Gli astronomi credevano che tutte le supernovae di Tipo 1a fossero essenzialmente della stessa luminosità. Questo è un problema, poiché questo tipo di supernova viene utilizzato come candela standard per determinare le distanze in tutto l'Universo. Più di recente, queste supernovae sono state utilizzate per calcolare la forza misteriosa chiamata energia oscura che sembra accelerare l'espansione dell'Universo.
Un gruppo di scienziati affiliati al SuperNova Legacy Survey (SNLS) ha trovato prove sorprendenti che esiste più di un tipo di supernova di tipo Ia, una classe di stelle esplosive che fino ad ora è stata considerata sostanzialmente uniforme sotto tutti gli aspetti importanti. La Supernova SNLS-03D3bb è più del doppio della maggior parte delle supernovae di Tipo Ia ma ha molta meno energia cinetica e sembra essere di nuovo la metà massiccia di un tipico Tipo Ia.
Gli autori principali del rapporto, che appare nel numero di Nature del 21 settembre, includono Andrew Howell, ex divisione della fisica al Lawrence Berkeley National Laboratory e ora all'università di Toronto, e Peter Nugent, astrofisico della ricerca computazionale di Berkeley Lab Divisione. Altri autori principali sono Mark Sullivan dell'Università di Toronto e Richard Ellis del California Institute of Technology. Questi e molti altri autori dell'articolo di Nature sono membri del Supernova Cosmology Project con sede presso Berkeley Lab.
Poiché quasi tutte le supernove di tipo Ia finora trovate non sono solo straordinariamente luminose ma notevolmente uniformi nella loro luminosità, sono considerate le migliori "candele standard" astronomiche per la misurazione su distanze cosmologiche. Nel 1998, dopo l'osservazione di molte supernove di tipo Ia distanti, il Supernova Cosmology Project e il rivale High-Z Supernova Search Team hanno annunciato la loro scoperta che l'espansione dell'universo sta accelerando - una scoperta che presto verrebbe attribuita all'ignoto qualcosa chiamato oscurità energia, che riempie l'universo e si oppone alla reciproca attrazione gravitazionale della materia.
"Si ritiene che le supernovae di tipo Ia siano indicatori di distanza affidabili perché hanno una quantità standard di carburante - il carbonio e l'ossigeno in una stella nana bianca - e hanno un grilletto uniforme", afferma Nugent. "Si prevede che esplodano quando la massa della nana bianca si avvicina alla massa di Chandrasekhar, che è circa 1,4 volte la massa del nostro sole. Il fatto che SNLS-03D3bb sia ben al di sopra di quel tipo di massa apre una scatola di Pandora ".
Perché la maggior parte delle supernovae di tipo I sono uguali
La classificazione dei tipi di supernova si basa sui loro spettri. Gli spettri di tipo Ia non hanno linee di idrogeno ma hanno linee di assorbimento di silicio, un indizio sulla chimica delle loro esplosioni. Si pensa che i progenitori nani bianchi delle supernovae di tipo Ia, in genere circa i due terzi della massa del sole, accusino la massa aggiuntiva di un compagno binario fino a quando non si avvicinano al limite di Chandrasekhar. L'aumento della pressione provoca la fusione del carbonio e dell'ossigeno nel centro della stella, producendo gli elementi fino al nichel sulla tavola periodica; l'energia rilasciata in questo processo fa esplodere la stella in un'esplosione termonucleare titanica.
Alcune variazioni sono state osservate nelle supernovae di tipo Ia, ma sono per lo più riconciliabili. Il tipo Ia più luminoso impiega più tempo per aumentare alla massima luminosità e più a lungo per diminuire. Quando le scale temporali delle singole curve di luce vengono allungate per adattarsi alla norma e la luminosità viene ridimensionata in base all'allungamento, le curve di luce di tipo Ia corrispondono.
