Los astrónomos solían creer que todas las supernovas de Tipo 1a tenían esencialmente el mismo brillo. Esto es un problema, ya que este tipo de supernovas se usan como velas estándar, para determinar las distancias a través del Universo. Más recientemente, estas supernovas se han utilizado para calcular la fuerza misteriosa llamada energía oscura que parece estar acelerando la expansión del Universo.
Un grupo de científicos afiliados a la SuperNova Legacy Survey (SNLS) ha encontrado evidencia sorprendente de que hay más de un tipo de supernova Tipo Ia, una clase de estrellas en explosión que hasta ahora se consideraba esencialmente uniforme en todos los aspectos importantes. Supernova SNLS-03D3bb es más del doble de brillante que la mayoría de las supernovas de Tipo Ia pero tiene mucha menos energía cinética, y parece ser la mitad de masiva que un Tipo Ia típico.
Los autores principales del informe, que aparece en la edición del 21 de septiembre de Nature, incluyen a Andrew Howell, anteriormente de la División de Física en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y ahora en la Universidad de Toronto, y Peter Nugent, un astrofísico de Investigación Computacional del Laboratorio Berkeley. División. Otros autores principales son Mark Sullivan de la Universidad de Toronto y Richard Ellis del Instituto de Tecnología de California. Estos y muchos de los otros autores del artículo de Nature son miembros del Proyecto de Cosmología Supernova con sede en Berkeley Lab.
Debido a que casi todas las supernovas de Tipo Ia encontradas hasta ahora no solo son notablemente brillantes sino también notablemente uniformes en su brillo, son consideradas como las mejores "velas estándar" astronómicas para la medición a través de distancias cosmológicas. En 1998, después de observaciones de muchas supernovas de Tipo Ia distantes, el Proyecto de Cosmología de Supernova y el Equipo de Búsqueda de Supernovas High-Z rival anunciaron su descubrimiento de que la expansión del universo se está acelerando, un hallazgo que pronto se atribuiría a algo desconocido llamado oscuro energía, que llena el universo y se opone a la atracción gravitacional mutua de la materia.
"Se cree que las supernovas de tipo Ia son indicadores de distancia confiables porque tienen una cantidad estándar de combustible, el carbono y el oxígeno en una estrella enana blanca, y tienen un disparador uniforme", dice Nugent. "Se prevé que exploten cuando la masa de la enana blanca se acerque a la masa de Chandrasekhar, que es aproximadamente 1,4 veces la masa de nuestro sol. El hecho de que SNLS-03D3bb haya superado ese tipo de masa abre una caja de Pandora ".
¿Por qué la mayoría de las supernovas de tipo Ia son iguales?
La clasificación de los tipos de supernova se basa en sus espectros. Los espectros de tipo Ia no tienen líneas de hidrógeno pero sí líneas de absorción de silicio, una pista de la química de sus explosiones. Se cree que las progenitoras enanas blancas de las supernovas de tipo Ia, típicamente alrededor de dos tercios de la masa del sol, acumulan masa adicional de un compañero binario hasta que se acercan al límite de Chandrasekhar. El aumento de la presión hace que el carbono y el oxígeno en el centro de la estrella se fusionen, produciendo los elementos hasta níquel en la tabla periódica; La energía liberada en este proceso hace volar la estrella en pedazos en una explosión termonuclear titánica.
Se han observado algunas variaciones en las supernovas de tipo Ia, pero en su mayoría son reconciliables. Los tipos más brillantes tardan más en elevarse al brillo máximo y más en disminuir. Cuando las escalas de tiempo de las curvas de luz individuales se estiran para ajustarse a la norma, y el brillo se escala de acuerdo con el estiramiento, las curvas de luz Tipo Ia coinciden.
Las diferencias de brillo podrían deberse a diferentes proporciones de carbono y oxígeno en los progenitores, lo que resulta en diferentes cantidades finales de níquel en la explosión. La desintegración radiactiva del níquel en cobalto y luego hierro alimenta las curvas de luz óptica y de infrarrojo cercano de las supernovas de tipo Ia. Las diferencias en el brillo aparente también podrían ser productos de asimetría; Una explosión vista desde un ángulo puede ser ligeramente más tenue que desde otro.
Ninguna de estas posibles diferencias es suficiente para explicar el brillo extremo de la supernova SNLS-03D3bb, que es demasiado brillante para su "estiramiento" de curva de luz. Además, en la mayoría de las supernovas más brillantes, la materia expulsada de la explosión viaja a mayor velocidad; es decir, estas explosiones tienen más energía cinética. Pero la eyección de SNLS-03D3bb fue inusualmente lenta.
"Andy Howell puso dos y dos juntos y se dio cuenta de que SNLS-03D3bb debe tener una masa súper Chandrasekhar", dice Nugent.
La masa de evidencia
Una pista fueron los elementos necesarios para producir el brillo extra. "Toda la potencia en un Tipo Ia proviene de la quema de carbono y oxígeno en elementos más pesados, especialmente el níquel 56", dice Nugent. “Un tipo Ia de brillo normal genera aproximadamente el 60 por ciento de una masa solar de níquel 56, el resto son otros elementos. Pero SNLS-03D3bb es más del doble de brillante de lo normal; debe tener más del doble de níquel 56. La única forma de conseguirlo es con un progenitor que sea un 50 por ciento más masivo que la masa Chandrasekhar ".
El otro factor es la lentitud de la eyección de SNLS-03D3bb, como se detecta en el desplazamiento de líneas elementales en su espectro. La velocidad de la eyección de supernova depende de la energía cinética liberada en la explosión, que es la diferencia entre la energía liberada en la combustión termonuclear menos la energía de unión que actúa para mantener la estrella unida, una función de la masa de la estrella. Cuanto más masiva es la estrella, más lenta es la eyección.
