Astronomit uskoivat tavan, että kaikki tyypin 1a supernoovat olivat olennaisesti saman vaaleita. Tämä on ongelma, koska tällaista supernovaa käytetään vakiokynttilöinä etäisyyksien määrittämiseen maailmankaikkeuden poikki. Viimeksi näitä supernovoja on käytetty laskemaan salaperäinen voima, nimeltään tumma energia, joka näyttää kiihdyttävän maailmankaikkeuden laajenemista.
Ryhmä tutkijoita, jotka ovat liittyneet SuperNova Legacy Survey -hankkeeseen (SNLS), ovat löytäneet yllättäviä todisteita siitä, että tyypin Ia supernovassa on useampia kuin yksi tyyppi, räjähtävien tähtien luokka, jota on tähän asti pidetty olennaisesti yhtenäisenä kaikilla tärkeillä alueilla. Supernova SNLS-03D3bb on yli kaksi kertaa kirkkaampi kuin useimmat tyypin Ia supernoovat, mutta sillä on paljon vähemmän kineettistä energiaa, ja se näyttää olevan taas puoli yhtä massiivinen kuin tyypillinen tyyppi Ia.
Luonnon 21. syyskuuta ilmestyvän raportin johtavia kirjoittajia ovat Andrew Howell, entinen Lawrence Berkeley National Laboratoryn fysiikan osastosta ja nyt Toronton yliopistosta, ja Peter Nugent, astrofysiikko Berkeley Labin laskennallisen tutkimuksen parissa. jako. Muita pääkirjailijoita ovat Toronton yliopiston Mark Sullivan ja Kalifornian teknillisen korkeakoulun Richard Ellis. Nämä ja monet muut Nature-lehden kirjoittajat ovat jäseniä Supernova Cosmology -projektiin, joka perustuu Berkeley Labiin.
Koska melkein kaikki toistaiseksi löydetyt tyypin Ia supernoovat eivät ole vain erittäin kirkkaita, vaan myös huomattavasti tasalaatuisia kirkkaudellaan, niitä pidetään parhaimmista tähtitieteellisistä "vakiokyyntistä" mitattaviksi kosmologisten etäisyyksien yli. Vuonna 1998, monien kaukana olevien tyypin Ia supernovien havaintojen jälkeen, Supernova-kosmologiaprojekti ja kilpaileva High-Z Supernova -työryhmä ilmoittivat löytäneensä maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtyvän - havainnon, joka pian johtuu tuntemattomasta jotain, jota kutsutaan tummaksi. energiaa, joka täyttää maailmankaikkeuden ja vastustaa aineen keskinäistä gravitaatiota.
"Tyypin Ia supernovien uskotaan olevan luotettavia etäisyysmittareita, koska niissä on vakio määrä polttoainetta - valkoisen kääpiötähden hiili ja happi - ja niillä on tasainen liipaisin", Nugent sanoo. ”Niiden ennustetaan räjähtävän, kun valkoisen kääpiön massa lähestyy Chandrasekhar-massaa, joka on noin 1,4-kertainen auringomme massaan. Se, että SNLS-03D3bb on selvästi yli tämän joukkotyypin, avaa Pandoran laatikon. "
Miksi useimmat tyypin Ia supernovat ovat samoja
Supernovatyyppien luokittelu perustuu niiden spektriin. Tyypin Ia -spektreissä ei ole vetylinjoja, mutta niissä on piin absorptiolinjoja, mikä viittaa niiden räjähdysten kemiaan. Tyypin Ia supernovien valkoisten kääpiöiden esi-isien, joiden tyypillisesti on noin kaksi kolmasosaa auringon massasta, uskotaan kasvattavan lisämassaa binaarisesta seuralaisesta, kunnes ne lähestyvät Chandrasekhar-rajaa. Paineen nousu saa aikaan tähden keskellä olevan hiilen ja hapen sulautuvan, mikä tuottaa elementtejä nikkeliin asti jaksotaulukossa; tässä prosessissa vapautuva energia puhaltaa tähden kappaleiksi titaanisessa lämpöydinräjähdyksessä.
Joitakin variaatioita on havaittu tyypin Ia supernovoissa, mutta nämä ovat useimmiten sopusoinnussa. Kirkkaammalla tyypillä Ia kestää kauemmin korkeimpaan kirkkauteen nousu ja pidempään laskuun. Kun yksittäisten valokäyrien aika-asteikot venytetään normin mukaisiksi ja kirkkautta skaalataan venytyksen mukaan, tyypin Ia valokäyrät vastaavat.