Le differenze di luminosità potrebbero essere dovute a rapporti diversi di carbonio e ossigeno nei progenitori, con conseguente diversa quantità finale di nichel nell'esplosione. Il decadimento radioattivo del nichel in cobalto e poi ferro alimenta le curve di luce ottica e del vicino infrarosso delle supernove di tipo Ia. Le differenze nella luminosità apparente potrebbero anche essere prodotti di asimmetria; un'esplosione vista da un angolo può essere leggermente più debole che da un altro.
Nessuna di queste possibili differenze è sufficiente per spiegare l'estrema luminosità della supernova SNLS-03D3bb, che è troppo luminosa per il suo "allungamento" della curva della luce. Inoltre, nella maggior parte delle supernove più luminose, la materia espulsa dall'esplosione viaggia a una velocità maggiore; cioè, queste esplosioni hanno più energia cinetica. Ma l'ejecta di SNLS-03D3bb era insolitamente lento.
"Andy Howell ha messo insieme due e due e ha realizzato che SNLS-03D3bb deve avere una massa super-Chandrasekhar", afferma Nugent.
La massa di prove
Un indizio era gli elementi necessari per produrre la luminosità extra. "Tutta la potenza di un Tipo Ia deriva dalla combustione di carbonio e ossigeno verso elementi più pesanti, in particolare il nichel 56", afferma Nugent. “Un tipo Ia di luminosità normale costituisce circa il 60 percento di una massa solare del valore di nichel 56, il resto è costituito da altri elementi. Ma SNLS-03D3bb è più del doppio della luminosità normale; deve avere più del doppio del nichel 56. L'unico modo per ottenerlo è con un progenitore che è il 50 percento più massiccio della massa di Chandrasekhar ".
L'altro fattore è la lentezza dell'ejecta di SNLS-03D3bb, rilevata nello spostamento delle linee elementali nel suo spettro. La velocità dell'ejecta della supernova dipende dall'energia cinetica rilasciata nell'esplosione, che è la differenza tra l'energia rilasciata nella combustione termonucleare meno l'energia di legame che agisce per tenere insieme la stella, una funzione della massa della stella. Più la stella è massiccia, più lenta l'ejecta.
Ma come può un progenitore di ossigeno-carbonio accumulare massa superiore al limite di Chandrasekhar senza esplodere? È possibile che una stella che gira molto rapidamente possa essere più massiccia. È anche possibile che due nane bianche, con una massa combinata ben oltre il limite di Chandrasekhar, possano scontrarsi ed esplodere.
Nugent afferma: “Un indizio è venuto dal nostro coautore Mark Sullivan, che nei dati SNLS aveva già trovato due tassi distinti per la produzione di supernova di tipo Ia. Possono essere grossolanamente suddivisi in quelli che provengono da giovani galassie che formano stelle e quelli di vecchie galassie morte. Quindi c'è un'indicazione che potrebbero esserci due popolazioni di tipo Ia, con due tipi di progenitori e due diversi percorsi di esplosione ".
Nelle vecchie galassie morte anche le stelle più grandi sono piccole, spiega Nugent. Gli unici tipi di supernovae di tipo Ia possibili in queste galassie sono probabilmente il sistema binario, ad accumulo di massa, tipo di massa di Chandrasekhar. Ma le giovani galassie stellari producono oggetti enormi e potrebbero essere ricche di sistemi binari nani bianchi e nani bianchi, i cosiddetti sistemi "a doppia degenerazione".
"Se il modello a doppia degenerazione è corretto, tali sistemi produrranno sempre esplosioni super-Chandrasekhar in queste giovanissime galassie", afferma Nugent.
È più probabile che si trovino giovani galassie nell'universo primordiale, e quindi a distanze maggiori. Poiché le supernovae di tipo Ia distanti sono cruciali per lo sforzo di misurare l'evoluzione dell'energia oscura, diventa essenziale identificare chiaramente le supernovae di tipo Ia che non si adattano al modello di massa di Chandrasekhar. Questo è facile da fare con un Tipo Ia strano come SNLS-03D3bb, ma non tutte le supernove super-Chandrasekhar possono essere così ovvie.
