Các nhà thiên văn học từng tin rằng tất cả các siêu tân tinh loại 1a về cơ bản đều có cùng độ sáng. Đây là một vấn đề, vì loại siêu tân tinh này được sử dụng làm nến tiêu chuẩn, để xác định khoảng cách trên toàn vũ trụ. Gần đây nhất, những siêu tân tinh này đã được sử dụng để tính toán lực bí ẩn gọi là năng lượng tối dường như đang đẩy nhanh quá trình mở rộng của Vũ trụ.
Một nhóm các nhà khoa học liên kết với Khảo sát di sản SuperNova (SNLS) đã tìm thấy bằng chứng đáng kinh ngạc rằng có nhiều hơn một loại siêu tân tinh loại Ia, một loại sao nổ cho đến nay vẫn được coi là đồng nhất về cơ bản trong tất cả các khía cạnh quan trọng. Siêu tân tinh SNLS-03D3bb sáng hơn gấp đôi so với hầu hết các siêu tân tinh loại Ia nhưng có động năng ít hơn nhiều, và dường như to gấp rưỡi so với loại Ia điển hình.
Các tác giả chính của báo cáo, xuất hiện trong số ra ngày 21 tháng 9 của Tự nhiên, bao gồm Andrew Howell, trước đây thuộc Phòng Vật lý tại Phòng thí nghiệm Quốc gia Lawrence Berkeley và hiện tại Đại học Toronto, và Peter Nugent, nhà vật lý thiên văn thuộc Phòng nghiên cứu tính toán của Berkeley Lab Sư đoàn. Các tác giả chính khác là Mark Sullivan thuộc Đại học Toronto và Richard Ellis thuộc Viện Công nghệ California. Những người này và nhiều tác giả khác của bài báo Tự nhiên là thành viên của Dự án Vũ trụ Supernova có trụ sở tại Phòng thí nghiệm Berkeley.
Bởi vì hầu hết tất cả các siêu tân tinh loại Ia được tìm thấy cho đến nay không chỉ có độ sáng đáng kể mà còn đồng đều đáng kể về độ sáng của chúng, chúng được coi là nến tiêu chuẩn thiên văn học tốt nhất để đo trên khoảng cách vũ trụ. Năm 1998, sau khi quan sát nhiều siêu tân tinh loại Ia xa xôi, Dự án vũ trụ siêu tân tinh và Nhóm tìm kiếm siêu tân tinh High-Z đã tuyên bố phát hiện ra rằng sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc - một phát hiện sẽ sớm được quy cho một thứ chưa biết gọi là bóng tối năng lượng, lấp đầy vũ trụ và chống lại sự hấp dẫn lẫn nhau của vật chất.
Siêu tân tinh loại Ia được cho là chỉ số khoảng cách đáng tin cậy vì chúng có lượng nhiên liệu tiêu chuẩn - carbon và oxy trong một ngôi sao lùn trắng - và chúng có bộ kích hoạt đồng nhất, Nugent nói. Chúng được dự đoán sẽ phát nổ khi khối lượng của sao lùn trắng gần khối lượng Chandottokhar, gấp khoảng 1,4 lần khối lượng mặt trời của chúng ta. Thực tế là SNLS-03D3bb vượt trội so với loại hàng loạt đó mở ra một hộp Pandora.
Tại sao hầu hết các siêu tân tinh loại Ia đều giống nhau
Phân loại các loại siêu tân tinh dựa trên quang phổ của chúng. Phổ loại Ia không có vạch hydro nhưng có vạch hấp thụ silic, một đầu mối cho hóa học của vụ nổ. Các tổ tiên của sao lùn trắng thuộc loại siêu tân tinh loại Ia, điển hình là khoảng hai phần ba khối lượng mặt trời, được cho là tích lũy thêm khối lượng từ một người bạn đồng hành nhị phân cho đến khi chúng đạt đến giới hạn Chandrasekhar. Áp suất tăng làm cho carbon và oxy ở trung tâm của ngôi sao hợp nhất, tạo ra các nguyên tố lên đến niken trên bảng tuần hoàn; năng lượng được giải phóng trong quá trình này sẽ thổi bay ngôi sao thành từng mảnh trong vụ nổ nhiệt hạch titanic.
Một số biến thể đã được quan sát trong siêu tân tinh loại Ia, nhưng chúng hầu hết có thể điều hòa được. Loại sáng hơn Ia sắp mất nhiều thời gian hơn để tăng độ sáng tối đa và lâu hơn để giảm. Khi thang đo thời gian của các đường cong ánh sáng riêng lẻ được kéo dài để phù hợp với định mức và độ sáng được chia tỷ lệ theo độ giãn, đường cong ánh sáng Loại Ia khớp.
