천문학 자들은 모든 Type 1a 초신성이 본질적으로 동일한 밝기라고 믿었습니다. 이런 종류의 초신성이 표준 양초로 사용되어 우주에서 거리를 결정하기 때문에 이것은 문제입니다. 가장 최근에, 이러한 초신성은 우주의 팽창을 가속화하는 것으로 보이는 암흑 에너지라는 신비한 힘을 계산하는 데 사용되었습니다.
SNLS (SuperNova Legacy Survey)와 제휴 한 한 과학자 그룹은 지금까지 모든 중요한 점에서 본질적으로 균일 한 것으로 여겨지는 폭발성 등급 인 Type Ia 초신성이 두 종류 이상이라는 놀라운 증거를 발견했습니다. 초신성 SNLS-03D3bb는 대부분의 Type Ia 초신성에 비해 2 배 이상 밝지 만 운동 에너지는 훨씬 적으며, 일반적인 Type Ia의 절반에 달하는 것으로 보입니다.
Nature의 9 월 21 일호에 실린이 보고서의 주요 저자로는 로렌스 버클리 국립 연구소의 물리학과 앤드류 하웰 (Andre Howell)과 토론토 대학 (University of Toronto)의 피터 노 젠트 (Peter Nugent), 버클리 연구소 (Berkeley Lab)의 전산 연구 (Computational Research)의 천체 물리학 자 등이 있습니다. 분할. 다른 주요 저자로는 토론토 대학의 Mark Sullivan과 캘리포니아 공과 대학의 Richard Ellis가 있습니다. Nature 논문의 다른 저자들은 Berkeley Lab에 기반을 둔 초신성 우주론 프로젝트의 일원입니다.
지금까지 발견 된 거의 모든 Type Ia 초신성이 밝게 밝을뿐만 아니라 밝기가 상당히 균일하기 때문에 우주 거리를 가로 질러 측정하기위한 최고의 천문학적 "표준 초"로 간주됩니다. 1998 년에 많은 먼 Type Ia 초신성을 관측 한 후 초신성 우주론 프로젝트와 경쟁사 인 High-Z 초신성 검색 팀은 우주의 확장이 가속화되고 있다는 사실을 발견했습니다. 우주를 채우고 물질의 상호 중력 적 매력에 반대하는 에너지.
Nugent는“유형 Ia 초신성은 표준적인 양의 연료 (백색 왜성 별의 탄소와 산소)가 있고 균일 한 방아쇠를 가지고 있기 때문에 신뢰할 수있는 거리 표시기로 생각됩니다. “흰 드워프의 질량이 찬드라 세 카르 질량에 가까워지면 폭발 할 것으로 예상되는데, 이는 태양 질량의 약 1.4 배입니다. SNLS-03D3bb가 대량의 종류보다 훨씬 뛰어나다는 사실은 판도라의 상자를 열어줍니다.”
대부분의 Type Ia 초신성이 동일한 이유
초신성 유형의 분류는 스펙트럼을 기반으로합니다. 유형 Ia 스펙트럼에는 수소 라인이 없지만 폭발의 화학 작용의 단서 인 실리콘 흡수 라인이 있습니다. 일반적으로 태양 질량의 약 2/3 인 Ia 초신성의 흰색 왜성 조상은 Chandrasekhar 한계에 도달 할 때까지 이진 컴패니언의 추가 질량을 증가시키는 것으로 생각됩니다. 압력이 증가하면 별 중심의 탄소와 산소가 융합되어 주기율표에서 니켈까지 원소가 생성됩니다. 이 과정에서 방출 된 에너지는 타이타닉 열핵 폭발로 별을 조각으로 날려 버립니다.
유형 Ia 초신성에서 일부 변형이 관찰되었지만, 대부분 조정 가능합니다. 더 밝은 유형 Ia는 최대 밝기로 상승하는 데 시간이 오래 걸리고 감소하는 데 더 오래 걸립니다. 개별 라이트 커브의 시간 스케일이 표준에 맞게 확장되고 밝기가 스트레치에 따라 스케일링되면 Type Ia 라이트 커브가 일치합니다.
밝기 차이는 전구 물질의 탄소와 산소 비율이 다르기 때문에 폭발 할 때 최종 니켈 양이 달라지기 때문입니다. 니켈의 방사성 붕괴는 코발트로 이어지고 철은 Ia 형 초신성의 광학 및 근적외선 광 곡선에 전력을 공급합니다. 겉보기 밝기의 차이는 비대칭의 결과 일 수도 있습니다. 한 각도에서 본 폭발은 다른 각도보다 약간 어두워 질 수 있습니다.
