SNLS) έχουν βρει εντυπωσιακά στοιχεία ότι υπάρχουν περισσότερα από ένα είδη σουπερνόβα τύπου Ia, μια τάξη εκρηκτικών αστεριών που μέχρι τώρα έχει θεωρηθεί ως ουσιαστικά ομοιόμορφη από όλες τις σημαντικές απόψεις. Το Supernova SNLS-03D3bb είναι περισσότερο από δύο φορές πιο φωτεινό από τα περισσότερα σουπερνόβα τύπου Ia, αλλά έχει πολύ λιγότερη κινητική ενέργεια και φαίνεται να είναι μισό και πάλι ογκώδες από ένα τυπικό Type Ia.
Οι κύριοι συντάκτες της έκθεσης, που εμφανίζεται στο τεύχος της Φύσης της 21ης Σεπτεμβρίου, περιλαμβάνουν τον Andrew Howell, πρώην τμήμα φυσικής στο Εθνικό Εργαστήριο Lawrence Berkeley και τώρα στο Πανεπιστήμιο του Τορόντο, και τον Peter Nugent, αστροφυσικό με την Υπολογιστική Έρευνα του Berkeley Lab Διαίρεση. Άλλοι κύριοι συγγραφείς είναι ο Mark Sullivan του Πανεπιστημίου του Τορόντο και ο Richard Ellis του Ινστιτούτου Τεχνολογίας της Καλιφόρνιας. Αυτοί και πολλοί από τους άλλους συγγραφείς της εφημερίδας Nature είναι μέλη του Supernova Cosmology Project που εδρεύει στο Berkeley Lab.
Επειδή σχεδόν όλες οι σουπερνόβα τύπου Ia που βρέθηκαν μέχρι στιγμής δεν είναι μόνο εξαιρετικά φωτεινές αλλά εξαιρετικά ομοιόμορφες στη φωτεινότητά τους, θεωρούνται ως τα καλύτερα αστρονομικά «τυπικά κεριά» για μέτρηση σε κοσμολογικές αποστάσεις. Το 1998, μετά από παρατηρήσεις πολλών μακρινών σουπερνόβα τύπου Ia, το Supernova Cosmology Project και η αντίπαλη ομάδα αναζήτησης High-Z Supernova ανακοίνωσαν την ανακάλυψή τους ότι η επέκταση του σύμπαντος επιταχύνεται - ένα εύρημα που σύντομα θα αποδοθεί στο άγνωστο κάτι που ονομάζεται σκοτεινό ενέργεια, η οποία γεμίζει το σύμπαν και αντιτίθεται στην αμοιβαία βαρυτική έλξη της ύλης.
"Οι σουπερνόβα τύπου Ia πιστεύεται ότι είναι αξιόπιστοι δείκτες απόστασης, επειδή έχουν μια τυπική ποσότητα καυσίμου - τον άνθρακα και το οξυγόνο σε ένα λευκό αστέρι νάνου - και έχουν μια ομοιόμορφη σκανδάλη", λέει ο Nugent. «Προβλέπεται να εκραγούν όταν η μάζα του λευκού νάνου πλησιάζει τη μάζα Chandrasekhar, που είναι περίπου 1,4 φορές τη μάζα του ήλιου μας. Το γεγονός ότι το SNLS-03D3bb ξεπερνά αυτό το μαζικό είδος ανοίγει ένα κουτί της Πανδώρας. "
Γιατί τα περισσότερα σουπερνόβα τύπου Ia είναι τα ίδια
Η ταξινόμηση των τύπων σουπερνόβα βασίζεται στα φάσματα τους. Τα φάσματα τύπου Ia δεν έχουν γραμμές υδρογόνου, αλλά έχουν γραμμές απορρόφησης πυριτίου, μια ένδειξη για τη χημεία των εκρήξεών τους. Οι λευκοί νάνοι πρόγονοι του τύπου Ia supernovae, συνήθως περίπου τα δύο τρίτα της μάζας του ήλιου, πιστεύεται ότι συγκεντρώνουν επιπλέον μάζα από έναν δυαδικό σύντροφο μέχρι να φτάσουν στο όριο του Chandrasekhar. Η αύξηση της πίεσης προκαλεί τη σύντηξη του άνθρακα και του οξυγόνου στο κέντρο του αστεριού, παράγοντας τα στοιχεία έως το νικέλιο στον περιοδικό πίνακα. η ενέργεια που απελευθερώνεται σε αυτή τη διαδικασία φυσά το αστέρι σε τεμάχια σε τιτανική θερμοπυρηνική έκρηξη.
