Эти великолепные суперновинки удивительно подобны в яркости, учитывая, что они – крупные термоядерные взрывы белых карликовых звезд, которые упаковывают примерно массу нашего солнца в шар размер Земли. На основе их цветов и как быстро они проясняются и исчезают, brightnesses другого типа, к которому могут быть стандартизированы суперновинки Ia приблизительно в 10 процентах, приведя к точным мерам для измерения космических расстояний.До недавнего времени ученые думали, что знали, почему Тип суперновинки Ia является всеми так одинаково.
Но их любимый сценарий был неправильным.Предположение было то, что углеродный кислород белые карликовые звезды, прародители суперновинок, захватывает дополнительную массу, раздевая его от сопутствующей звезды или сливаясь с другим белым карликом; когда они приближаются к пределу Chandrasekhar (на 40 процентов более крупный, чем наше солнце), они испытывают термоядерного беглеца.
Тип Ia brightnesses были так подобны, ученые, думал, потому что количества топлива и механизмов взрыва всегда были тем же самым.«Массовый предел Chandrasekhar долго выдвигался космологами как наиболее вероятная причина, почему Тип, суперновинки Ia brightnesses так однородны, и что еще более важно, почему они, как ожидают, не будут систематически изменяться в более высоких красных смещениях», говорит космолог Грег Олдеринг, который возглавляет международную Соседнюю Фабрику Сверхновой звезды (SNfactory), базирующийся в Подразделении Физики Berkeley Lab. «Предел Chandrasekhar установлен квантовой механикой и должен примениться одинаково, даже для самых отдаленных суперновинок».
Но новый анализ нормального Типа, суперновинки Ia, во главе с членом SNfactory Ричардом Скэлзо Австралийского национального университета, бывшей Berkeley Lab postdoc, показывают, что на самом деле у них есть диапазон масс. Большинство рядом или немного ниже массы Chandrasekhar, и приблизительно одному проценту так или иначе удается превысить ее.Анализ SNfactory был принят для публикации Ежемесячными Уведомлениями о Королевском Астрономическом Обществе и доступен онлайн как предварительная печать arXiv.Новый способ проанализировать взрывающиеся звезды
В то время как белые карликовые звезды распространены, Скэлзо говорит, «трудно собрать массу Chandrasekhar материала естественным способом». Ia Типа начинает в двухзвездочном (или возможно трехзвездочное) систему, потому что должно быть что-то, от которого белый карлик накапливает достаточно массы, чтобы взорваться.
Некоторые модели изображают одну белую карликовую массу заимствования от гигантского компаньона. Однако говорит Скэлзо, «Самый крупный недавно сформированный белый углеродный кислород затмевает, как, ожидают, будут приблизительно 1,2 солнечными массами, и приблизиться к Chandrasekhar пределу большому количеству факторов должно было бы выстроить в линию просто право даже для них, чтобы аккумулировать оставление 0,2 солнечными массами».
Если два белых затмевают, вращаются друг вокруг друга, они так или иначе должны быть рядом достаточно, чтобы или столкнуться или мягко слиться, что Скэлзо называет «извилисто медленным процессом». Поскольку достижение массы Chandrasekhar кажется таким маловероятный, и потому что sub-Chandrasekhar белый затмевает, настолько более многочисленные, много недавних моделей исследовали, как Тип, взрыв Ia мог следовать из sub-Chandrasekhar массы – так многие, на самом деле, что Скэлзо был мотивирован, чтобы найти простой способ устранить модели, которые не могли работать.Он и его коллеги SNfactory определили полную энергию спектров 19 нормальных суперновинок, 13 обнаруженных SNfactory и шести обнаруженных другими. Все наблюдались уникальным спектрографом SNFACTORY SNIFS (Интеграл SuperNova Полевой Спектрограф) на 2,2-метровом телескопе Гавайского университета на Мауна-Кеа, исправленном для ультрафиолетового и инфракрасного света, не наблюдаемого SNIFS.
