Tín dụng hình ảnh: LBL
Bằng cách đo ánh sáng phân cực từ một ngôi sao phát nổ bất thường, một nhóm các nhà vật lý thiên văn và thiên văn học quốc tế đã tìm ra bức tranh chi tiết đầu tiên về siêu tân tinh loại Ia và hệ sao đặc biệt mà nó phát nổ.
Sử dụng Kính viễn vọng rất lớn Đài thiên văn Nam châu Âu ở Chile, các nhà nghiên cứu xác định rằng siêu tân tinh 2002ic đã phát nổ bên trong một đĩa bụi và khí bụi bặm, dày đặc, trước đó bị thổi bay từ một ngôi sao đồng hành. Công trình của họ cho thấy rằng điều này và một số tiền thân khác của siêu tân tinh loại Ia giống với các vật thể được gọi là tinh vân bảo vệ, nổi tiếng trong thiên hà Milky Way của chúng ta.
Lifan Wang của Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence Berkeley, Dietrich Baade của Đài thiên văn Nam châu Âu (ESO), Peter H? Flich và J. Craig Wheeler của Đại học Texas tại Austin, Koji Kawabata thuộc Đài quan sát thiên văn quốc gia Nhật Bản và Ken'ichi Nomoto của Đại học Tokyo báo cáo những phát hiện của họ trong số ra ngày 20 tháng 3 năm 2004 của Tạp chí Vật lý Thiên văn.
Đúc siêu tân tinh để gõ
Siêu tân tinh được dán nhãn theo các yếu tố có thể nhìn thấy trong quang phổ của chúng: Phổ loại I thiếu các vạch hydro, trong khi phổ Loại II có các vạch này. Điều khiến SN 2002ic trở nên khác thường là quang phổ của nó giống với siêu tân tinh loại Ia điển hình nhưng thể hiện đường phát xạ hydro mạnh.
Loại II và một số siêu tân tinh khác xảy ra khi lõi của các ngôi sao rất lớn sụp đổ và phát nổ, để lại những ngôi sao neutron cực kỳ dày đặc hoặc thậm chí là các lỗ đen. Siêu tân tinh loại Ia, tuy nhiên, phát nổ bởi một cơ chế rất khác nhau.
Siêu sao loại A loại Ia là một quả cầu lửa bằng kim loại, theo giải thích của Berkeley Lab, Wang, người tiên phong trong lĩnh vực siêu quang phổ siêu tân tinh. Loại Aa Ia không có hydro hoặc heli nhưng rất nhiều sắt, cộng với niken phóng xạ, coban và titan, một ít silicon, và một chút carbon và oxy. Vì vậy, một trong những tổ tiên của nó phải là một ngôi sao cũ đã tiến hóa để lại đằng sau một sao lùn trắng carbon-oxy. Nhưng carbon và oxy, làm nhiên liệu hạt nhân, không dễ dàng đốt cháy. Sao lùn trắng có thể phát nổ như thế nào?
Các mô hình Loại Ia được chấp nhận rộng rãi nhất cho rằng sao lùn trắng - có kích thước gần bằng Trái đất nhưng chứa phần lớn khối lượng của mặt trời - tích tụ vật chất từ một người bạn đồng hành trên quỹ đạo cho đến khi nó đạt tới 1,4 khối lượng mặt trời, được gọi là giới hạn Chandrasekhar. Hiện tại, sao lùn trắng siêu nặng bốc cháy trong một vụ nổ nhiệt hạch mạnh mẽ, không để lại gì ngoài ngôi sao.
Các kế hoạch khác bao gồm sự hợp nhất của hai ngôi sao lùn trắng hoặc thậm chí là một ngôi sao lùn trắng đơn độc, tái tích lũy vấn đề do chính bản thân trẻ hơn của nó. Mặc dù đã có ba thập kỷ tìm kiếm, tuy nhiên, cho đến khi phát hiện và các nghiên cứu quang phổ kế tiếp theo của SN 2002ic, không có bằng chứng chắc chắn cho bất kỳ mô hình nào.
Vào tháng 11 năm 2002, Michael Wood-Vasey và các đồng nghiệp của ông trong Nhà máy Siêu tân tinh gần đó của Bộ Năng lượng có trụ sở tại Phòng thí nghiệm Berkeley đã báo cáo về việc phát hiện ra SN 2002ic, ngay sau khi vụ nổ được phát hiện cách đó gần một tỷ năm ánh sáng trong một thiên hà vô danh trong thiên hà vô danh chòm sao Song Ngư.