Sự khác biệt về độ sáng có thể là do các tỷ lệ khác nhau của carbon và oxy trong các chất tạo ra, dẫn đến lượng niken khác nhau trong vụ nổ. Sự phân rã phóng xạ của niken thành coban và sau đó sắt cung cấp năng lượng cho các đường cong ánh sáng quang học và cận hồng ngoại của siêu tân tinh loại Ia. Sự khác biệt về độ sáng biểu kiến cũng có thể là sản phẩm của sự bất đối xứng; một vụ nổ nhìn từ một góc độ có thể hơi mờ hơn so với từ một góc khác.
Không có sự khác biệt nào trong số này có thể đủ để giải thích độ sáng cực đại SNLS-03D3bb - siêu sáng cho đường cong ánh sáng của nó. Hơn nữa, trong hầu hết các siêu tân tinh sáng hơn, vật chất được đẩy ra từ vụ nổ di chuyển với vận tốc cao hơn; đó là, những vụ nổ có động năng nhiều hơn. Nhưng ejecta của SNLS-03D3bb chậm một cách bất thường.
Nugent cho biết, Andy Andy đã kết hợp hai và hai lại với nhau và nhận ra rằng SNLS-03D3bb phải có khối lượng siêu Chandrasekhar, Nugent nói.
Thánh lễ chứng cứ
Một manh mối là các yếu tố cần thiết để tạo ra độ sáng thêm. Tất cả sức mạnh trong loại Ia đến từ việc đốt cháy carbon và oxy đến các nguyên tố nặng hơn, đáng chú ý là niken 56, theo Nugent. Một loại Ia có độ sáng bình thường chiếm khoảng 60% khối lượng niken 56, phần còn lại là các nguyên tố khác. Nhưng SNLS-03D3bb sáng hơn gấp đôi so với bình thường; nó phải có nhiều hơn gấp đôi lượng niken 56. Cách duy nhất để có được điều đó là với một tổ tiên có khối lượng lớn hơn 50% so với khối lượng Chandrasekhar.
Yếu tố khác là sự chậm chạp của SNLS-03D3bb Ejecta, như được phát hiện trong sự dịch chuyển của các dòng nguyên tố trong phổ của nó. Vận tốc của siêu tân tinh phụ thuộc vào động năng được giải phóng trong vụ nổ, đó là sự khác biệt giữa năng lượng được giải phóng trong quá trình đốt cháy nhiệt hạch trừ đi năng lượng liên kết có tác dụng giữ ngôi sao lại với nhau, một chức năng của khối sao. Ngôi sao càng lớn, ejecta càng chậm.
Nhưng làm thế nào một tổ tiên oxy-carbon có thể tích lũy khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar mà không phát nổ? Nó có thể là một ngôi sao quay rất nhanh có thể lớn hơn. Nó cũng có thể là hai sao lùn trắng, với khối lượng kết hợp vượt quá giới hạn Chandrasekhar, có thể va chạm và phát nổ.
Nugent nói, manh Một manh mối đến từ đồng tác giả Mark Sullivan của chúng tôi, người trong dữ liệu SNLS đã tìm thấy hai tỷ lệ khác nhau cho việc sản xuất siêu tân tinh loại Ia. Chúng có thể bị phá vỡ một cách thô bạo thành những thứ đến từ các thiên hà hình thành sao trẻ và những thiên hà già, đã chết. Vì vậy, có một dấu hiệu cho thấy có thể có hai quần thể Loại Ia, với hai loại tổ tiên và hai con đường khác nhau để bùng nổ.
Trong các thiên hà cũ, đã chết, ngay cả những ngôi sao lớn nhất cũng nhỏ bé, Nugent giải thích. Các loại siêu tân tinh loại Ia duy nhất có thể có trong các thiên hà này có khả năng là hệ nhị phân, tích tụ khối lượng, loại khối lượng Chandrasekhar. Nhưng các thiên hà hình thành sao trẻ tạo ra các vật thể khổng lồ và có thể giàu sao lùn trắng cộng với các hệ nhị phân sao lùn trắng, được gọi là hệ thống thoái hóa kép.
Nếu mô hình thoái hóa kép là đúng, các hệ thống như vậy sẽ luôn tạo ra các vụ nổ siêu Chandrasekhar trong các thiên hà rất trẻ này, theo ông Nugent.