Извержение сверхновой звезды полностью громит своего белого карликового прародителя, таким образом, самый практический способ сказать, сколько материала было в прародителе, спектрографическим образом «взвешивая» оставшиеся обломки, изгнанную массу. Чтобы сделать этот Scalzo использовал в своих интересах многоуровневый состав сверхновой звезды.Тип видимый свет Ия приведен в действие радиоактивностью от никеля 56, сделан горящим углеродом около центра белого карлика. Сразу после взрыва эта радиация, в форме гамма-лучей, поглощена внешними слоями – включая железо и более легкие элементы как кремний и сера, которые следовательно нагреваются и пылают в видимых длинах волны.
Но может просочиться месяц или два позже, когда внешние слои расширяют и рассеивают, гамма-лучи. Максимальная яркость сверхновой звезды по сравнению с ее яркостью в последнее время зависит от того, сколько гамма радиации поглощено и преобразовано в видимый свет – который определен и массой никеля 56 и массой другого материала, сложенного сверху его.Команда SNfactory сравнила массы и другие факторы с кривыми блеска: форма графа, или узкий или широкий, который наносит на карту, как быстро сверхновая звезда достигает своего самого яркого пункта, насколько яркий это, и как торопливо или апатично это исчезает.
Типичный метод «стандартизации» Типа суперновинки Ia должен сравнить их кривые блеска и спектры.«Расхожее мнение считает, что ширина кривой блеска определена, прежде всего, или исключительно никелем 56 масс», говорит Скэлзо, «тогда как наши результаты показывают, что должна также быть глубокая связь с изгнанной массой, или между изгнанной массой и количеством никеля 56 созданных в конкретной сверхновой звезде».Взрывая белые карликовые звезды, итог
Грег Олдеринг суммирует самый основной результат нового анализа: «Белый затмевает взрыв как Тип, у суперновинок Ia есть диапазон масс, и получающаяся ширина кривой блеска непосредственно пропорциональна общей массе, вовлеченной во взрыв».Для сверхновой звезды, свет которой уменьшается быстро, прародитель намного менее крупный, чем масса Chandrasekhar – все же это – все еще нормальный Тип Ia, яркость которого может быть уверенно стандартизирована, чтобы соответствовать другому нормальному Типу суперновинки Ia.То же самое верно для Типа Ia, который начинается от «классического» прародителя с массы Chandrasekhar, или еще больше.
Для тяжеловесов, однако, путь к взрыву сверхновой звезды должен существенно отличаться, чем для более легких прародителей. Одних только этих соображений было достаточно, чтобы устранить много теоретических моделей для Типа взрывы Ia.Белый углеродный кислород затмевает, все еще ключевые.
Они не могут взорваться самостоятельно, таким образом, другая звезда должна обеспечить спусковой механизм. Для super-Chandrasekhar масс два белых C-O затмевают, мог столкнуться яростно, или можно было аккумулировать массу от сопутствующей звезды способом, которая заставляет ее вращаться настолько быстро, что угловой момент поддерживает ее вне предела Chandrasekhar.Более важный для cosmolology, потому что более многочисленный, модели для sub-Chandrasekhar массы. От сопутствующей звезды белый карлик C-O мог накопить гелий, который взрывается с большей готовностью, чем углерод – результат – двойной взрыв.
Или два белых затмевают, мог слиться. Есть другие выживающие модели, но психологическая «система поддержки», что предел Chandrasekhar когда-то, если космологи были потеряны. Однако, говорит Скэлзо, новый анализ сужает возможности достаточно для теоретиков, чтобы соответствовать их моделям к наблюдениям.
«Это – значительный шаг вперед в содействии Типу суперновинки Ia как космологические исследования для исследования темной энергии», говорит Олдеринг, «вероятно, привести к дальнейшему совершенствованию имеющих размеры расстояний. Например, ширины кривой блеска обеспечивают меру диапазона звездных масс, которые производят Тип суперновинки Ia в каждой части вовремя, хорошо назад в историю вселенной».
Эта работа была поддержана Офисом САМКИ Науки и Фонда Гордона и Бетти Мур, и во Франции CNRS/IN2P3 (Национальный Центр Научного исследования, Национальный Институт Ядерных и Физики элементарных частиц), CNRS/INSU (CNRS Национальный Институт наук о Земле и Астрономии), и PNC (Programme National de Cosmologie).