“Un modo per rilevare le supernove super-Chandrasekhar è misurare la velocità degli ejecta e confrontarla con la luminosità. Un altro modo è quello di prendere più spettri mentre la curva della luce si evolve. Sfortunatamente, prendere gli spettri è la spesa più grande per l'intero perseguimento di studi sull'energia oscura ", afferma Nugent. "I progettisti di questi esperimenti dovranno trovare modi efficaci per eliminare le supernove super-Chandrasekhar dai loro campioni".
Modellazione delle variazioni
Fu in parte nella speranza di sviluppare un modo rapido e affidabile per identificare le supernovae di tipo Ia candidate per la ricerca cosmologica che Nugent e il coautore Richard Ellis inizialmente affrontarono Sullivan e altri membri della SNLS, con la sua ampia base di dati di supernovae. Lavorando al National Energy Research Scientific Computing Center (NERSC) con sede a Berkeley Lab, Nugent ha sviluppato un algoritmo che potrebbe prendere una manciata di punti di dati fotometrici all'inizio dell'evoluzione di una supernova candidata, identificarla positivamente come Tipo Ia e prevedere con precisione è tempo di massima luminosità.
Uno dei primi di tipo Ia studiato in questo modo si è rivelato essere lo stesso SNLS-03D3bb. "Aveva un rapporto segnale-rumore così elevato dato il suo spostamento verso il rosso che avremmo dovuto sospettare fin dall'inizio che sarebbe stata una supernova insolita", dice Nugent.
Nugent considera la scoperta della prima supernova super-Chandrasekhar dimostrabile come una prospettiva entusiasmante: "Per la prima volta dal 1993" - quando fu sviluppata la relazione tra luminosità e forma della curva della luce - "ora abbiamo una forte direzione per cercare il prossimo parametro che descrive la luminosità di una supernova di tipo Ia. Questa ricerca può portarci a una comprensione molto migliore dei loro progenitori e della sistematica nell'usarli come sonde cosmologiche. "
Questa comprensione è uno dei principali obiettivi del consorzio di astrofisica computazionale, guidato da Stan Woosley dell'Università della California a Santa Cruz e supportato dal Dipartimento dell'Energia della Scienza attraverso il programma Scientific Discovery Through Advanced Computing (SciDAC), con Nugent e John Bell della divisione di ricerca computazionale e NERSC tra i principali partner.
"Il modello di crollo stellare del 1931 di Chandrasekhar era elegante e potente; gli è valso il premio Nobel ", afferma Nugent. “Ma era un semplice modello monodimensionale. Solo aggiungendo la rotazione si può superare la massa di Chandrasekhar, come lui stesso ha riconosciuto. "
Con i modelli 2-D e 3-D delle supernovae ora possibili utilizzando i supercomputer, afferma Nugent, è possibile studiare una gamma più ampia di possibilità della natura. "Questo è l'obiettivo del nostro progetto SciDAC, ottenere i migliori modelli e i migliori dati osservativi e combinarli per spingere l'intera sfera di cera. Alla fine di questo progetto, sapremo il massimo che possiamo sapere su tutti i tipi di supernovae di tipo Ia ".
"Una supernova di tipo Ia da una stella nana bianca di massa di Super Chandrasekhar", di 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 e Christopher J. Pritchett, appaiono nel numero di Nature and 21 del 21 settembre è disponibile online per gli abbonati.
Berkeley Lab è un laboratorio nazionale del Dipartimento dell'Energia degli Stati Uniti situato a Berkeley, in California. Conduce ricerche scientifiche non classificate ed è gestito dall'Università della California. Visitate il nostro sito Web all'indirizzo http://www.lbl.gov.
Fonte originale: Comunicato stampa LBL