Vào tháng 8 năm 2003, Mario Hamuy từ Đài quan sát Carnegie và các đồng nghiệp của ông đã báo cáo rằng nguồn khí đốt giàu hydro trong SN 2002ic rất có thể là một ngôi sao được gọi là Ngôi sao khổng lồ Asymptotic (AGB), một ngôi sao trong giai đoạn cuối của sự sống của nó, với khối lượng gấp ba đến tám lần mặt trời - chỉ là loại ngôi sao mà sau khi nó thổi bay các lớp hydro, heli và bụi bên ngoài của nó, để lại một ngôi sao lùn trắng.
Hơn nữa, siêu tân tinh dường như tự mâu thuẫn này - một loại Ia với hydro - trên thực tế tương tự như các siêu tân tinh giàu hydro khác được chỉ định trước đây là Loại IIn. Đến lượt nó, điều này cho thấy, trong khi siêu tân tinh loại Ia thực sự giống nhau đáng kể, có thể có sự khác biệt lớn giữa các tổ tiên của chúng.
Bởi vì siêu tân tinh loại Ia rất giống nhau và rất sáng - sáng hoặc sáng hơn toàn bộ các thiên hà - chúng đã trở thành nến tiêu chuẩn thiên văn quan trọng nhất để đo khoảng cách vũ trụ và sự giãn nở của vũ trụ. Đầu năm 1998, sau khi phân tích hàng chục quan sát về siêu tân tinh loại Ia xa xôi, các thành viên của Dự án Vũ trụ Siêu tân tinh của Bộ Năng lượng có trụ sở tại Phòng thí nghiệm Berkeley, cùng với các đối thủ của họ trong Nhóm Tìm kiếm Siêu tân tinh Z có trụ sở tại Úc, đã công bố phát hiện đáng kinh ngạc rằng sự mở rộng của vũ trụ đang tăng tốc.
Các nhà vũ trụ học sau đó đã xác định rằng hơn hai phần ba vũ trụ bao gồm một thứ gì đó bí ẩn được mệnh danh là năng lượng tối tối, tên lửa kéo dài không gian và thúc đẩy sự giãn nở đang tăng tốc. Nhưng tìm hiểu thêm về năng lượng tối sẽ phụ thuộc vào nghiên cứu cẩn thận về nhiều siêu tân tinh loại Ia xa hơn, bao gồm cả kiến thức tốt hơn về loại hệ sao nào kích hoạt chúng.
Cấu trúc hình ảnh với quang phổ
Phép đo phổ của SN 2002ic đã cung cấp bức tranh chi tiết nhất về hệ thống Loại Ia. Phân cực đo sự định hướng của sóng ánh sáng; ví dụ, kính râm Polaroid Kính đo độ phân cực ngang của tinh thể tinh thể khi chúng chặn một số ánh sáng phản xạ từ các bề mặt phẳng. Tuy nhiên, trong một vật thể như đám mây bụi hoặc vụ nổ sao, ánh sáng không bị phản xạ từ các bề mặt mà bị tán xạ từ các hạt hoặc từ các electron.
Nếu đám mây bụi hoặc vụ nổ có dạng hình cầu và mịn đồng đều, tất cả các hướng đều được biểu diễn như nhau và độ phân cực ròng bằng không. Nhưng nếu đối tượng không phải hình cầu - ví dụ như hình đĩa hoặc điếu xì gà - nhiều ánh sáng sẽ dao động theo một số hướng hơn so với những người khác.
Ngay cả đối với các bất đối xứng khá đáng chú ý, phân cực ròng hiếm khi vượt quá một phần trăm. Do đó, đây là một thách thức đối với thiết bị đo quang phổ ESO để đo SN 2002ic mờ, thậm chí sử dụng Kính thiên văn Rất lớn mạnh mẽ. Phải mất vài giờ quan sát trong bốn đêm khác nhau để có được dữ liệu phân tích và quang phổ chất lượng cao cần thiết.
Các quan sát của nhóm đã đến gần một năm sau khi SN 2002ic được phát hiện lần đầu tiên. Siêu tân tinh đã phát triển mờ nhạt hơn nhiều, nhưng dòng phát thải hydro nổi bật của nó sáng hơn gấp sáu lần. Với quang phổ, các nhà thiên văn học đã xác nhận sự quan sát của Hamuy và các cộng sự của ông, rằng ejecta mở rộng ra bên ngoài từ vụ nổ với vận tốc cao đã chạy vào vật chất dày, giàu hydro.
