Эти ослепительные сверхновые звезды удивительно похожи по яркости, учитывая, что они представляют собой массивные термоядерные взрывы белых карликов, которые примерно упаковывают массу нашего Солнца в шар размером с Землю. В зависимости от их цвета и того, насколько быстро они светлеют и исчезают, яркость различных сверхновых типа Ia может быть стандартизирована с точностью до 10 процентов, что дает точные датчики для измерения космических расстояний.
До недавнего времени ученые думали, что знают, почему все сверхновые типа Ia так похожи. Но их любимый сценарий был неправильным.Предполагалось, что углеродно-кислородные белые карлики, прародители сверхновых, захватывают дополнительную массу, отрывая ее от звезды-компаньона или сливаясь с другим белым карликом; когда они приближаются к пределу Чандрасекара (на 40 процентов массивнее, чем наше Солнце), они испытывают термоядерный взрыв. Ученые думали, что яркость типа Ia была так похожа, потому что количество топлива и механизмы взрыва всегда были одинаковыми.
«Предел массы Чандрасекара уже давно выдвигается космологами как наиболее вероятная причина того, почему яркость сверхновых типа Ia настолько однородна и, что более важно, почему не ожидается, что они будут систематически изменяться при более высоких красных смещениях», — говорит космолог Грег Олдеринг, ведущий исследования. международная фабрика близких сверхновых звезд (SNfactory), базирующаяся в Физическом отделе лаборатории Беркли. «Предел Чандрасекара установлен квантовой механикой и должен применяться в равной степени даже для самых далеких сверхновых».Но новый анализ нормальных сверхновых типа Ia, проведенный членом SNfactory Ричардом Скалцо из Австралийского национального университета, бывшим постдоком лаборатории Беркли, показывает, что на самом деле они имеют разную массу. Большинство из них близки к массе Чандрасекара или немного ниже нее, и примерно одному проценту каким-то образом удается ее превзойти.Анализ SNfactory был принят для публикации Ежемесячными уведомлениями Королевского астрономического общества и доступен в Интернете в виде препринта в формате arXiv.
Новый способ анализа взрывающихся звездВ то время как белые карлики — обычное явление, Скальцо говорит, что «трудно собрать материальную массу Чандрасекара естественным образом».
Тип Ia начинается в двухзвездочной (или, возможно, трехзвездной) системе, потому что должно быть что-то, из чего белый карлик накапливает достаточно массы, чтобы взорваться.Некоторые модели изображают одного белого карлика, заимствующего массу у гигантского компаньона. Однако, как говорит Скальцо, «самые массивные новообразованные углеродно-кислородные белые карлики, как ожидается, будут иметь массу около 1,2 солнечной массы, и для приближения к пределу Чандрасекара необходимо согласовать множество факторов, даже для того, чтобы они срослись с оставшимися 0,2. солнечные массы ".
Если два белых карлика вращаются вокруг друг друга, они каким-то образом должны подойти достаточно близко, чтобы либо столкнуться, либо мягко слиться, что Скальцо называет «чрезвычайно медленным процессом». Поскольку достижение массы Чандрасекара кажется маловероятным, и поскольку белых карликов суб-Чандрасекара намного больше, многие недавние модели исследовали, как взрыв типа Ia может возникнуть в результате массы суб-Чандрасекара — на самом деле столько, что Скальцо был мотивирован на то, чтобы найти простой способ избавиться от моделей, которые не работали.Он и его коллеги по SNfactory определили полную энергию спектров 19 нормальных сверхновых, 13 из которых были обнаружены SNfactory, а шесть — другими.
Все они наблюдались с помощью уникального спектрографа SNIFS (Integral Field Spectrograph SuperNova) на 2,2-метровом телескопе Гавайского университета на Мауна-Кеа с поправкой на ультрафиолетовый и инфракрасный свет, не наблюдаемый SNIFS.Извержение сверхновой полностью уничтожает своего предшественника — белого карлика, поэтому наиболее практичный способ определить, сколько вещества было в предшественнике, — это спектрографически «взвесить» оставшиеся обломки, выброшенную массу. Для этого Скальцо использовал многослойную композицию сверхновой звезды.Видимый свет типа Ia питается за счет радиоактивности никеля-56, образующегося при сжигании углерода рядом с центром белого карлика.
