Ở đây, một siêu tân tinh cực kỳ bùng nổ khác có thể được tạo ra để sản xuất phản vật chất trong lõi của ngôi sao: Y-155. Khoảng một tháng trước, chúng tôi đã báo cáo về những quan sát đầu tiên về một trong những loại siêu tân tinh này và tại cuộc họp siêu của Hiệp hội Thiên văn học Mỹ hôm qua, Peter Garnavich của Đại học Notre Dame đã trình bày về việc quan sát lần thứ hai.
Ngôi sao Y-155 là một ngôi sao lớn, với khối lượng lớn hơn 200 lần so với Mặt trời của chúng ta. Trong các loại sao này, các tia gamma tràn đầy năng lượng có thể được tạo ra bởi sức nóng dữ dội trong lõi của ngôi sao. Các tia gamma này lần lượt tạo ra các cặp electron và positron, hoặc cặp phản vật chất. Vì có quá nhiều năng lượng để tạo ra các cặp này, áp lực đẩy ra ngoài của ngôi sao yếu đi và lực hấp dẫn tràn vào để đánh sập ngôi sao, tạo ra một siêu tân tinh có tỷ lệ cực lớn.
Những loại siêu tân tinh này được mệnh danh là siêu sao không ổn định Cặp siêu tân tinh, và một khi chúng phát nổ, không còn gì: trong các loại siêu tân tinh khác, một ngôi sao neutron hoặc lỗ đen có thể hình thành từ tàn dư của ngôi sao, nhưng không ổn định cặp siêu tân tinh phát nổ với lực mạnh đến mức không còn gì mà lõi của ngôi sao từng tồn tại. Ngoài siêu tân tinh 2007bi, mà chúng tôi đã báo cáo vào tháng 12 năm 2009, siêu tân tinh 2006gy là một ứng cử viên khác cho loại siêu tân tinh này.
Y-155, nằm trong chòm sao Cetus, được phát hiện như một phần của Phương trình Nhà nước: SupErNovae theo dõi sự mở rộng vũ trụ, ESSENCE, tìm kiếm vụ nổ sao. Trong cuộc tìm kiếm kéo dài 6 năm, một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế đã dẫn dắt Christopher Stubbs của Đại học Harvard hợp tác để tìm siêu tân tinh loại Ia như một phương tiện để đo lường sự giãn nở của Vũ trụ. Những loại siêu tân tinh này phát nổ với độ sáng đặc trưng, khiến chúng trở thành ứng cử viên xuất sắc để đo khoảng cách trong Vũ trụ. Nhóm nghiên cứu đã sử dụng kính viễn vọng Blanco 4 m của Đài thiên văn quang học quốc gia (NOAO) ở Chile.
Y-155 được phát hiện vào tháng 11 năm 2007, trong những tuần cuối cùng của dự án, sử dụng kính viễn vọng Blanco. Sau khi khám phá ban đầu được thực hiện, các quan sát tiếp theo sử dụng kính viễn vọng Keck 10 m ở Hawaii, kính viễn vọng Magellan ở Chile và kính viễn vọng MMT ở Arizona cho thấy độ lệch của ánh sáng do sự giãn nở của Vũ trụ là khoảng 80%, có nghĩa là ngôi sao ở rất xa, và do đó rất cũ. Y-155 được ước tính đã trải qua một siêu tân tinh khoảng 7 tỷ năm trước.
Theo Garnavich, nhóm nghiên cứu đã tính toán ngôi sao sẽ được tạo ra 100 tỷ lần năng lượng của Mặt trời ở cực điểm. Để thực hiện điều này, nó phải tổng hợp từ 6 đến 8 khối lượng mặt trời của niken 56, đây là thứ mang lại cho độ sáng của siêu tân tinh loại Ia. Để so sánh, siêu tân tinh loại Ia điển hình đốt cháy 0,4-0,9 khối lượng mặt trời bằng niken 56.
Y-155 đã được hiển thị bằng hình ảnh sâu với Kính thiên văn hai mắt lớn ở Arizona để cư trú trong một thiên hà khá nhỏ. Các thiên hà nhỏ hơn thường có ít nguyên tử nặng hơn. Khí trong đó loại này và các loại sao cực lớn khác hình thành tương đối nguyên sơ, bao gồm phần lớn là hydro và heli. Supernova 2007bi, siêu tân tinh không ổn định cặp đầu tiên được quan sát, đã lớn lên trong một thiên hà đáng chú ý như của Y155.
Điều này có nghĩa là khi các nhà thiên văn tìm kiếm các loại siêu tân tinh không ổn định cặp khác, họ sẽ tìm thấy chúng nhiều hơn trong các thiên hà nhỏ tồn tại gần đầu Vũ trụ, trước khi các siêu tân tinh khác tổng hợp các nguyên tố nặng hơn và lan truyền chúng ra xung quanh.
Nguồn: Physorg