Μερικές παραλλαγές έχουν παρατηρηθεί σε σουπερνόβα τύπου Ia, αλλά αυτές είναι συνήθως συμβατές. Ο φωτεινότερος τύπος Ia χρειάζεται περισσότερο χρόνο για να αυξηθεί στη μέγιστη φωτεινότητα και περισσότερο για να μειωθεί. Όταν οι χρονικές κλίμακες των μεμονωμένων καμπυλών φωτός τεντώνονται για να ταιριάζουν στον κανόνα και η φωτεινότητα κλιμακώνεται σύμφωνα με το τέντωμα, ταιριάζουν οι καμπύλες φωτός Type Ia.
Οι διαφορές φωτεινότητας θα μπορούσαν να οφείλονται σε διαφορετικές αναλογίες άνθρακα και οξυγόνου στους προγόνους, με αποτέλεσμα διαφορετικές τελικές ποσότητες νικελίου στην έκρηξη. Η ραδιενεργή διάσπαση νικελίου προς κοβαλτίου και έπειτα σιδήρου τροφοδοτεί τις οπτικές και σχεδόν υπέρυθρες καμπύλες φωτός των supernova τύπου Ia. Οι διαφορές στην φαινομενική φωτεινότητα θα μπορούσαν επίσης να είναι προϊόντα ασυμμετρίας. μια έκρηξη που παρατηρείται από τη μία γωνία μπορεί να είναι ελαφρώς πιο αμυδρό από την άλλη.
Καμία από αυτές τις πιθανές διαφορές δεν είναι αρκετή για να εξηγήσει την εξαιρετική φωτεινότητα του supernova SNLS-03D3bb - η οποία είναι πολύ φωτεινή για το "τέντωμα" της καμπύλης φωτός. Επιπλέον, στις περισσότερες φωτεινότερες σουπερνόβες, το θέμα που εκτοξεύεται από την έκρηξη ταξιδεύει με μεγαλύτερη ταχύτητα. Δηλαδή, αυτές οι εκρήξεις έχουν περισσότερη κινητική ενέργεια. Αλλά η εκτόξευση του SNLS-03D3bb ήταν ασυνήθιστα αργή.
«Ο Andy Howell ένωσε δύο και δύο και συνειδητοποίησε ότι το SNLS-03D3bb πρέπει να έχει σούπερ-Chandrasekhar μάζα», λέει ο Nugent.
Η μάζα των αποδεικτικών στοιχείων
Ένα στοιχείο ήταν τα στοιχεία που απαιτούνται για την παραγωγή της επιπλέον φωτεινότητας. «Όλη η ισχύς σε έναν Τύπο Ια προέρχεται από την καύση άνθρακα και οξυγόνου σε βαρύτερα στοιχεία, ιδίως νικέλιο 56», λέει ο Nugent. «Ένας τύπος Ια κανονικής φωτεινότητας κάνει περίπου το 60 τοις εκατό της ηλιακής μάζας αξίας νικελίου 56, ενώ το υπόλοιπο είναι άλλα στοιχεία. Αλλά το SNLS-03D3bb είναι περισσότερο από δύο φορές πιο φωτεινό από το κανονικό. πρέπει να έχει περισσότερο από διπλάσιο νικέλιο 56. Ο μόνος τρόπος να το πετύχουμε είναι με έναν πρόγονο που είναι 50 τοις εκατό πιο ογκώδες από τη μάζα του Chandrasekhar. "
Ο άλλος παράγοντας είναι η βραδύτητα του ejecta του SNLS-03D3bb, όπως ανιχνεύεται κατά τη μετατόπιση στοιχειωδών γραμμών στο φάσμα του. Η ταχύτητα του supernova ejecta εξαρτάται από την κινητική ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την έκρηξη, η οποία είναι η διαφορά μεταξύ της ενέργειας που απελευθερώνεται στη θερμοπυρηνική καύση μείον τη δεσμευτική ενέργεια που δρα για να συγκρατεί το αστέρι μαζί, μια συνάρτηση της μάζας του αστεριού. Όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο πιο αργό είναι το ejecta
Αλλά πώς θα μπορούσε ένας πρόγονος άνθρακα-οξυγόνου να συσσωρεύσει ποτέ μάζα μεγαλύτερη από το όριο Chandrasekhar χωρίς έκρηξη; Είναι πιθανό ένα πολύ γρήγορα περιστρεφόμενο αστέρι να είναι πιο ογκώδες. Είναι επίσης πιθανό ότι δύο λευκοί νάνοι, με συνδυασμένη μάζα πάνω από το όριο Chandrasekhar, θα μπορούσαν να συγκρουστούν και να εκραγούν.
