Астрономи вважали, що всі наднови типу 1а по суті мають однакову яскравість. Це проблема, оскільки цей вид наднових використовується як стандартні свічки для визначення відстані по Всесвіту. Зовсім недавно ці наднови використовувались для обчислення таємничої сили під назвою темна енергія, яка, здається, прискорює розширення Всесвіту.
Група вчених, пов'язаних із опитуванням спадщини SuperNova (SNLS), виявили вражаючі докази того, що існує більше одного типу наднових типу Іа, класу вибухаючих зірок, який дотепер вважався по суті єдиним у всіх важливих аспектах. Supernova SNLS-03D3bb більш ніж удвічі яскравіший, ніж більшість наднових типу Ia, але має набагато меншу кінетичну енергію, і, здається, знову наполовину настільки масивний, як типовий тип Ia.
Провідні автори звіту, що з'являється у випуску Nature за 21 вересня, включають Ендрю Хоуелла, колишнього відділу фізики в Національній лабораторії Лоуренса Берклі, а нині в Торонтоському університеті, та Пітера Нугента, астрофізика з обчислювальних досліджень Берклі Лаб. Відділ. Інші головні автори - Марк Салліван з Університету Торонто та Річард Елліс з Каліфорнійського технологічного інституту. Ці та багато інших авторів статті Nature є учасниками проекту космології Supernova, що базується в лабораторії Берклі.
Оскільки майже всі знайдені досі наднови типу Іа не лише надзвичайно яскраві, але надзвичайно рівномірні за своєю яскравістю, вони вважаються найкращими астрономічними «стандартними свічками» для вимірювання на космологічних відстанях. У 1998 році після спостережень за багатьма віддаленими надновами типу Ia, Космологічний проект Supernova та суперницька пошукова команда High-Z Supernova оголосили про своє відкриття, що розширення Всесвіту прискорюється - знахідка, яка незабаром буде віднесена до невідомого, що називається темним енергія, яка наповнює Всесвіт і виступає проти взаємного гравітаційного притягання речовини.
"Супернові типу Ia вважаються надійними індикаторами відстані, оскільки в них є стандартна кількість палива - вуглець і кисень у білій карликовій зірці - і вони мають рівномірний пусковий механізм", - каже Нугент. "Вони прогнозуються, що вибухнуть, коли маса білого гнома наблизиться до маси Чандрасехара, що приблизно в 1,4 рази перевищує масу нашого сонця. Той факт, що SNLS-03D3bb перевершує цей масовий вид, відкриває вікно Pandora ".
Чому більшість сверхнових типів Ia однакові
Класифікація типів наднових базується на їх спектрах. Спектри типу Ia не мають водневих ліній, але мають лінії поглинання кремнію, підказки хімії їх вибухів. Вважається, що білі карликові нащадки наднових типу Іа, як правило, приблизно дві третини маси сонця, вважають додатковою масою бінарного супутника, поки вони не наблизяться до межі Чандрасехара. Підвищення тиску змушує вуглець і кисень у центрі зірки плавитися, створюючи елементи до нікелю на періодичній таблиці; енергія, що виділяється в цьому процесі, розриває зірку на шматки при титанічному термоядерному вибуху.
Деякі зміни спостерігались у наднових типу Ia, але вони здебільшого сумісні. Більш яскравий тип Iа потребує більше часу, щоб піднятися до максимальної яскравості і довше зменшуватися. Коли часові шкали окремих кривих світла розтягуються відповідно до норми, а яскравість масштабується відповідно до розтягування, криві світла типу Ia відповідають.
Різниця яскравості могла бути обумовлена різними співвідношеннями вуглецю та кисню у прародителях, що призведе до різної кінцевої кількості нікелю при вибуху. Радіоактивний розпад нікелю до кобальту, а потім заліза підсилює оптичні та ближчі інфрачервоні криві світла наднових типу Іа. Відмінності у видимій яскравості також можуть бути результатами асиметрії; вибух, що дивиться під одним кутом, може бути трохи тьмянішим, ніж з іншого.
Жодної з цих можливих відмінностей недостатньо, щоб пояснити надзвичайну яскравість наднової SNLS-03D3bb - що занадто яскраво для її "розтягування кривої світла". Більше того, у більшості яскравих наднових речовина, викинута вибухом, рухається з більшою швидкістю; тобто ці вибухи мають більшу кінетичну енергію. Але викид SNLS-03D3bb був незвично повільним.
"Енді Хоуелл склав два і два разом і зрозумів, що SNLS-03D3bb повинен мати масу супер-Чандрасехара", - каже Нугент.
Маса доказів
Однією підказкою були елементи, необхідні для отримання додаткової яскравості. "Вся енергія типу Ia надходить від спалювання вуглецю та кисню до більш важких елементів, зокрема нікелю 56", - говорить Нугент. "Тип Ia нормальної яскравості складає близько 60 відсотків маси сонячної енергії, що становить нікель 56, решта - інші елементи. Але SNLS-03D3bb більш ніж удвічі яскравіший, ніж звичайний; у ній повинно бути більше ніж удвічі більше нікелю 56. Єдиний спосіб отримати це - попередник, який на 50 відсотків більш масивний, ніж маса Чандрасехара. "
Інший фактор - повільність викиду SNLS-03D3bb, виявлена при зміщенні елементарних ліній у її спектрі. Швидкість викиду супернової залежить від кінетичної енергії, що виділяється при вибуху, яка є різницею між енергією, що виділяється при термоядерному горінні, за вирахуванням енергії зв’язку, яка діє для утримання зірки разом, від функції маси зірки. Чим масивніша зірка, тим повільніше викид.
