Evrendeki en göz kamaştırıcı süpernova aslında antimadde tarafından patlatıldı
Yeniden yazdır lütfen önce iletişime geçin www.huanqiukexue.com
Bir bilim adamı yanlışlıkla çok sıra dışı bir süpernova keşfetti: parlaklığı ve süresi, bilinen diğer süpernovalardan çok daha yüksek. Parlaklığına göre hesaplanırsa, bu süpernovanın öncülü yıldızı son derece büyük olacak, kütle mevcut teorilerin tahminini aşacak ve mevcut evrende bulunmamalıdır. Bu ipucunun ardından bilim adamları daha da şaşırtıcı bir fenomeni keşfettiler: Bu süpernova aslında antimadde tarafından patlatıldı.
Yazan | Avishay Gal-Yam (Avishay Gal-Yam)
Tercüme | Xie Yi
Yazar hakkında: Avishay Gal-Yam, 2004 yılında İsrail'deki Tel Aviv Üniversitesi'nden astrofizik alanında doktora derecesi ile mezun oldu. California Teknoloji Enstitüsü'nde Hubble doktora sonrası araştırmacısıydı.
En yüksek enerjiye sahip süpernova patladığında dehşet verici bir ışık yayacak.Sahne son derece şok edici ve muhteşem ve açığa çıkan enerji, çevresindeki gezegenlerin tüm uygarlıklarını yok etmeye yetiyor.
2005 yılının ortalarında, Mauna Kea, Hawaii, ABD'deki Keck Gözlemevi, iki "ikiz" teleskoptan birine yükseltmeyi tamamladı. Yükseltilmiş teleskop, atmosferik türbülansı otomatik olarak düzelterek Hubble Uzay Teleskobu gibi keskin ve net görüntüler çekebilir. California Teknoloji Enstitüsü'nden Shrinivas Kulkarni, okulundaki genç akademisyenlerin (bu makalenin yazarı onlardan biridir) gözlem süresi için mümkün olan en kısa sürede başvurmalarını şiddetle tavsiye ediyor. Astronomi topluluğundaki diğer bilim adamlarının bu teleskopun ne kadar güçlü olduğunu anladıklarında, teleskopa başvurmanın çok zor olacağı konusunda uyardı.
Bu tavsiyeye uyarak, ben, doktora sonrası araştırmacılar Derek Fox ve Doug Leonard ile birlikte, daha önce neredeyse sadece Hubble Uzay Teleskobu ile mümkün olan bir araştırma türünü denemek istedim. : Süpernovanın öncülünü arayın. Başka bir deyişle, yıldızların patlamak üzereyken nasıl görüneceğini bilmek istiyoruz.
On yıllardır teorisyenler, ne tür gök cisimlerinin süpernova olacağını tahmin edebiliyorlar. Örneğin, parlak mavi yıldızların yakında patlayacağını biliyorlar, ancak gökbilimciler için "yakında" milyonlarca yıl anlamına geliyor. Bu nedenle, yıldız patlamalarının tüm sürecini gözlemlemek bize süpernovaları daha iyi anlamamızı sağlasa da, belli bir yıldızı izlemek ve gözlemlemek gerçekçi değildir.
Keck teleskopunun (yani yükseltilmiş teleskopun) bize yardımcı olabileceğine inanıyoruz ve ayrıca Kasım 2005'te bir gece için gözlem zamanı elde ettik. Hawaii'nin Büyük Adası'na uçtuğumda, hava durumu konusunda çok endişeliydim çünkü bu yeni yöntemi denemek için sadece bir şansımız vardı. Neyse ki gökyüzü güzeldi ve o gece gözlem beni bir araştırma yoluna soktu. Bu yol boyunca nihayet büyük yıldızların nasıl olabileceği ve bu dev yıldızların nasıl öldüğü hakkındaki bazı geleneksel fikirleri alt üst ettim.
O zamanlar birçok bilim insanı, çok büyük yıldızların patlamayacağına, yıldız rüzgarıyla malzeme kaybedeceğine ve yavaş yavaş küçüleceğine inanıyordu. Aslında, teorik astrofizikçilerin çoğu, bu güçlü yıldız rüzgarları nedeniyle bugün evrendeki yıldızların çok fazla büyüyemeyeceğini, kütlelerinin 100 güneş kütlesini geçmeyeceğini söyleyecektir.
