Image Image Image Image Image Image Image Image Image Image

Новости астрономии и астрофизики — The Universe Times | 18.11.2017

Scroll to top

Top

Нет комментариев

Сверхновая Ia - Чандрасекар тут ни при чем

Сверхновая Ia — Чандрасекар тут ни при чем
shortstoryf

Шестнадцать лет назад две команды астрономов, занимающихся поискам сверхновых звезд, одна во главе с Солом Перлматтером из лаборатории Беркли, вторая, возглавляемая Брайаном Шмидтом из Австралийского национального университета, объявили об открытии ускоренного расширения вселенной. В дальнейшем, за эту теорию они получили Нобелевскую премию, поскольку комиссия посчитала что это эквивалентно открытию темной энергии. Обе группы ученых в своих исследованиях скорости расширения вселенной в разное время ее истории сравнивали яркость и красное смещение сверхновых звезд типа Ia, которые используются в качестве стандартных измерителей расстояний до их галактик.

Эти сверхновые звезды удивительны тем, что их взрывы всегда производят одинаковое количество световой энергии. Учитывая, что вспышка сверхновой Ia представляет собой мощный термоядерный взрыв белых карликов, в которых вся масса звезды упакована в размеры земной оболочки, постоянство световой энергии до сих пор поражает астрофизиков. Так или иначе, основываясь на этих данных, на их цвете и том, как быстро они исчезают, ученые научились стандартизировать эти взрывы с погрешностью в десять процентов и предсказывать расстояние до них достаточно точно. До недавнего времени астрофизики были уверены в том, что знают, как сверхновые типа Ia подобны друг другу. Но последние исследования в лаборатории Беркли показали, что эти предположения были ошибочными.

Общепризнанным в научном сообществе был факт того, что кислород-углеродные белые карлики, являющиеся прародителями сверхновых Ia, накапливают дополнительную массу, забирая ее от сопутствующей звезды-компаньона или сливаясь с другим белым карликом. Когда эта система приближается к пределу Чандрасекара, т.е. к верхнему пределу массы, при котором звезда может существовать как белый карлик, запускается термоядерный разгон вещества звезды. Как раз предел Чандрасекара и калибрует будущий взрыв сверхновой Ia.

«Предел Чандрасекара долго выдвигался космологами как наиболее вероятная причина того, почему сверхновые типа Ia так одинаковы в количестве выделяемой энергии и испускаемого света, а так же, что еще более важно, почему они не будут систематически изменяться при более высоких значениях красного смещения. Предел Чандрасекара установлен квантовой механикой и должен применяться одинаково, даже для самых отдаленных сверхновых», — слова космолога Грега Олдеринга, возглавляющего лабораторию по исследованию ближних сверхновых SNfactory.

Новый анализ нормальных сверхновых типа Ia, проведенный в лаборатории SNfactory, показал, что этого типа звезд фактически существует определенный диапазон масс: большинство звезд находятся в пределе Чандрасекара и немного ниже его, а приблизительно одному проценту каким-то образом удается преодолеть его.

Новый способ анализа взрывающихся звезд

Отдельные белые карлики широко распространены во вселенной,  но сами по себе они не могут превратиться в сверхновую Ia, поскольку невозможно достичь предела Чандрасекара естественным образом. Для этого потребуется наличие компаньона, создание двойной, а в некоторых случаях и тройной звездной системы. Ведь для термоядерного взрыва должно накопиться достаточное количество массы, которой белый карлик просто не обладает.

По последним данным, белые карлики, которые сформировались относительно недавно, могут набрать только 1.2 солнечных масс, а для достижения предела Чандрасекара звезде требуется 1.44 солнечных масс. Так вот, даже если сложить все факторы, в результате которых белый карлик сможет накапливать массу, получить недостающие 0.2 массы у него никак не получится. В свою очередь, астрофизики в этой теории пытаются доказать, что процесс слияния двух белых карликов так же не может сам по себе привести к взрыву сверхновой Ia, поскольку этот процесс довольно долгий и неясный, не понятно каким образом белые карлики должны сблизиться друг с другом, чтобы взорваться. В настоящей работе исследователи вполне серьезно утверждают, что если есть наблюдения за взрывами звезд до достижения массы Чандрасекара и что если достичь этой массы достаточно сложно, то стоит говорить о взрывах сверхновых с массой, ниже этого предела. Как раз все эти несоответствия и мотивировали ученых на то, чтобы просто отсеять модели взрывов сверхновых, которые не работают.

