Điều gì đã xảy ra 400 năm trước để tạo ra tàn dư siêu tân tinh tuyệt đẹp này - và có hai thủ phạm hay chỉ một? Cái nhìn này của Kính viễn vọng Không gian Hubble về tàn dư Loại Ia đã giúp các nhà thiên văn học giải quyết một bí ẩn lâu đời về loại sao gây ra một số siêu tân tinh, được gọi là tiền thân.
Cho đến thời điểm này, chúng tôi đã thực sự biết được loại siêu tân tinh này đến từ đâu, mặc dù đã nghiên cứu chúng trong nhiều thập kỷ, ông Ashley Pagnotta thuộc Đại học bang Louisiana, phát biểu tại cuộc họp báo tại cuộc họp của Hiệp hội Thiên văn học Mỹ hôm thứ Tư. Tuy nhiên, bây giờ chúng ta có thể nói rằng chúng ta có sự nhận dạng dứt khoát đầu tiên của một tiên sinh Loại 1a và chúng ta biết rằng người này phải có một tiên sinh thoái hóa kép - đó là lựa chọn duy nhất.
Tàn dư siêu tân tinh này có tên giống như số điện thoại SNR 0509-67.5, nằm cách thiên hà Đám mây Magellanic lớn 170.000 năm ánh sáng.
Các nhà thiên văn học từ lâu đã nghi ngờ rằng hai ngôi sao chịu trách nhiệm cho vụ nổ - như trường hợp của hầu hết các siêu tân tinh loại 1a - nhưng weren chắc chắn điều gì đã gây ra vụ nổ. Một lời giải thích có thể là nguyên nhân từ sự chuyển khối từ một ngôi sao đồng hành, nơi một ngôi sao gần đó đổ vật chất lên người bạn lùn trắng, tạo ra phản ứng dây chuyền gây ra một trong những vụ nổ mạnh nhất trong vũ trụ. Đây được gọi là con đường ’đơn thoái hóa - dường như là lời giải thích hợp lý, phổ biến và được ưa thích nhất đối với nhiều siêu tân tinh Loại 1a.
Tùy chọn khác là sự va chạm của hai sao lùn trắng, được gọi là thoái hóa kép, dường như là lời giải thích ít phổ biến hơn và không được chấp nhận rộng rãi cho siêu tân tinh. Đối với nhiều nhà vật lý thiên văn, kịch bản sáp nhập dường như ít xảy ra hơn vì có quá ít hệ thống sao lùn trắng kép xuất hiện; thật vậy, dường như chỉ có một số ít được phát hiện cho đến nay.
Vấn đề với SNR 0509-67.5 là các nhà thiên văn học không thể tìm thấy bất kỳ tàn dư nào của ngôi sao đồng hành. Đó là lý do tại sao kịch bản thoái hóa kép được xem xét, vì trong trường hợp đó, won đã có bất cứ thứ gì còn lại khi cả hai sao lùn trắng bị tiêu diệt trong vụ nổ. Trong trường hợp của một tiên sinh duy nhất, ngôi sao lùn không trắng sẽ vẫn ở gần nơi nổ và vẫn sẽ trông rất giống như trước khi vụ nổ xảy ra.
Do đó, một cách có thể để phân biệt giữa các mô hình tổ tiên khác nhau là nhìn sâu vào trung tâm của tàn dư siêu tân tinh cũ để tìm kiếm ngôi sao đồng hành cũ.
Cảnh sát trưởng Bradley Schaefer từ LSU cho biết, chúng tôi biết Hubble có độ nhạy cần thiết để phát hiện tàn dư lùn trắng mờ nhất có thể gây ra vụ nổ như vậy. Logic ở đây cũng giống như câu nói nổi tiếng của Sherlock Holmes: ‘khi bạn đã loại bỏ những điều không thể, bất cứ điều gì còn lại, dù không thể xảy ra, đều phải là sự thật. '
Vào năm 2010, Schaefer và Pagnotta đang chuẩn bị một đề xuất tìm kiếm bất kỳ ngôi sao đồng hành mờ nhạt nào ở trung tâm của bốn tàn dư siêu tân tinh trong Đám mây Magellan Lớn khi họ nhìn thấy một bức ảnh Thiên văn trong ngày chụp ảnh Kính viễn vọng Không gian Hubble đã lấy một trong những tàn dư mục tiêu của họ, SNR 0509-67.5.
(Lưu ý: hình ảnh APOD ngày 12 tháng 1 năm 2012 là của SNR 0509-67.5!)
Bởi vì phần còn lại xuất hiện dưới dạng vỏ hoặc bong bóng đối xứng đẹp, trung tâm hình học có thể được xác định chính xác. Khi phân tích chi tiết hơn về khu vực trung tâm, họ thấy nó hoàn toàn trống rỗng các ngôi sao xuống đến giới hạn của các vật thể mờ nhất mà Hubble có thể phát hiện trong các bức ảnh. Tuổi trẻ cũng có nghĩa là bất kỳ ngôi sao nào còn sống sót đã không di chuyển xa khỏi nơi xảy ra vụ nổ. Họ đã có thể vượt qua tất cả các tình huống thoái hóa đơn lẻ có thể xảy ra, và bị bỏ lại với mô hình thoái hóa kép trong đó hai sao lùn trắng va chạm vào nhau.
Vì chúng tôi có thể loại trừ tất cả các thoái hóa đơn lẻ có thể xảy ra, chúng tôi biết rằng nó phải là một thoái hóa kép, theo ông Pag Pagnotta. Nguyên nhân của SNR 0509-67.5 có thể được giải thích rõ nhất bởi hai ngôi sao lùn trắng quay quanh quỹ đạo xoắn ốc ngày càng gần hơn cho đến khi chúng va chạm và phát nổ.
Pagnotta cũng lưu ý rằng siêu tân tinh này thực sự không phải là siêu tân tinh loại 1a bình thường, mà là một phân lớp có tên 1991t, là một siêu tân tinh cực kỳ sáng.
Một bài báo vào năm 2010 của Marat Gilfanov thuộc Viện Vật lý thiên văn Max Planck chỉ ra rằng có lẽ nhiều siêu tân tinh loại 1a là do hai ngôi sao lùn trắng va chạm, gây ngạc nhiên cho nhiều nhà thiên văn học. Ngoài ra, một đánh giá về siêu tân tinh SN 2011fe gần đây, đã phát nổ vào tháng 8 năm 2011, khám phá khả năng của tiên sinh thoái hóa kép. Một câu hỏi mở vẫn là liệu những vụ sáp nhập sao lùn trắng này có phải là chất xúc tác chính cho siêu tân tinh loại Ia trong các thiên hà xoắn ốc hay không. Các nghiên cứu sâu hơn được yêu cầu để biết liệu siêu tân tinh trong các thiên hà xoắn ốc có phải do sự hợp nhất hoặc hỗn hợp của hai quá trình hay không.
Schaefer và Pagnotta có kế hoạch xem xét các tàn dư siêu tân tinh khác trong Đám mây Magellen lớn để kiểm tra thêm các quan sát của họ.
Pagnotta xác nhận rằng bất kỳ ai có kết nối internet đều có thể thực hiện khám phá này, vì tất cả các hình ảnh Hubble được sử dụng đều có sẵn công khai và việc sử dụng dữ liệu Hubble đã được APOD châm ngòi.
Nguồn: Tài liệu khoa học của Bradley E. Schaefer và Ashley Pagnotta (tài liệu PDF), HubbleSite, cuộc họp báo của AAS
