Siêu tân tinh loại Ia, một số vụ nổ dữ dội và phát sáng nhất trong Vũ trụ, đã trở thành một công cụ hữu ích cho các nhà thiên văn học để đo kích thước và sự giãn nở của chính Vũ trụ. Nghiên cứu mới được trình bày tại cuộc họp của Hiệp hội Thiên văn học Mỹ tuần này chỉ ra rằng khả năng sáp nhập của các ngôi sao tạo ra những vụ nổ này, sao lùn trắng, nhiều khả năng hơn so với suy nghĩ trước đây và có thể giải thích tính chất của một số siêu tân tinh loại Ia gây tò mò ít sáng hơn dự kiến.
Nghiên cứu được trình bày bởi Rüdiger Pakmor et al. từ Viện Vật lý thiên văn Max-Planck ở Garched, Đức đã mô phỏng sự hợp nhất của hai sao lùn trắng trong một hệ nhị phân, và cho thấy những mô phỏng này phù hợp với siêu tân tinh quan sát trước đó với các đặc điểm kỳ lạ, cụ thể là năm 1991bg. Siêu tân tinh đó, và những thứ khác được quan sát kể từ đó, có độ sáng kém hơn so với dự kiến nếu nó là siêu tân tinh loại Ia.
Siêu tân tinh loại Ia xảy ra khi có hai ngôi sao quay quanh nhau trong một hệ nhị phân. Trong một kịch bản, một trong những ngôi sao trở thành sao lùn trắng, một ngôi sao nhỏ nhưng rất, rất dày đặc và đánh cắp vật chất từ bên kia, đẩy bản thân vượt quá giới hạn Chandrasekhar - gấp 1,4 lần khối lượng Mặt trời - và trải qua vụ nổ nhiệt hạch.
Một nguyên nhân khác cho các loại siêu tân tinh này có thể là sự hợp nhất của cả hai ngôi sao trong hệ thống. Trong kịch bản được phân tích bởi các nhà nghiên cứu này, cả hai ngôi sao đều là những sao lùn trắng có khối lượng ngay dưới Mặt trời: .83-0.9 khối lượng mặt trời.
Các nhà nghiên cứu đã chỉ ra rằng khi hệ thống mất năng lượng do sự phát xạ của sóng hấp dẫn, hai sao lùn trắng tiếp cận nhau. Khi chúng hợp nhất, một phần vật chất ở một trong những ngôi sao đâm vào bên kia và làm nóng carbon và oxy, tạo ra vụ nổ nhiệt hạch được thấy trong siêu tân tinh loại Ia.
Bạn có thể xem một hình ảnh động của sự hợp nhất mô phỏng theo phép lịch sự của Nhóm nghiên cứu Supernova của Viện Max-Planck ngay tại đây.
Các quan sát về siêu tân tinh như 1991bg cho thấy chúng đốt một lượng niken 56 nhỏ hơn, khoảng 0,1 khối lượng mặt trời, so với siêu tân tinh loại Ia thông thường, thường đốt cháy 0,4-0,9 khối lượng niken. Điều này làm cho chúng kém sáng hơn, bởi vì sự phân rã phóng xạ của niken là một trong những hiện tượng mang lại cho màn hình phát sáng của siêu tân tinh loại Ia.
Với mô phỏng vụ nổ chi tiết của chúng tôi, chúng tôi có thể dự đoán các vật quan sát thực sự khớp với các quan sát thực tế của siêu tân tinh loại Ia, ông Friedrich Röpke, đồng tác giả của bài báo cho biết.
Mô phỏng của họ cho thấy rằng khi hai sao lùn trắng hợp nhất, mật độ của hệ thống ít hơn so với siêu tân tinh loại Ia điển hình, và do đó sản xuất ít niken hơn. Các nhà nghiên cứu lưu ý trong bài báo của họ rằng những kiểu sáp nhập sao lùn trắng này có thể chiếm từ 2-11% siêu tân tinh loại Ia quan sát được.
Hiểu các cơ chế tạo ra những vụ nổ tuyệt vời này là một bước cần thiết để xử lý cả phạm vi Vũ trụ của chúng ta và sự mở rộng của nó, cũng như sự đa dạng của chính siêu tân tinh loại Ia.
Nếu bạn muốn tìm hiểu thêm về nghiên cứu của họ và các chi tiết về mô hình máy tính của họ, bài báo có sẵn trên Arxiv tại đây. Kết quả của họ cũng sẽ được công bố trong phiên bản ngày 7 tháng 1 năm 2010 của Thiên nhiên.
Nguồn: Thông cáo báo chí AAS, giấy Arxiv