Bununla birlikte, Hawaii'deki gözlemlerimize dayanarak, mevcut evrende gerçekten de en az 200 güneş kütlesinde yıldız olduğunu ve evrendeki en şiddetli patlamayla yaşamlarını sona erdireceklerini yavaş yavaş fark ettik. Şaşırtıcı bir şekilde, bu yıldızlardan bazılarının Gökbilimcilerin daha önce hiç görmediği bir şekilde patlayacak Bu patlama ve yıldızın merkezi Antimadde ilişkili.
Evrenin ilk zamanlarında, bu kadar büyük ve hatta daha büyük yıldızlar, orijinal gazdan oluşan ilk nesil gök cisimleriydi. Bu nedenle, patlatma biçimleri, ürettikleri kimyasal elementlerin çevredeki evrene nasıl yayıldığını ve nihayetinde bugünün yıldızları, gezegenleri ve insanları için tohum ekdiğini bize söyleyebilir.
İmkansız başlangıç
"Keck" i kullanmaya başladığımızda, Fox ve Leonard ve ben patlayan bir süpernovayı gözlemlemek ve ardından yıldızın patlamasından önceki görüntüyü bulmak için "Hubble" tarafından çekilen görüntülere bakmak istedik. Bu nedenle, bu süpernova, Hubble tarafından fotoğraflanan birçok galakside bulunmalıdır. Hubble'ın çektiği fotoğraflarda hedef yıldızı bulmanın zorluğu, milyarlarca yıldız içeren bir galakside hangi yıldızın patladığını bulmamız gerektiğidir. Bunu yapabilmek için süpernovanın konumunu yüksek doğrulukla ölçmemiz gerekiyor. "Keck" teleskopundaki uyarlanabilir optik sistemi olmadan, bu çalışma yalnızca "Hubble" aracılığıyla gerçekleştirilebilir. Dahası, "Hubble" ile bile, bu görev son derece zordur.Astronomlar daha önce yalnızca üç öncül yıldızı başarılı bir şekilde tanımladılar.
O zamanlar hala patlama aşamasında olan süpernovalar arasında SN 2005gl adını verdik. Diğer bilim adamları bunun kötü bir seçim olduğunu düşünebilirler: genellikle, süpernova öncü yıldızları arayan bilim adamları genellikle yalnızca Dünya'nın 60 milyon ışıkyılı içindeki gök cisimlerine odaklanırlar ve SN 2005gl ile Dünya arasındaki mesafe bu sayının üç katından fazladır Yaklaşık 200 milyon ışıkyılı. Bizim için bu süpernovanın öncül yıldızını Hubble'ın çektiği görüntülerde bulabilmek için yıldızın şimdiye kadar gözlemlenen en parlak yıldızlardan biri olması gerekir. Başarı olasılığı çok küçük, ancak bazen büyük getiri elde etmek için uzun vadeli bir bakış açısına sahip olmak zorunda olduğumuzu hissediyoruz.
Maceramız karşılığını verdi. "Keck" gözlem verilerini kullanarak SN 2005gl'nin konumunu ölçtükten sonra, "Hubble" tarafından çekilen bir fotoğrafı kontrol ettik ve resimde bir yıldıza benzer bir şey gördük - henüz emin değiliz. Eğer bir yıldızsa, parlaklığı (belki güneşin 1 milyon katı), güneşin 100 katı büyük bir yıldız olduğunu gösterir. Bununla birlikte, böyle bir kütleye sahip bir yıldızın hiç patlamaması gerektiğine dair genel kabul gören görüşü dikkate alırsanız, çoğu gökbilimci bu resimdeki ışık noktasının daha küçük, sönük yıldızlardan oluşabileceğini düşünecektir. Yıldız kümeleri, birlikte gördüğümüz parlaklığı üretirler. Verilerimiz o zaman bu olasılığı ekarte edemezdi.
Başka bir garip patlama
Elimizdeki kanıt kesin olmasa da, büyük yıldızların ölümüne ilişkin gözlemsel kanıtlar bulmakla giderek daha fazla ilgileniyorum. Bununla birlikte, bilimsel araştırmada, nihai cevaba giden düzgün bir yol nadiren vardır. 2006'da şans eseri inanılmaz bir keşif yaptım: Bu keşif sadece dev yıldızların süpernovaları patlatacağını ima etmekle kalmadı, aynı zamanda inanılmaz şekillerde patladı. Bu bana tamamen farklı bir yıldız patlamasını hatırlattı. Gama ışını patlaması (Gama ışını patlaması).