Pero, ¿cómo podría un progenitor de carbono-oxígeno acumular masa mayor que el límite de Chandrasekhar sin explotar? Es posible que una estrella que gira muy rápido pueda ser más masiva. También es posible que dos enanas blancas, con una masa combinada muy por encima del límite de Chandrasekhar, puedan colisionar y explotar.
Nugent dice: "Una pista vino de nuestro coautor Mark Sullivan, quien en los datos de SNLS ya había encontrado dos tasas distintas para la producción de supernova Tipo Ia. Se pueden dividir crudamente en los que provienen de galaxias jóvenes en formación de estrellas y en las de galaxias viejas y muertas. Por lo tanto, hay indicios de que puede haber dos poblaciones de tipo Ia, con dos tipos de progenitores y dos caminos diferentes hacia la explosión ".
En las galaxias viejas y muertas, incluso las estrellas más grandes son pequeñas, explica Nugent. Es probable que los únicos tipos de supernovas de tipo Ia en estas galaxias sean el sistema binario, el aumento de masa, el tipo de masa de Chandrasekhar. Pero las galaxias jóvenes que forman estrellas producen objetos masivos y podrían ser ricas en sistemas binarios enanos blancos más enanos blancos, los llamados sistemas de "doble degeneración".
"Si el modelo de doble degeneración es correcto, tales sistemas siempre producirán explosiones súper-Chandrasekhar en estas galaxias muy jóvenes", dice Nugent.
Es más probable que se encuentren galaxias jóvenes en el universo primitivo y, por lo tanto, a mayores distancias. Dado que las supernovas de Tipo Ia distantes son cruciales para el esfuerzo de medir la evolución de la energía oscura, es esencial identificar claramente las supernovas de Tipo Ia que no se ajustan al modelo de masa de Chandrasekhar. Esto es fácil de hacer con un Tipo Ia tan extraño como SNLS-03D3bb, pero no todas las supernovas de Super-Chandrasekhar pueden ser tan obvias.
“Una forma de detectar las supernovas superchandrasekhar es midiendo la velocidad de expulsión y comparándola con el brillo. Otra forma es tomando múltiples espectros a medida que evoluciona la curva de luz. Desafortunadamente, tomar espectros es el mayor gasto en toda la búsqueda de estudios de energía oscura ”, dice Nugent. "Los diseñadores de estos experimentos tendrán que encontrar formas eficientes de eliminar las supernovas Super-Chandrasekhar de sus muestras".
Modelando las variaciones
En parte, con la esperanza de desarrollar una forma rápida y confiable de identificar las supernovas candidatas de Tipo Ia para la investigación cosmológica, Nugent y el coautor Richard Ellis inicialmente se acercaron a Sullivan y otros miembros del SNLS, con su gran base de datos de supernovas. Trabajando en el Centro de Computación Científica de National Energy Research (NERSC) con sede en Berkeley Lab, Nugent desarrolló un algoritmo que podría tomar un puñado de puntos de datos fotométricos al principio de la evolución de una supernova candidata, identificarla positivamente como un Tipo Ia y predecir con precisión Su tiempo de máximo brillo.
Uno de los primeros Tipo Ia estudiados de esta manera resultó ser SNLS-03D3bb. "Tenía una relación señal / ruido tan alta dado su desplazamiento al rojo que deberíamos haber sospechado desde el principio que iba a ser una supernova inusual", dice Nugent.
Nugent considera el descubrimiento de la primera supernova demostrable de Super-Chandrasekhar como una perspectiva emocionante: "Por primera vez desde 1993", cuando se desarrolló la relación de forma de curva de brillo versus curva de luz, "ahora tenemos una fuerte dirección para buscar la próxima parámetro que describe el brillo de una supernova de tipo Ia. Esta búsqueda puede llevarnos a una comprensión mucho mejor de sus progenitores y la sistemática de usarlos como sondas cosmológicas ".
Esta comprensión es uno de los objetivos principales del Consorcio de Astrofísica Computacional, encabezado por Stan Woosley de la Universidad de California en Santa Cruz y respaldado por la Oficina de Ciencia del Departamento de Energía a través del programa Scientific Discovery Through Advanced Computing (SciDAC), con Nugent y John Bell de la División de Investigación de Computación y NERSC entre los principales socios.
"El modelo de colapso estelar de 1931 de Chandrasekhar fue elegante y poderoso; le ganó el Premio Nobel ", dice Nugent. “Pero era un modelo unidimensional simple. Simplemente agregando rotación, uno puede superar la masa de Chandrasekhar, como él mismo reconoció ”.
Con los modelos bidimensionales y tridimensionales de las supernovas ahora posibles utilizando supercomputadoras, dice Nugent, es posible estudiar una gama más amplia de posibilidades de la naturaleza. “Ese es el objetivo de nuestro proyecto SciDAC, obtener los mejores modelos y los mejores datos de observación y combinarlos para empujar toda la bola de cera. Al final de este proyecto, sabremos todo lo que podemos saber sobre todo tipo de supernovas de tipo Ia ".
"Una supernova tipo Ia de una estrella enana blanca súper Chandrasekhar Mass", por D. Andrew Howell, 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 y Christopher J. Pritchett, aparecen en la edición del 21 de septiembre de Nature and está disponible en línea para suscriptores.
Berkeley Lab es un laboratorio nacional del Departamento de Energía de EE. UU. Ubicado en Berkeley, California. Realiza investigaciones científicas no clasificadas y es administrado por la Universidad de California. Visite nuestro sitio web en http://www.lbl.gov.
Fuente original: Comunicado de prensa de LBL