Các thiên hà trẻ có nhiều khả năng được tìm thấy trong vũ trụ sơ khai, và do đó ở khoảng cách xa hơn. Do siêu tân tinh loại Ia ở xa rất quan trọng đối với nỗ lực đo lường sự phát triển của năng lượng tối, nên việc xác định rõ ràng siêu tân tinh loại I không phù hợp với mô hình khối Chandrasekhar là điều cần thiết. Điều này rất dễ thực hiện với Loại Ia kỳ lạ như SNLS-03D3bb, nhưng không phải tất cả siêu tân tinh Chandottokhar có thể quá rõ ràng.
Một cách để phát hiện siêu tân tinh Chandrasekhar là bằng cách đo vận tốc ejecta và so sánh nó với độ sáng. Một cách khác là bằng cách lấy nhiều quang phổ khi đường cong ánh sáng phát triển. Thật không may, lấy quang phổ là chi phí lớn nhất trong toàn bộ quá trình theo đuổi các nghiên cứu về năng lượng tối, ông Nugent nói. Những người thiết kế các thí nghiệm này sẽ phải tìm ra những cách hiệu quả để loại bỏ siêu tân tinh Chandrasekhar khỏi các mẫu của họ.
Mô hình hóa các biến thể
Đó là một phần với hy vọng phát triển một cách nhanh chóng và đáng tin cậy để xác định ứng cử viên siêu tân tinh loại Ia cho nghiên cứu vũ trụ học mà Nugent và đồng tác giả Richard Ellis ban đầu tiếp cận Sullivan và các thành viên khác của SNLS, với cơ sở dữ liệu lớn của siêu tân tinh. Làm việc tại Trung tâm tính toán khoa học nghiên cứu năng lượng quốc gia (NERSC) có trụ sở tại Phòng thí nghiệm Berkeley, Nugent đã phát triển một thuật toán có thể lấy một số điểm dữ liệu trắc quang sớm trong quá trình tiến hóa của siêu tân tinh ứng cử viên, xác định chính xác nó là Loại Ia và dự đoán chính xác thời gian của nó độ sáng tối đa.
Một trong những Loại Ia đầu tiên được nghiên cứu theo cách này hóa ra là chính SNLS-03D3bb. Đây là một tỷ lệ nhiễu tín hiệu cao đến mức có sự dịch chuyển đỏ đến mức chúng ta nên nghi ngờ ngay từ đầu rằng nó sẽ là một siêu tân tinh bất thường, theo ông Nugent.
Nugent coi việc phát hiện ra siêu tân tinh siêu quậy Chand Chandkhar đầu tiên như một triển vọng thú vị: Lần đầu tiên kể từ năm 1993, khi mối quan hệ hình dạng ánh sáng và đường cong ánh sáng được phát triển - giờ đây chúng ta có một hướng mạnh mẽ để tìm kiếm tiếp theo tham số mô tả độ sáng của siêu tân tinh loại Ia. Tìm kiếm này có thể dẫn chúng ta đến sự hiểu biết tốt hơn nhiều về tổ tiên của họ và hệ thống sử dụng chúng làm đầu dò vũ trụ học.
Sự hiểu biết này là một trong những mục tiêu chính của Hiệp hội Vật lý thiên văn điện toán, đứng đầu là Stan Woosley của Đại học California tại Santa Cruz và được hỗ trợ bởi Văn phòng Khoa học của Bộ Năng lượng thông qua Chương trình khám phá khoa học thông qua tính toán nâng cao (SciDAC), với Nugent và John Bell thuộc Phòng nghiên cứu tính toán và NERSC trong số các đối tác hàng đầu.
Mô hình sự sụp đổ của ngôi sao năm 1931 Chand Chandkhar thanh lịch và mạnh mẽ; nó đã giành được giải thưởng Nobel, Nugent nói. Tuy nhiên, đó là một mô hình một chiều đơn giản. Chỉ cần thêm vòng quay, người ta có thể vượt quá khối lượng Chandrasekhar, như chính anh ta đã nhận ra.
Với các mô hình siêu tân tinh 2-D và 3-D hiện có thể sử dụng siêu máy tính, Nugent nói, có thể nghiên cứu một phạm vi rộng hơn về khả năng thiên nhiên. Mục tiêu đó là mục tiêu của dự án SciDAC của chúng tôi, để có được những mô hình tốt nhất và dữ liệu quan sát tốt nhất và kết hợp chúng để đẩy toàn bộ quả bóng sáp. Vào cuối dự án này, chúng tôi sẽ biết hầu hết những gì chúng ta có thể biết về tất cả các loại siêu tân tinh loại Ia.
Siêu sao loại Ia từ một ngôi sao lùn trắng siêu khối Chand Chandkhar, do Andrew Andrewell, 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 và Christopher J. Pritchett, xuất hiện trên tạp chí Nature và ngày 21 tháng 9 có sẵn trực tuyến cho các thuê bao.
Berkeley Lab 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: LBL News Release