이러한 차이는 초신성 SNLS-03D3bb의 극도의 밝기를 설명하기에 충분하지 않습니다. 이는 광 곡선 "스트레치"에 비해 너무 밝습니다. 또한 가장 밝은 초신성에서 폭발에서 방출 된 물질은 더 빠른 속도로 이동합니다. 즉,이 폭발은 운동 에너지가 더 큽니다. 그러나 SNLS-03D3bb의 배출량은 비정상적으로 느 렸습니다.
Nugent는“Andy Howell은 2 개와 2 개를 합쳐서 SNLS-03D3bb가 최고 Chandrasekhar 질량을 가져야한다는 것을 깨달았습니다.
증거의 질량
한 가지 단서는 여분의 밝기를 생성하는 데 필요한 요소였습니다. Nugent는“Ia 형의 모든 힘은 탄소와 산소를 더 무거운 원소, 특히 니켈 56으로 태우는 데서 비롯됩니다. “정상 밝기의 Type Ia는 태양 질량의 니켈 56의 약 60 %를 차지하며 나머지는 다른 요소입니다. 그러나 SNLS-03D3bb는 일반보다 두 배 이상 밝습니다. 그것을 얻는 유일한 방법은 니켈 56의 두 배 이상이어야한다. 그것을 얻는 유일한 방법은 찬드라 세 카르 질량보다 50 % 더 큰 조상을 이용하는 것이다.”
다른 요소는 스펙트럼에서 원소 선의 이동에서 감지되는 SNLS-03D3bb의 방출 속도가 느리다는 것입니다. 초신성 방출의 속도는 폭발에서 방출되는 운동 에너지에 달려 있는데, 이는 열핵 연소에서 방출 된 에너지에서 별의 질량을 유지하는 작용을하는 별을 묶는 작용 에너지를 뺀 것의 차이입니다. 별이 더 무거울수록 방출 속도가 느려집니다.
그러나 어떻게 탄소-산소 전구체가 폭발하지 않고 어떻게 찬드라 세 카르 한계보다 더 큰 질량을 축적 할 수 있을까? 매우 빠르게 회전하는 별이 더 무거울 수 있습니다. 찬드라 세 카르 한계를 훨씬 능가하는 2 개의 백색 왜성이 충돌하고 폭발 할 수도 있습니다.
Nugent는“우리의 공동 저자 Mark Sullivan의 단서 중 하나는 SNLS 데이터에서 Type Ia 초신성 생산에 대해 이미 두 가지 다른 비율을 발견 한 것입니다. 그것들은 젊고 별을 형성하는 은하에서 나온 것과 은하수, 죽은 은하에서 나온 것으로 나눌 수 있습니다. 따라서 두 종류의 선조와 두 가지 다른 폭발 경로를 가진 두 가지 유형의 Ia 인구가 있다는 증거가 있습니다.”
오래된 은하계에서는 가장 큰 별조차도 작다고 Nugent는 설명했다. 이 은하들에서 가능한 유일한 종류의 Ia 초신성은 이진 시스템, 대량 축적, 찬드라 세 카르 질량 유형일 가능성이 높다. 그러나 어린 별 형성 은하들은 거대한 물체를 만들어 내고 백색 왜성과 백색 왜성 이진법, 이른바“이중 퇴화”시스템이 풍부 할 수있다.
Nugent는“이중 축퇴 모델이 옳다면, 이러한 시스템은이 아주 어린 은하에서 항상 초 찬드라 폭발을 일으킨다”고 말했다.
어린 은하들은 초기 우주에서 발견 될 가능성이 높으므로 더 먼 거리에 있습니다. 먼 Type Ia 초신성은 암흑 에너지의 진화를 측정하는 노력에 결정적이므로 Chandrasekhar-mass 모델에 맞지 않는 Type Ia 초신성을 명확하게 식별하는 것이 필수적입니다. 이것은 SNLS-03D3bb만큼 홀수 인 Type Ia로 쉽게 수행 할 수 있지만 모든 초 찬드라 세르 초신성이 그렇게 명백한 것은 아닙니다.