Bu keşif yeni bir bölüm açtı ve her şey 2006'da Keck Gözlemevi'nde geçirdiğimiz başka bir geceyle başladı. Ama o gece Tanrı işbirliği yapmadı ve hava berbattı. Teleskopu kontrol eden bilgisayarın başına oturdum ve birkaç saat bekledim.
Tam bu uzun yolculuğun hiçbir şey olmayacağını düşünmeye başladığımda bulutlar inceldi. Gökyüzü tamamen açık olmasa da bazı yıldızlar görülebilir. O sırada görülebilen en parlak süpernovayı, yani son derece parlak olanı gözlemlemeye karar verdim. SN 2006gy Geçen 8 gün içinde, Austin'deki Texas Üniversitesi'nden Robert Quimby, bu süpernovayı gözlemlemek için Keck teleskopunun 1 / 20'sinden daha az bir teleskop kullandı. Gözlem için zamanı yakaladım. Bulutların tekrar kalınlaşması sadece 15 dakika olmuştu ve artık herhangi bir incelme belirtisi yoktu. Bu gece hurda olarak kabul edildi.
Ancak daha sonra, California Institute of Technology'de Eran Ofek liderliğindeki bir ekip olan meslektaşım, elde ettiğim verileri analiz etti. Sonuçlar, SN2006gy'nin Tarihte gözlemlendi En parlak süpernova patlaması. O sırada Berkeley'deki California Üniversitesi'nde bulunan Nathan Smith tarafından yapılan benzer bir çalışma da bu sonuca vardı. Ama mantıklı değil. Bildiğimiz süpernovaların hiçbiri bu kadar parlaklığa sahip değil. SN 2006gy'nin bulunduğu galaksi "Hubble" daha önce fotoğraflanmadı, bu yüzden selefi yıldızını dikkatlice inceleyemeyiz. Ancak patlamanın şiddetine bakılırsa, bu yıldızın kütlesi en azından güneşin kütlesi olabilir. 100 kere .
Şaşırtıcı parlaklık: Yazar ve işbirlikçileri tarafından son birkaç yılda gözlemlenen bazı süpernova patlamaları, o zamanlar bilim adamları tarafından gözlemlenen en şiddetli patlamalar olduğunu kanıtladı. 2006'da rekor düzeyde parlaklığa sahip bir süpernova (pembe) gözlemlediler. 2009'da daha parlak bir süpernova (turuncu) gözlemlediler, ancak bu süpernovalar nispeten hızlı bir şekilde söndü. 2007'de gözlemledikleri diğer süpernova, parlaklık açısından en yüksek değildi, ancak en fazla enerjiyi (sarı) saldı. Bilim adamları, bu tür yeni süpernova patlamalarının çok büyük yıldızlarda meydana geldiğine inanıyor.
Bu parlaklık seviyesi için, ikisi güvenilir görünen birkaç olası açıklamayı değerlendirdik. İlk açıklama, Bu aşırı parlaklık, şok dalgasının termal radyasyonundan kaynaklanmaktadır. Ve şok dalgası, süpernova patlamasından kaynaklanan enkaz, yıldız patlamadan ve yıldız rüzgarını süpürmeden önce yavaş yavaş esen yıldız rüzgarına yetiştiğinde üretilir. Düşündüğümüz ikinci olası açıklama radyoaktivite . Süpernova, çoğu radyoizotop olan yeni elementler sentezleyecek ve bunlar daha sonra diğer daha kararlı elementlere dönüşecek. Belki de yıldızın şiddetli patlaması büyük miktarda radyoaktif madde sentezlemiştir ve bu malzemenin yavaşça bozunması, genişleyen yıldız kalıntı bulutuna enerji enjekte ederek sürekli olarak floresans yaymasına neden olmuştur. fakat , Ne tür bir gök cismi, böylesine korkunç bir parlaklığı açıklamaya yetecek kadar radyoaktif madde üretebilir?
Bu soru bizi çok ilgilendiriyor. Bu soruyu cevaplamak için geçmiş teorik araştırmaları gözden geçirmeye başladık. 1960'ların sonlarında üç astrofizikçi Gideon Rakavy, Giora Shaviv ve Zalman Barkat tarafından yayınlanan bir makale Kağıt dikkatimizi çekti ve bir Yıldızları patlatmanın yeni yolu .