Tuy nhiên, chỉ có các nghiên cứu phân cực mới có thể tiết lộ rằng hầu hết vấn đề này có hình dạng như một đĩa mỏng. Sự phân cực có khả năng là do sự tương tác của ejecta tốc độ cao từ vụ nổ với các hạt bụi và electron trong vật chất xung quanh chuyển động chậm hơn. Do cách dòng hydro phát sáng từ lâu sau khi siêu tân tinh được quan sát lần đầu tiên, các nhà thiên văn học đã suy luận rằng đĩa bao gồm các cụm dày đặc và đã ở đúng vị trí trước khi sao lùn trắng phát nổ.
Wang cho biết, những kết quả đáng kinh ngạc này cho thấy rằng tổ tiên của SN 2002ic tương tự như các vật thể quen thuộc với các nhà thiên văn học trong Dải Ngân hà của chúng ta, cụ thể là tinh vân tiền đạo, Wang nói. Nhiều trong số các tinh vân này là tàn dư của lớp vỏ bên ngoài bị thổi bay của các ngôi sao Chi nhánh khổng lồ không triệu chứng. Những ngôi sao như vậy, nếu quay nhanh, sẽ ném ra những đĩa mỏng, không đều.
Một vấn đề thời gian
Để một sao lùn trắng thu thập đủ nguyên liệu để đạt đến giới hạn Chandrasekhar phải mất một triệu năm hoặc lâu hơn. Ngược lại, một ngôi sao AGB mất rất nhiều vật chất tương đối nhanh chóng; giai đoạn tinh vân - tinh vân là nhất thời, chỉ kéo dài vài trăm hoặc hàng ngàn năm trước khi vật chất bị thổi bay tan biến. Một trong những cửa sổ nhỏ, Wang nói, Wang, không phải là một thời gian đủ dài để lõi còn lại (bản thân nó là một sao lùn trắng) để tái tích lũy đủ vật liệu để phát nổ.
Do đó, nhiều khả năng là một người lùn trắng đồng hành trong hệ thống SN 2002ic đã bận rộn thu thập vật chất từ lâu trước khi tinh vân hình thành. Bởi vì giai đoạn tiền điện tử chỉ tồn tại vài trăm năm và giả sử siêu tân tinh loại Ia thường phải mất một triệu năm để tiến hóa, chỉ khoảng một phần nghìn của tất cả các siêu tân tinh loại Ia dự kiến sẽ giống với SN 2002ic. Ít người vẫn sẽ thể hiện các đặc tính phổ và phân cực cụ thể của nó, mặc dù, nó sẽ cực kỳ thú vị để tìm kiếm các siêu tân tinh loại Ia khác với vật chất hoàn cảnh, theo Wang Wang.
Tuy nhiên, Dietrich Baade, nhà điều tra chính của dự án phân cực đã sử dụng VLT, nói về giả định rằng tất cả các siêu tân tinh loại Ia về cơ bản đều giống nhau cho phép các quan sát của SN 2002ic được giải thích.
Các hệ thống nhị phân với các đặc điểm quỹ đạo khác nhau và các loại đồng hành khác nhau ở các giai đoạn khác nhau của quá trình tiến hóa sao vẫn có thể tạo ra các vụ nổ tương tự, thông qua mô hình bồi tụ. Ghi chú Baade, Hồi Trường hợp có vẻ kỳ dị của SN 2002ic cung cấp bằng chứng mạnh mẽ rằng các vật thể này trên thực tế rất giống nhau, vì sự giống nhau đáng kinh ngạc của các đường cong ánh sáng của chúng cho thấy.
Bằng cách cho thấy sự phân bố của khí và bụi, phép đo quang phổ đã chứng minh tại sao siêu tân tinh loại I rất giống nhau mặc dù khối lượng, tuổi, trạng thái tiến hóa và quỹ đạo của các hệ tiền thân của chúng có thể khác nhau rất nhiều.
Phòng thí nghiệm Berkeley là một phòng thí nghiệm quốc gia của Bộ Năng lượng Hoa Kỳ đặt tại Berkeley, California. Nó tiến hành nghiên cứu khoa học chưa được phân loại và được quản lý bởi Đại học California. Ghé thăm trang web của chúng tôi tại http://www.lbl.gov.
Nguồn gốc: Berkeley Lab News News