Kirkkauserot voivat johtua progenitorien erilaisista hiili- ja happisuhteista, mikä johtaa erilaisiin nikkelin lopulliseen määrään räjähdyksessä. Nikkelin radioaktiivinen hajoaminen koboltiksi ja sitten rautaksi antaa tyypin Ia supernoovien optisen ja lähellä infrapunavalon käyrät. Erot näkyvässä kirkkaudessa voivat myös olla epäsymmetrisiä tuotteita; yhdestä kulmasta katsottuna räjähdys voi olla hiukan himmeämpi kuin toisesta.
Mikään näistä mahdollisista eroista ei riitä selittämään supernovan SNLS-03D3bb: n äärimmäistä kirkkautta - mikä on aivan liian kirkas valokäyrän “venytykselle”. Lisäksi useimmissa kirkkaimmissa supernovoissa räjähdyksestä poistettu aine kulkee suuremmalla nopeudella; ts. näillä räjähdyksillä on enemmän kineettistä energiaa. Mutta SNLS-03D3bb: n ulostulo oli epätavallisen hidasta.
"Andy Howell pani kaksi ja kaksi yhteen ja tajusi, että SNLS-03D3bb: lla on oltava super-Chandrasekhar-massa", Nugent sanoo.
Todisteiden massa
Yksi vihje oli ylimääräisen kirkkauden aikaansaamiseksi tarvittavat elementit. "Kaikki tyypin Ia voima tulee hiilen ja hapen polttamisesta raskaammille elementeille, erityisesti nikkeli 56", Nugent sanoo. ”Tyypin Ia normaalin vaaleus tekee noin 60 prosenttia nikkelin 56 arvosta aurinkomassasta, loput ovat muita elementtejä. Mutta SNLS-03D3bb on yli kaksi kertaa kirkkaampi kuin normaalisti; siinä on oltava yli kaksinkertainen määrä nikkeliä 56. Ainoa tapa saada tämä on progenitorilla, joka on 50 prosenttia massiivisempi kuin Chandrasekhar-massa. "
Toinen tekijä on SNLS-03D3bb: n ejektan hitaus, joka havaitaan sen spektrin elementtiviivojen siirtyessä. Supernova-ejektan nopeus riippuu räjähdyksessä vapautuneesta kineettisestä energiasta, joka on lämpöydinpoltossa vapautuneen energian välinen ero, josta on vähennetty sidontaenergia, joka toimii pitämään tähtiä yhdessä, tähtimassan funktiona. Mitä massiivisempi tähti, sitä hitaampi on ejecta.
Mutta kuinka hiili-hapen progenitori voisi koskaan kerätä Chandrasekhar-rajaa suuremman massan räjähtämättä? On mahdollista, että erittäin nopeasti pyörivä tähti voisi olla massiivisempi. On myös mahdollista, että kaksi valkoista kääpiötä, joiden yhdistetty massa on selvästi Chandrasekhar-rajan yli, voisi törmätä ja räjähtää.
Nugent sanoo: ”Yksi vihje tuli yhteistyökumppaniltamme Mark Sullivanilta, joka SNLS-tiedoista oli jo löytänyt kaksi erillistä nopeutta tyypin Ia supernovan tuotannolle. Ne voidaan karkeasti hajottaa sellaisiksi, jotka tulevat nuorista tähtiä muodostavista galakseista ja vanhoista, kuolleista galakseista. Joten on merkki siitä, että tyypin Ia populaatioita voi olla kaksi, joissa on kahta tyyppiä esi-ikäisiä ja kaksi erilaista polkua räjähdykseen. "
Vanhoissa, kuolleissa galakseissa jopa suurimmat tähdet ovat pieniä, Nugent selittää. Ainoat tyypin Ia supernoova-tyypit, jotka näissä galakseissa ovat mahdollisia, ovat todennäköisesti binaarijärjestelmä, massakertyvä, Chandrasekhar-massatyyppi. Mutta nuoret tähtiä muodostavat galaksit tuottavat massiivisia esineitä ja saattavat olla runsaasti valkoisilla kääpiöillä sekä valkoisten kääpiöiden binaarisilla järjestelmillä, ns. Kaksoisgeneratiivisilla järjestelmillä.
"Jos kaksinkertaisen rappeutuneen malli on oikeassa, sellaiset järjestelmät tuottavat aina super-Chandrasekhar-räjähdyksiä näissä hyvin nuorissa galakseissa", Nugent sanoo.
Nuoria galakseja löytyy todennäköisemmin varhaisesta maailmankaikkeudesta ja siten suuremmista etäisyyksistä. Koska kaukana olevat tyypin Ia supernoovat ovat tärkeitä pimeän energian kehityksen mittausyrityksille, on välttämätöntä tunnistaa selvästi tyypin Ia supernoovat, jotka eivät sovi Chandrasekhar-massamalliin. Tämä on helppo tehdä tyypin Ia kanssa niin outoa kuin SNLS-03D3bb, mutta kaikki super-Chandrasekhar-supernovat eivät ehkä ole niin ilmeisiä.