Yıldızlar ışık yayarlar çünkü çekirdekler aşırı derecede yoğun ve aşırı sıcaktır, hidrojen atomlarının helyum ve daha ağır elementlere kaynaşarak enerji açığa çıkarmasına izin verir. Bu iki parametre, yoğunluk ve sıcaklık, genellikle büyük bir yıldızın çekirdeğinin fiziksel durumunu ve gelişimini kontrol eder. Genellikle, zaman geçtikçe, bir yıldızın çekirdeği daha yoğun hale gelir ve sıcaklık yükselir ve yükselir ve reaksiyon koşulları birbiri ardına eşiği geçerek çekirdekteki maddenin daha ağır ve daha ağır elementlere dönüşmesine neden olur. Helyumdan karbona, sonra karbondan oksijene ... Yıldızın çekirdeğinin yanmasının sıcaklığı ve basıncı ne kadar etkilediğine bağlı olarak, her reaksiyon aşaması binlerce ila milyarlarca yıl sürebilir.
Rakawi ve meslektaşları, kütlesi güneşin yüzlerce kez evrimleştiği ve çekirdeğinin çoğu oksijenden oluştuğu zaman ne olacağını hesapladılar. Daha küçük yıldızlarda, bundan sonra ne olacağını biliyoruz: yıldız küçülecek ve koşullar izin verene kadar çekirdek ısınacak, Oksijen füzyonu silikona dönüşür. Ancak bir hiperjiyantta teori, yıldız çekirdeğinin yerçekimi etkisi altında küçüleceğine ve sıcaklığın artacağına, ancak yoğunluğun çok büyük olmayacağına inanıyor. Yani bu durumda, oksijen füzyonu gerçekleşmeyecek, ancak başka bir şey olacak: fizikçiler Çift oluşturma (Çift üretimi).
Yeterince yüksek sıcaklığa sahip bir maddede, nükleonlar ve elektronlar gibi yüksek enerjili parçacıklar, çok yüksek enerjili ışık yayarlar - fotonların yüksek enerjisi nedeniyle, gama ışını bandında bulunurlar. Ünlü Einstein kütle-enerji denklemi E = mc2'ye göre, iki aşırı yüksek enerjili foton çarpışırsa, kendiliğinden diğer parçacık çiftlerine, özellikle elektron ve onun antimadde pozitronundan oluşan pozitron-elektron çiftine dönüşeceklerdir. . Sonuç olarak, fotonun taşıdığı enerjinin çoğu maddi forma dönüşecektir. Sonuç, elektronların ve pozitronların kendilerini üreten fotonlardan çok daha düşük bir basınca sahip olmaları: çünkü kendi ağırlıklarına sahipler. Çok büyük bir yıldızın çekirdeğinde böyle bir durum meydana gelirse, sanki boşaltma valfi açılmış gibi basıncı aniden düşecektir. Önceden, iç basınç yıldızın kendi yerçekimi altında çökmesini engelliyordu, ama şimdi, Yıldızın çekirdeği kararsız hale gelecek ve hızla küçülmeye başlayacak.
Yıldızların yükselen çekirdek yoğunluğu, Oksijen füzyonunu tetikleyecek . Kararlı koşulların aksine, çökmüş çekirdekte reaksiyon koşulları oksijen füzyon eşiğini aşmıştır, bu nedenle bu tetik patlayıcıdır: füzyon tarafından açığa çıkan nükleer enerji çekirdekteki malzemeyi daha da ısıtacak ve bu da sonuçta "Kontrol dışı" bir reaksiyon zinciri oluşturarak nükleer füzyonu hızlandırın. Bu yıldız çok kısa bir süre içinde büyük miktarda oksijen yakacak - sadece birkaç dakika ve açığa çıkan enerji tüm yerçekimi enerjisini aşacak. Bu nedenle, tipik bir süpernova patlaması nötron yıldızlarını, kara delikleri ve diğer kalıntıları bırakacak olsa da, bu tür bir patlamada, Gök cisimleri tamamen havaya uçacak . Geriye kalan tek şey, büyük ölçüde bu patlamada sentezlenen elementlerden oluşan, hızla genişleyen bir bulutsu.