“슈퍼 첸 드라 세 카르 초신성을 감지하는 한 가지 방법은 배출 속도를 측정하고 밝기와 비교하는 것입니다. 또 다른 방법은 빛 곡선이 진화함에 따라 다중 스펙트럼을 취하는 것입니다. 불행히도, 스펙트럼을 취하는 것은 암 에너지 연구의 전체 추구에서 가장 큰 비용입니다.”라고 Nugent는 말합니다. "이 실험의 설계자들은 그들의 샘플에서 초-찬드라 세르 초신성을 제거하는 효율적인 방법을 찾아야 할 것입니다."
변형 모델링
Nugent와 공동 저자 인 Richard Ellis는 초기에 대규모의 초신성 데이터베이스를 사용하여 Sullivan과 SNLS의 다른 구성원들에게 접근 한 우주 연구를위한 후보 유형 Ia 초신성을 식별 할 수있는 빠르고 신뢰할 수있는 방법을 개발하고자했습니다. Nugent는 Berkeley Lab에있는 NERSC (National Energy Research Scientific Computing Center)에서 일하면서 후보 초신성의 진화 초기에 소수의 광도 데이터 포인트를 가져 와서이를 유형 Ia로 긍정적으로 식별하고 정확하게 예측할 수있는 알고리즘을 개발했습니다. 최대 밝기 시간.
이 방법으로 연구 한 최초의 Type Ia 중 하나는 SNLS-03D3bb 자체 인 것으로 밝혀졌습니다. 누젠트는“처음부터 비정상적인 초신성이 될 것으로 의심되는 레드 시프트를 감안할 때 신호 대 잡음비가 매우 높았다”고 말했다.
Nugent는 첫 번째 증명할 수있는 최고 Chandrasekhar 초신성의 발견을 흥미로운 전망으로 간주합니다.“1993 년 이후 처음으로”– 밝기 대 빛-곡선 모양 관계가 개발되었을 때 –“우리는 이제 다음을 찾을 강력한 방향을 가지고 있습니다. Type Ia 초신성의 밝기를 설명하는 파라미터. 이러한 탐색은 우리가 그들의 조상들과 그것들을 우주 탐사선으로 사용하는 체계에 대해 훨씬 더 잘 이해하게 할 수있다.”
이러한 이해는 산타 크루즈 캘리포니아 대학교의 스탠 우 슬리 (Stan Woosley)가 이끄는 Nugent와의 과학적 발견을 통한 과학적 발견을 통한 과학적 발견 (SciDAC) 프로그램을 통해 에너지학과에서 지원하는 전산 천체 물리학 컨소시엄의 주요 목표 중 하나입니다. Computation Research Division의 John Bell과 주요 파트너 중 NERSC입니다.
“Chandrasekhar의 1931 년 항성 붕괴 모델은 우아하고 강력했습니다. 그것은 그에게 노벨상을 수상했습니다.”라고 Nugent는 말합니다. “단순한 1 차원 모델이었습니다. 회전을 추가하는 것만으로도 찬드라 세 카르 질량을 능가 할 수 있습니다.”
Nugent에 따르면 이제 슈퍼 컴퓨터를 사용하여 초신성의 2D 및 3D 모델을 사용할 수 있으므로 더 넓은 범위의 자연 가능성을 연구 할 수 있습니다. “이것은 SciDAC 프로젝트의 목표입니다. 최고의 모델과 최고의 관측 데이터를 얻고 그것들을 결합하여 왁스 전체를 밀어내는 것입니다. 이 프로젝트가 끝나면 모든 유형 Ia 초신성에 대해 가장 많이 알 수있을 것입니다.”
앤드류 하웰 (D. Andrew Howell), 마크 설리번 (Mark Sullivan), 피터 E. 뉴 젠트 (Peter E. Nugent), 리차드 에스 엘리스 (Richard S. Ellis), 알렉산더 J. 콜리 (Alexander J. Conley), 데미안 르 보그 네 (Damien Le Borgne), 레이몬드 G. 칼 베르그 (Ramond G. Carlberg) Julien Guy, David Balam, Stephane Basa, Dominique Fouchez, Isobel M. Hook, Eric Y. Hsiao, James D. Neill, Reynald Pain, Kathryn M. Perret 및 Christopher J. Pritchett는 9 월 21 일호에 실 렸습니다. 구독자에게 온라인으로 제공됩니다.
버클리 랩은 캘리포니아 버클리에 위치한 미국 에너지 국 국립 연구소입니다. 그것은 분류되지 않은 과학적 연구를 수행하고 캘리포니아 대학에 의해 관리됩니다. 웹 사이트 http://www.lbl.gov를 방문하십시오.
원본 출처 : LBL 뉴스 릴리스