”Yksi tapa havaita super-Chandrasekhar-supernovat on mittaamalla ejecta-nopeus ja vertaamalla sitä kirkkauteen. Toinen tapa on ottaa useita spektrejä valokäyrän kehittyessä. Valitettavasti spektrien ottaminen on suurin kustannus pimeän energian tutkimisessa ”, Nugent sanoo. "Näiden kokeiden suunnittelijoiden on löydettävä tehokkaita tapoja super-Chandrasekhar-supernovien poistamiseksi näytteistään."
Muunnelmien mallintaminen
Nugent ja kanssakirjoittaja Richard Ellis ottivat alun perin yhteyttä Sullivaniin ja muihin SNLS: n jäseniin, koska sillä oli suuri supernovien tietokanta - toivottiin kehittää nopea ja luotettava tapa tunnistaa ehdokas tyypin Ia supernoovat kosmologiseen tutkimukseen. Työskennellessään Berkeley Labissa sijaitsevassa kansallisessa energiatutkimuksen tieteellisessä laskentakeskuksessa (NERSC) Nugent kehitti algoritmin, joka pystyi ottamaan kourallisen fotometrisiä tietopisteitä ehdokkaan supernovan kehityksen varhaisessa vaiheessa, tunnistamaan sen positiivisesti tyypinä Ia ja ennustamaan tarkasti. sen maksimaalisen kirkkauden aika.
Yksi ensimmäisistä tyypin Ia tutkimista osoittautui itse SNLS-03D3bb. "Sillä oli niin korkea signaali-kohinasuhde, kun otetaan huomioon sen punasiirtymä, että meidän olisi pitänyt alusta alkaen epäillä, että siitä tulee epätavallinen supernova", Nugent sanoo.
Nugent pitää ensimmäisen todistettavan super-Chandrasekhar-supernovan löytämistä mielenkiintoisena näkökulmana: ”Ensimmäistä kertaa vuodesta 1993 lähtien - kun kirkkauden ja valo-käyrän muodon suhde kehitettiin -” meillä on nyt vahva suunta etsiä seuraavaa parametri, joka kuvaa tyypin Ia supernovan kirkkautta. Tämä haku voi johtaa meihin huomattavasti parempaan ymmärrykseen heidän esipoljistaan ja systemaattisesta käytöstä heidän kosmologisina koettiminaan. "
Tämä ymmärrys on yksi laskennallisen astrofysiikan yhteenliittymän päätavoitteista, jota johtaa Stan Woosley Kalifornian yliopistosta Santa Cruzissa ja jota tukee Energian laitoksen tiedetoimisto tieteellisellä löytöllä edistyneen laskennan (SciDAC) -ohjelman kautta Nugentin kanssa. ja John Bell laskentatutkimuksen jaosta ja NERSC: stä johtavien kumppaneiden joukossa.
”Chandrasekharin vuoden 1931 malli tähtien romahtamisesta oli tyylikäs ja voimakas; se voitti hänelle Nobel-palkinnon ”, Nugent sanoo. ”Mutta se oli yksinkertainen yhden ulottuvuuden malli. Pelkästään lisäämällä kierto voi ylittää Chandrasekhar-massan, kuten hän itse tunnisti. ”
Nugentin mukaan supernoovien 2-D- ja 3-D-malleilla, jotka ovat nyt mahdollisia supernumeroiden avulla, on mahdollista tutkia laajempaa luonteen mahdollisuuksia. ”Se on SciDAC-projektimme päämäärä saada parhaat mallit ja parhaat havainnolliset tiedot ja yhdistää ne työntämään koko vahapallo. Projektin lopussa me tiedämme kaiken mitä voimme tietää kaikenlaisista tyypin Ia supernovoista. "
”Tyypin Ia supernova Super-Chandrasekhar-massanvalkoisesta kääpiötähdistä”, kirjoittanut 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, ilmestyvät 21. syyskuuta ilmestyvässä Nature and Science -lehdessä. on saatavana tilaajille verkossa.
Berkeley Lab on Yhdysvaltain energiaministeriön kansallinen laboratorio, joka sijaitsee Berkeleyssä, Kaliforniassa. Se harjoittaa luokittelematonta tieteellistä tutkimusta, ja sitä johtaa Kalifornian yliopisto. Käy verkkosivuillamme osoitteessa http://www.lbl.gov.
Alkuperäinen lähde: LBL-lehdistötiedote