Üç astrofizikçi, bu tür bir göksel olayda-elektron-pozitron çiftlerinin oluşumuna bağlı olarak yıldızın dengesizleştiğini, bu nedenle buna " Kararsız süpernova için "(Çift kararsızlık süpernova), diğer görece ağır elementler üretmenin yanı sıra, büyük miktarda nikel 56 da üretecektir. Nikel 56'nın çekirdeği çok sıkıdır. Radyoaktif olmasına rağmen, sonunda radyoaktif olmayan demir oluşturacaktır. SN 2006gy'nin önceki yıldızında bir süreç meydana geldi Nikel 56'nın bozulmasının bu süpernovanın yüksek parlaklığını açıklayabileceğine inanıyoruz.
Bu üç astrofizikçinin teorileri doğru olsa da, on yıllar boyunca fikir birliği, varsayımsal süreçlerinin aslında doğada gerçekleşmediğidir. Yıldız oluşumunu ve evrimi inceleyen teorisyenler, Böylesine muazzam bir kütleye sahip bir yıldız, en azından bugünün evreninde hiç oluşmamalı . Oluşsalar bile, güçlü yıldız rüzgarlarını patlatacaklar ve malzemenin çoğunu çabucak kaybedecekler, bu da çekirdek kütlesini "çift dengesizliği" üretmek için yetersiz hale getiriyor. Big Bang'den 1 milyar yıldan az bir süre sonra durum farklı. O zaman, birinci nesil yıldızların kütlesi, "karşı-istikrarsızlık" süpernova formunda patlayacak kadar büyük olabilir.
Aynı zamanda, SN 2006gy gökbilimciler arasında büyük bir hit oldu ve daha fazla insan ilgili gözlemler ve teorik araştırmalar yapmaya başladı. İronik bir şekilde, SN 2006gy yüzünden olmasına rağmen, biz ve süpernova araştırması alanındaki diğer bilim adamları, "istikrarsızlık modelini" yeniden düşünmeye başladık, ancak sonunda bu astronomik olayın özellikleri, yani SN 2006gy'nin parlaklığı Belirli bir zaman kısma yöntemi nikel radyoaktivitesiyle eşleşmiyor gibi görünüyor. "Dengesizliğe" patlamada, ışığın çoğu patlamanın kendisinden değil, patlayarak sentezlenen nikel 56 ve diğer radyoizotoplardan gelmelidir. Radyoaktivite derinlemesine çalışılmıştır Bu süreçte bozulma öngörülebilir ve kademeli bir hızda ilerleyecektir. Ancak SN 2006gy, birkaç ay parlak olduktan sonra, aniden ortadan kayboldu. Bu ani kaybolma gösteriyor ki SN2006gy, radyoaktivite tarafından yönlendirilmeyecek, bir "çift istikrarsızlık" süpernova olması muhtemel değil Öne sürdüğümüz bir başka olasılık - bu süpernovanın alışılmadık parlaklığı, gökbilimciler tarafından kabul edilmeye başlanan şok dalgalarından geliyor. Ancak bu sefer "istikrarsızlık" süpernovasını kaçırdım ve bu tür süpernovaların sinyallerine duyarlı hale geldim.
İnanılmaz keşif
Hawaii'deki o şanssız geceden birkaç ay sonra tatil için Colorado, ABD'ye gittim. Ancak, tatilim daha yeni başlamıştı ve Amerika Birleşik Devletlerindeki Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarından Peter Nugentten gelen bir e-posta ile kesintiye uğradı. O sırada Nugent ve ben uzun bir hazırlık döneminden sonra büyük ölçekli bir süpernova arama programına yeni başlamıştık.Bana gönderdiği şey tuhaf bir spektruma sahip bir süpernovaydı. Daha önce böyle bir süpernova görmemiştim.
Doğada, her elementin atomları belirli bir dalga boyundaki ışığı emer ve yayar, böylece gök cisimlerinin spektrumu, ışıldayan maddelerin kimyasal bileşimi hakkında bilgi sağlayabilir. SN 2007bi spektrumu Nugent tarafından gönderilen gök cismi şunu gösteriyor: Bu süpernovanın temel bileşimi çok garip ve sıcaklık son derece yüksek.
California Teknoloji Enstitüsü'ne döndükten sonra, bu süpernovanın evrimini izlemeye devam ettim. Parlaklığı, tipik bir süpernovanın yaklaşık 10 katıdır ve uzun süre muhafaza edilebilir. : Birkaç günden birkaç haftaya ve birkaç haftadan birkaç aya kadar, karanlık olmaya isteksiz görünüyor. Bunun aradığım "karşı-istikrarsızlık" süpernovası olduğuna giderek daha fazla ikna oldum - gözümüzün önünden kaybolması bir yıldan fazla sürdü. Ancak açıklamamı desteklemek için daha fazla veriye ihtiyacım var.