Анализ излучения Ia

Анализ излучения от взрывов сверхновых Ia (нижний график) показывает, что между собой они на самом деле отличаются по яркости, продолжительности и прочим факторам. Пунктирными линиями показаны теоретические модели, пытающиеся уловить связь между этими параметрами. На верхнем графике показано, что если звезды обладают одинаковой светимостью в начале графика, то ближе к концу по его структуре становится ясно, что она все таки различная, что обусловлено исключительно различиями в массе. Источник: Berkeley Lab

Исследователи из SNfactory определили полную энергию спектров взрывов 19 обыкновенных взрывов сверхновых Ia, 13 из них были зафиксированы учеными SNfactory, а 6 другими наблюдателями. В работе использовался спектрограф SNIFS (SuperNova Integral Field Spectrograph), установленный на 2.2-метровом телескопе Гавайского университета на горе Мауна-Кеа. Он был доработан для наблюдения в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах.

Во время взрыва сверхновой звезды оболочка белого карлика полностью разрушается. Таким образом, самый реальный способ узнать, сколько вещества было в прародителе — выполнить исследования спектрографом всей выброшенной массы. Это удалось достичь благодаря знаниям о структуре сверхновых звезд. Она является многоуровневой. Видимый нами свет сверхновой Ia образовался под действием радиоактивного никеля-56, который, в свою очередь, возник в результате сгорания углерода около ядра белого карлика. Сразу после взрыва, это радиационное излучение в виде гамма-лучей, поглощается внешними слоями звезды, которые состоят из железа и более легких элементов кремния и серы, которые сильно разогреваются и начинают светиться в видимом диапазоне.

Спустя месяц или два, по мере того, как внешние слои расширяются и рассеиваются, гамма-лучи могут вырваться в космическое пространство. Максимальная яркость сверхновой по сравнению с ее яркостью в конце жизненного цикла как раз определяется тем, сколько гамма-излучения поглощено и преобразовано в видимый свет, который, как уже сообщалось, определяется массой никеля-56 и другими элементами, упакованными слоями вокруг него. Затем ученые сравнили массу этого вещества и некоторых других факторов с известными кривыми блеска в плане формы графиков, широкий или узкий их диапазон, как быстро звезда достигает своего максимума, насколько яркая она в этот момент, насколько быстро или медленно затухает. А типичный метод стандартизации сверхновой Ia попросту сравнивает кривую блеска и спектры этих звезд.

«Бытует расхожее мнение, что ширина кривой блеска определяется исключительно массой никеля-56, тогда как наши результаты показывают, что должна быть более глубокая связь с выброшенной массой, или между количеством выброшенной массы и количеством никеля-56, появившегося в обычной сверхновой», — Ричард Скальцо из Австралийского национального университета.

Подводя черту

Грег Элдеринг суммирует накопленную информацию: «Белые карлики, взрывающиеся в виде сверхновых класса Ia, могут иметь определенный диапазон масс, поэтому видимая нами ширина кривой блеска непосредственно пропорциональная полной массе вещества, вовлеченного во взрыв».

Взрыв сверхновой Ia

Симуляция взрыва сверхновой типа Ia. Источник: Argonne National Laboratory / U.S. Department of Energy

Получается, что для сверхновой звезды, свет от которой потухает довольно быстро, прародителем является белый карлик с массой намного меньше предела Чандрасекара, но эта сверхновая будет все же относиться к типу Ia, ее яркость может быть точно стандартизирована. То же самое происходит и в «классическом» случае, когда масса достигает предела Чандрасекара и еще больше. Однако, для таких тяжеловесов, путь к сверхновой Ia существенно отличается, по сравнению с более легкими звездами. Как говорилось выше, в любом случае, белым карликам не достаточно собственной массы для взрыва сверхновой. Дело в том, что все белые карлики, и с большой массой и с малой, не могут взорваться сами по себе, им нужен «запал», которым является звезда-компаньон. Для таких двойных звезд, с массой больше предела Чандрасекара, слияния звезд делают существенную прибавку к массе, тут все ясно. В другом случае, звезда может аккумулировать вещество от компаньона, что заставляет ее вращаться настолько быстро, что угловой момент самостоятельно будет вести ее за предел Чандрасекара посредством большей плотности внутри раскручивающейся звезды.

Однако, не это главное. Куда более важными для космологов являются модели звезд с до критической массой. В этом случае углеродно-кислородный белый карлик может начать накапливать в себе гелий, который сильнее подвержен взрыву, по сравнению с углеродом. Результат — двойной взрыв. В другой модели звезды компаньоны попросту сталкиваются друг с другом, и происходит взрыв сверхновой. Существуют и другие модели взрывов сверхновых Ia, но это уже не важно, поскольку была убрана психологическая поддержка в лице предела критической массы. По мнению исследователей, их анализ сужает область поиска для теоретиков достаточно, чтобы соответствовать их моделям.

По информации лаборатории Беркли.

Оставьте комментарий

Добавить комментарий

Яндекс.Метрика Рейтинг@Mail.ru Лицензия Creative Commons «The Universe Times» Google