Ο Nugent λέει, «Μια ένδειξη προήλθε από τον συντάκτη μας Mark Sullivan, ο οποίος στα δεδομένα του SNLS είχε ήδη βρει δύο ξεχωριστές τιμές για την παραγωγή του supernova Type Ia. Μπορούν να χωριστούν με ακρίβεια σε αυτούς που προέρχονται από νέους γαλαξίες που σχηματίζουν αστέρια και σε αυτούς από παλιούς, νεκρούς γαλαξίες. Υπάρχει λοιπόν μια ένδειξη ότι μπορεί να υπάρχουν δύο πληθυσμοί τύπου Ia, με δύο τύπους προγόνων και δύο διαφορετικούς δρόμους για έκρηξη. "
Στους παλιούς, νεκρούς γαλαξίες, ακόμη και τα μεγαλύτερα αστέρια είναι μικρά, εξηγεί ο Nugent. Τα μόνα είδη σουπερνόβα τύπου Ια που είναι δυνατά σε αυτούς τους γαλαξίες είναι πιθανό να είναι ο τύπος μάζας δυαδικού συστήματος, μάζας-συγκέντρωσης, μάζας Chandrasekhar. Όμως οι νέοι γαλαξίες που σχηματίζουν αστέρια παράγουν τεράστια αντικείμενα και θα μπορούσαν να είναι πλούσιοι σε δυαδικά συστήματα λευκού νάνου και λευκού νάνου, τα λεγόμενα «διπλά εκφυλισμένα» συστήματα.
"Εάν το διπλό εκφυλισμένο μοντέλο είναι σωστό, τέτοια συστήματα θα παράγουν πάντα σούπερ-Chandrasekhar εκρήξεις σε αυτούς τους πολύ νέους γαλαξίες", λέει ο Nugent.
Οι νέοι γαλαξίες είναι πιο πιθανό να βρεθούν στο πρώιμο σύμπαν, και έτσι σε μεγαλύτερες αποστάσεις. Δεδομένου ότι οι μακρινές σουπερνόβα τύπου Ια είναι ζωτικής σημασίας για την προσπάθεια μέτρησης της εξέλιξης της σκοτεινής ενέργειας, καθίσταται απαραίτητο να προσδιοριστούν σαφώς οι σουπερνόβα τύπου Ια που δεν ταιριάζουν στο μοντέλο μάζας Chandrasekhar. Αυτό είναι εύκολο να γίνει με ένα Type Ia τόσο περίεργο όσο το SNLS-03D3bb, αλλά δεν μπορεί να είναι τόσο προφανές όλα τα σούπερ-σούπερ-Chandrasekhar.
«Ένας τρόπος για την ανίχνευση των σούπερ-σούπερ-Chandrasekhar είναι με τη μέτρηση της ταχύτητας της εκτίναξης και τη σύγκριση με τη φωτεινότητα. Ένας άλλος τρόπος είναι η λήψη πολλαπλών φασμάτων καθώς εξελίσσεται η καμπύλη φωτός. Δυστυχώς, η λήψη φασμάτων είναι το μεγαλύτερο κόστος σε ολόκληρη την επιδίωξη μελετών σκοτεινής ενέργειας », λέει ο Nugent. «Οι σχεδιαστές αυτών των πειραμάτων θα πρέπει να βρουν αποτελεσματικούς τρόπους για την εξάλειψη των υπερ-Chandrasekhar supernova από τα δείγματά τους.»
Μοντελοποίηση των παραλλαγών
Εν μέρει ελπίζει να αναπτύξει έναν γρήγορο και αξιόπιστο τρόπο για τον εντοπισμό των υποψηφίων σουπερνόβα τύπου Ia για κοσμολογική έρευνα, ο Nugent και ο συν-συγγραφέας Richard Ellis αρχικά πλησίασαν τον Sullivan και άλλα μέλη του SNLS, με τη μεγάλη βάση δεδομένων των σουπερνόβα. Δουλεύοντας στο Εθνικό Κέντρο Επιστημονικής Υπολογιστικής Έρευνας (NERSC) με έδρα το Berkeley Lab, ο Nugent ανέπτυξε έναν αλγόριθμο που θα μπορούσε να πάρει μια χούφτα φωτομετρικών σημείων δεδομένων νωρίς στην εξέλιξη ενός υποψηφίου σουπερνόβα, να το αναγνωρίσει θετικά ως Τύπο Ια και να προβλέψει με ακρίβεια η ώρα της μέγιστης φωτεινότητας.