2007'den 2008'e kadar, birkaç iş arkadaşımla birlikte Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü Palomar Gözlemevi'ndeki teleskopu SN 2007bi'yi gözlemlemek için kullanıyoruz. Bu süpernovanın keşfedilmesinden yaklaşık bir yıl sonra, karanlık hale geldikçe, California Teknoloji Enstitüsü'nden Richard Ellis ve Kurkani adlı iki meslektaşımdan Keck Gözlemevi'ni kullanmalarını istedim. Bunu Amerika Birleşik Devletleri'nde büyük bir teleskopla gözlemlemek için - e-postada, onlara "bu süpernovanın hiçbir şekilde kapsanmadığını" garanti ettim.
Aynı zamanda İsrail'deki Weizmann Bilim Enstitüsü'nde çalışmaya geri döndüm. Ağustos 2008'de Kurkani ve yüksek lisans öğrencisi Mansi Kasliwal bana SN2007bi'nin en son spektrumunu gönderdi. İlk kez kaba bir analiz yaptığımda, gördüklerime inanamadım. Bu spektrumu defalarca analiz ettim, ancak sonuçlar hep aynıydı: Patlaması sırasında üretilen nikel miktarı şaşırtıcıydı, 5 ila 7 güneş kütlesine eşdeğerdi. Bu sayı önceki gözlemlerin 10 katından fazladır, bu tam olarak "istikrarsızlık" süpernova patlamasında beklediğimiz nikel 56 miktarıdır. O gece, bu keşfin potansiyel önemini düşünerek dairede ileri geri yürüdüm. Eşim bana garip bir şekilde baktı ve sorunun ne olduğunu sordu, "Sanırım büyük bir keşif yaptım" dedim.
2008'in sonunda Max Planck Astrofizik Enstitüsü'nden Paolo Mazzali ile işbirliği yapmak için Almanya, Garching'e gittim. Mazzali, süpernova spektrumlarının kantitatif analizinde dünya çapında bir uzmandır.Kaba analizle elde ettiğim sonuçları kontrol edebilir. Ayrıca başka bir büyük ölçekli ekipman olan Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin Çok Büyük Teleskobu'ndan elde edilen faydalı verilere sahiptir. Mazzali analiz programını yürüttüğünde birlikte ofisinde oturduk. Evet! Nihai sonuç, analizimle tutarlı: Üretilen nikel (56) miktarı, çok sayıda güneş kütlesine eşittir ve patlama tarafından üretilen çeşitli elementlerin miktarı da "kararsızlık" modelinin tahminleriyle tutarlıdır.
sonuçları doğrula
"Karşılık gelen istikrarsızlık" süpernova keşfettiğimizden oldukça emin olsam da, İsrail'e döndüğümde verileri birkaç ay boşta bıraktım çünkü başlangıçta SN 2005gl'yi incelemek için başka bir projeyle meşguldüm. Tam da bu süpernova yüzünden "kontra-istikrarsızlık" süpernovasını incelemeye başladım. 2005'in sonunda, Fox ve Leonard ve ben SN 2005gl'nin muhtemel öncülünü bulduğumuzda, bunun tek bir yıldız mı yoksa bir yıldız kümesi mi olduğundan emin değildik. Bugün, üç yıl sonra, süpernova ortadan kayboldu, ancak yine de basit bir deney yapabileceğimizi fark ettim: aday yıldız SN 2005gl'nin öncülü değilse, yine de orada olmalı. Yani Leonard ve ben Hubble'ı yeniden gözlemlemek için kullandık.
2008'in sonunda nihayet ikna olduk: O yıldız gitti . Bu nedenle, SN2005gl'nin önceki yıldızı, gerçekten de oldukça parlak bir yıldızdır ve muhtemelen kayda değer bir kütleye sahiptir - Samanyolu'ndaki en büyük mavi dev yıldızlardan birinin ikiz kardeşi.
Bu nedenle, süper yıldızlarla ilgili yaygın teori - patlamadan önce kütlelerinin çoğunu kaybederler - en azından bu durumda yanlıştır. Bazı çok parlak ve devasa yıldızlar var ve kütlelerini kaybetmeden önce patlayacaklar. Kütle kaybı teorisi yanlışsa, o zaman belki bazı üstdev yıldızlar hala var olurlar ve sonunda "karşı-istikrarsızlık" süpernovaları şeklinde patlayacaklar.