Але як міг випромінювач вуглекислого газу колись накопичувати масу, що перевищує межу Чандрасехара, не вибухаючи? Можливо, дуже швидко обертається зірка може бути більш масивною. Можливо також, що двоє білих карликів, що мають комбіновану масу над межею Чандрасехара, можуть зіткнутися та вибухнути.
Nugent каже: «Один висновок прийшов від нашого співавтора Марка Саллівана, який у даних SNLS вже знайшов дві чіткі показники для виробництва наднової типу Ia. Вони можуть бути грубо розбиті на ті, що походять від молодих зіркоутворюючих галактик, і ті зі старих, мертвих галактик. Тож є вказівка на те, що може бути дві популяції типу I, з двома типами потомків і двома різними шляхами до вибуху ".
У старих мертвих галактиках навіть найбільші зірки є маленькими, пояснює Нугент. Єдиними видами наднощів типу Ia, можливими в цих галактиках, є, можливо, бінарні системи, маси, що збільшуються, масовий тип Чандрасехар. Але молоді галактики, що утворюють зірку, створюють масивні об'єкти і можуть бути багатими бінарними та білі-карликовими бінарними системами, так званими «подвійними виродженими» системами.
"Якщо модель з подвійним виродженням правильна, такі системи завжди створюватимуть вибухи супер-Чандрасехара в цих самих молодих галактиках", - говорить Нугент.
Молоді галактики, швидше за все, зустрічаються в ранньому Всесвіті, і, отже, на більші відстані. Оскільки віддалені наднови типу Ia мають вирішальне значення для зусиль для вимірювання еволюції темної енергії, стає важливим чітко визначити наднові типу Ia, які не відповідають моделі маси Чандрасехар. Це легко зробити з типом Ia настільки ж дивним, як SNLS-03D3bb, але не всі супер-чандрасехарські наднови можуть бути настільки очевидними.
«Один із способів виявлення наднових супер-Чандрасехара - це вимірювання швидкості викиду та порівняння її з яскравістю. Інший спосіб - це взяття декількох спектрів у міру розвитку кривої світла. На жаль, відбір спектрів - це найбільший затрат у всьому дослідженні темної енергії », - каже Нуґент. "Дизайнерам цих експериментів доведеться знайти ефективні способи усунення наднових супер-Чандрасехар із своїх зразків".
Моделювання варіацій
Частково сподіваючись розробити швидкий і надійний спосіб визначити кандидат-супернові типу Іа для проведення космологічних досліджень, Нугент і співавтор Річард Елліс спочатку звернулися до Саллівана та інших членів SNLS, маючи велику базу даних наднових. Працюючи в Національному науково-дослідному обчислювальному центрі енергетики (NERSC), що базується в лабораторії Берклі, Nugent розробив алгоритм, який міг би взяти декілька фотометричних точок даних на початку еволюції кандидат-наднової, позитивно визначити її як тип Ia та точно передбачити час його максимальної яскравості.
Одним із перших, що вивчили цей спосіб Ia, виявився сам SNLS-03D3bb. "У нього було таке високе співвідношення сигнал / шум, враховуючи його червоний зміщення, що ми повинні були з самого початку підозрювати, що це буде незвичайна наднова", - каже Нугент.
Nugent розглядає відкриття першої демонстративної супернової чандрасехарської наднової як захоплюючу перспективу: "Вперше після 1993 року" - коли була розроблена залежність між яскравістю та кривою світла - "у нас зараз є сильний напрямок шукати наступного параметр, що описує яскравість наднової типу Ia. Цей пошук може призвести до набагато кращого розуміння їхніх потомків та систематики використання їх як космологічних зондів ».
Таке розуміння є однією з головних цілей Консорціуму з обчислювальної астрофізики, який очолює Стен Вуслі з Каліфорнійського університету в Санта-Крус та підтримується Міністерством енергетичного офісу в рамках програми «Наукові відкриття через розширені обчислення» (SciDAC) з програмою Nugent та Джон Белл із відділу комп'ютерних досліджень та НЕРСК серед провідних партнерів.
«Модель Чандрасехара 1931 року зоряного колапсу була елегантною та потужною; це виграло йому Нобелівську премію ", - каже Нугента. «Але це була проста одновимірна модель. Лише додавши обертання, можна перевершити масу Чандрасехара, як він сам визнав ».
Nugent каже, що 2-D та 3-D моделі супернових тепер можна використовувати із суперкомп'ютерами, можливо вивчити більш широкий спектр можливостей природи. "Це мета нашого проекту SciDAC - отримати найкращі моделі та найкращі дані спостереження та об'єднати їх, щоб підштовхнути всю кулю воску. Наприкінці цього проекту ми дізнаємося найбільше, що можемо знати про всі види наднових типів Ia. "
"Супернова типу Іа від зірки супер-чандрасехарської масової білої карлики", Д. Ендрю Хоуелл, Марк Салліван, Пітер Е. Нюгент, Річард С. Елліс, Олександр Дж. Конлі, Демієн Ле Боргне, Реймонд Г. Карлберг, Жюльєн Гай, Девід Балам, Стефан Баса, Домінік Фучес, Ізобель М. Хук, Ерік Ю. Сяо, Джеймс Д. Ніл, Рейнальд Пейн, Кетрін М. Перрет та Крістофер Дж. Прітчетт з'являються у випуску "Природа та 21 вересня" доступний в Інтернеті для абонентів.
Берклі Лабораторія є національною лабораторією США з питань енергетики, що знаходиться в Берклі, Каліфорнія. Він проводить некласифіковані наукові дослідження та керується Каліфорнійським університетом. Відвідайте наш веб-сайт за адресою http://www.lbl.gov.
Оригінальне джерело: LBL News Release