Μία από τις πρώτες Type Ia που μελετήθηκε με αυτόν τον τρόπο αποδείχθηκε ότι ήταν το ίδιο το SNLS-03D3bb. «Είχε μια τόσο υψηλή αναλογία σήματος προς θόρυβο δεδομένης της αλλαγής της κόκκινης που θα έπρεπε να υποψιαζόμαστε από την αρχή ότι θα ήταν ένα ασυνήθιστο σουπερνόβα», λέει ο Nugent.
Ο Nugent θεωρεί την ανακάλυψη του πρώτου επιδείξιμου σούπερ-σούπερ-Chandrasekhar ως μια συναρπαστική προοπτική: «Για πρώτη φορά από το 1993» - όταν αναπτύχθηκε η σχέση φωτεινότητας έναντι φωτός-καμπύλης - «έχουμε τώρα μια ισχυρή κατεύθυνση να αναζητήσουμε την επόμενη παράμετρος που περιγράφει τη φωτεινότητα ενός σουπερνόβα τύπου Ia. Αυτή η αναζήτηση μπορεί να μας οδηγήσει σε πολύ καλύτερη κατανόηση των προγόνων τους και στη συστηματική χρήση τους ως κοσμολογικών ανιχνευτών. "
Αυτή η κατανόηση είναι ένας από τους κύριους στόχους της Κοινοπραξίας Υπολογιστικής Αστροφυσικής, με επικεφαλής τον Stan Woosley του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνια στο Santa Cruz και υποστηριζόμενος από το Γραφείο Επιστημών του Τμήματος Ενέργειας μέσω του προγράμματος Scientific Discovery Through Advanced Computing (SciDAC), με το Nugent και John Bell του τμήματος έρευνας υπολογισμού και NERSC μεταξύ των κορυφαίων εταίρων.
«Το αστρικό μοντέλο κατάρρευσης του Chandrasekhar το 1931 ήταν κομψό και ισχυρό. του κέρδισε το βραβείο Νόμπελ », λέει ο Nugent. «Αλλά ήταν ένα απλό μονοδιάστατο μοντέλο. Ακριβώς προσθέτοντας περιστροφή μπορεί να ξεπεράσει τη μάζα του Chandrasekhar, όπως αναγνώρισε ο ίδιος. "
Με τα 2-D και τα 3-D μοντέλα των σουπερνόβων τώρα δυνατά χρησιμοποιώντας υπερυπολογιστές, λέει ο Nugent, είναι δυνατόν να μελετήσουμε ένα ευρύτερο φάσμα δυνατοτήτων της φύσης. «Αυτός είναι ο στόχος του έργου μας SciDAC, να πάρουμε τα καλύτερα μοντέλα και τα καλύτερα δεδομένα παρατήρησης και να τα συνδυάσουμε για να ωθήσουμε ολόκληρη την μπάλα του κεριού. Στο τέλος αυτού του έργου, θα ξέρουμε τα περισσότερα που μπορούμε να γνωρίζουμε για όλα τα είδη σουπερνόβα τύπου Ia. "
«A Supernova τύπου-Ia από ένα αστέρι σούπερ λευκό νάνου σούπερ-Chandrasekhar», από τους D. Andrew Howell, Mark Sullivan, Peter E. Nugent, Richard S. Ellis, Alexander J. Conley, Damien Le Borgne, Raymond G. Carlberg, Οι Julien Guy, David Balam, Stephane Basa, Dominique Fouchez, Isobel M. Hook, Eric Y. Hsiao, James D. Neill, Reynald Pain, Kathryn M. Perret και Christopher J. Pritchett, εμφανίζονται στο τεύχος 21ης Σεπτεμβρίου είναι διαθέσιμο online για συνδρομητές.
Το Berkeley Lab είναι εθνικό εργαστήριο Υπουργείου Ενέργειας των ΗΠΑ που βρίσκεται στο Berkeley της Καλιφόρνια. Διεξάγει μη ταξινομημένη επιστημονική έρευνα και διοικείται από το Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια. Επισκεφθείτε τον ιστότοπό μας στη διεύθυνση http://www.lbl.gov.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων LBL