Şimdi, "istikrarsızlık" patlamasının daha güvenilir kanıtlarını bulmak için SN 2007bi'yi "yeniden ziyaret edeceğim". İş arkadaşlarım ve ben, SN 2007bi'nin bir "istikrarsızlık" süpernova olduğu sonucunu doğrulamak için düşünebildiğimiz her yöntemi kullandık. Bu süpernovanın spektrumunu analiz ettik ve parlaklığı zamanla değişiyor. Ayrıca önceki ve mevcut yıldız patlaması modellerini de karşılaştırdık. 2009'un sonlarına doğru, tüm kanıtlar aynı sonuca işaret ediyordu: SN 2007bi için en mantıklı ve neredeyse tek açıklama şudur: Bu bir "çift istikrarsızlık" süpernovasıdır . İki yıldan fazla süren araştırmalardan sonra, nihayet sonuçları yayınlamanın zamanı geldi.
Şimdi, "kontrast istikrarsızlık" süpernova olma olasılığı en yüksek olan üç aday daha bulduk. Bu süpernovalar çok nadirdir - sadece 100.000 süpernovada 1, önceki yıldızlarının en az 140 olması ve hatta 200 güneş kütlesinin ağırlığında olması gerekir. Kimyasal elementler üreten ve bilim dünyasında bilinen en şiddetli patlamaları üretebilen dev fabrikalardır, hatta "hypernovae" ismine layıktırlar.
Belki de bu tür yeni süpernova ile ilgili en çekici şey, bize erken evren hakkında bir fikir vermesidir. Big Bang'den yaklaşık 100 milyon yıl sonra parlamaya başlayan ilk nesil yıldızlar, 100 güneş kütlesine, hatta 1000 güneş kütlesine kadar ağırlığa sahip olabilir. Bu dev gök cisimlerinin bazıları bir "çift istikrarsızlık" mekanizmasıyla patlayabilir. Bu nedenle, bu eski süpernovalar, evrende birçok ağır element bırakarak ve güneşimiz ve dünyamız da dahil olmak üzere yıldızları ve gezegenleri şekillendirerek evrende patlayan ilk gök cisimleri olabilir.
Gözlemlerimiz sadece yıldızların patlamasının yeni bir yolunu desteklemekle kalmıyor, aynı zamanda Modern evrende noktalı bazı süper yıldızlar da olabilir. Yalnızca hidrojen ve helyumla dolu bir ortamda bir yıldız, orijinal yıldızın boyutuna ulaşabilir. Yıldız nükleer füzyonunun ürettiği ağır elementler evreni "kirletir" ve yıldızların birikmesini engeller: Eğer ağır elementler varsa, yıldız daha hızlı çöker, nükleer füzyonu daha erken tetikler ve etrafındaki herhangi bir artık gaz havaya uçar. Ancak yıldızların büyümesinin ağır elementler tarafından engellenmesinin astrofizikçilerin bir zamanlar düşündüğü kadar güçlü olmadığı açıktır.
Nugent ve benim 2007'de başlattığımız süpernova araştırma programı halihazırda faaliyettedir (Palomar TransientFactory, Palomar Observatory veya Palomar Transient Factory). Bu projenin bir parçası olarak, diğer "kontrast kararsızlığı" süpernovaları arıyoruz. Aslında, SN 2007bi'ye çok benzeyen birkaç aday süpernova keşfettik. Veri birikimiyle birlikte, bu tür yıldızların patlamasına ve onlardan üretilen ağır elementlere ilişkin anlayışımız da derinleşiyor. NASAnın yeni nesil teleskopu, James Webb Uzay Teleskobu gibi gelecekteki enstrümanlar, son derece uzak kontrast dengesizliği patlamalarını gözlemleyebilecek. Belki gelecekte bir gün, evrendeki ilk nesil yıldızların patlayıcı ölümünü de ortaya çıkaracaklar.
Bu makale, WeChat kamu hesabı "Global Science" (ID: huanqiukexue) yetkisiyle çoğaltılmıştır.
Yeniden yazdır lütfen önce iletişime geçin www.huanqiukexue.com
Düzenleme: zkai
En Yeni 10 Popüler Makale
Görüntülemek için başlığa tıklayın