Сразу после взрыва это излучение в форме гамма-лучей поглощается внешними слоями, включая железо и более легкие элементы, такие как кремний и сера, которые, следовательно, нагреваются и светятся в видимых длинах волн.Но месяц или два спустя, когда внешние слои расширяются и рассеиваются, гамма-лучи могут просачиваться наружу. Максимальная яркость сверхновой по сравнению с ее яркостью в последнее время зависит от того, сколько гамма-излучения поглощается и преобразуется в видимый свет, что определяется как массой никеля-56, так и массой другого материала, сложенного поверх него.
Команда SNfactory сравнила массы и другие факторы с кривыми блеска: форма графика, узкая или широкая, показывает, насколько быстро сверхновая достигает своей самой яркой точки, насколько она яркая и как поспешно или медленно исчезает. Типичный метод «стандартизации» сверхновых типа Ia — это сравнение их кривых блеска и спектров.«Принято считать, что ширина кривой блеска определяется в первую очередь или исключительно массой никеля-56, — говорит Скальцо, — в то время как наши результаты показывают, что также должна быть глубокая связь с выброшенной массой или между выброшенной массой и количество никеля-56, созданного конкретной сверхновой ».
Взрывающиеся белые карлики, итогиГрег Алдеринг резюмирует самый основной результат нового анализа: «Белые карлики, взрывающиеся как сверхновые типа Ia, имеют разный диапазон масс, и результирующая ширина кривой блеска прямо пропорциональна общей массе, участвующей во взрыве».Для сверхновой, свет которой быстро спадает, ее прародитель намного менее массивен, чем масса Чандрасекара, но все же это нормальный тип Ia, светимость которого можно уверенно стандартизировать, чтобы соответствовать другим нормальным сверхновым типа Ia.
То же самое верно для Типа Ia, который начинается от «классического» предка с массой Чандрасекара или даже больше. Однако для тяжеловесов путь к взрыву сверхновой должен быть значительно другим, чем для более легких прародителей. Одних этих соображений было достаточно, чтобы исключить ряд теоретических моделей взрывов типа Ia.
Углеродно-кислородные белые карлики по-прежнему остаются ключевыми. Они не могут взорваться сами по себе, поэтому спусковым механизмом должна стать другая звезда. Что касается масс сверхчандрасекара, два белых карлика C-O могут столкнуться с силой, или один может нарастить массу от звезды-компаньона таким образом, что она будет вращаться так быстро, что угловой момент поддерживает ее за пределом Чандрасекара.
Более актуальны для космолологии, поскольку более многочисленны модели для субчандрасекарской массы. От звезды-компаньона белый карлик C-O мог накапливать гелий, который взрывается быстрее, чем углерод — в результате возникает двойная детонация. Или два белых карлика могут слиться.
Существуют и другие сохранившиеся модели, но психологическая «страховочная сетка», которую предел Чандрасекара когда-то обеспечивала космологами, была утеряна. Тем не менее, говорит Скальцо, новый анализ достаточно сужает возможности теоретиков для сопоставления своих моделей с наблюдениями.«Это значительный прогресс в продвижении сверхновых типа Ia в качестве космологических зондов для изучения темной энергии, — говорит Алдеринг, — вероятно, приведет к дальнейшим улучшениям в измерении расстояний. Например, ширина кривой блеска дает меру диапазона звездные массы, которые порождают сверхновые типа Ia на каждом отрезке времени, давным-давно в истории Вселенной ".
Эта работа была поддержана Управлением науки Министерства энергетики и Фондом Гордона и Бетти Мур, а во Франции — CNRS / IN2P3 (Национальный центр научных исследований, Национальный институт ядерной физики и физики частиц), CNRS / INSU (Национальный институт наук о Земле CNRS. и астрономия) и PNC (Национальная программа космологии).