Sterrekunde

Hoe word die eerste ontploffing in Supernove tipe Ia geaktiveer?

Hoe word die eerste ontploffing in Supernove tipe Ia geaktiveer?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ok, ek het van die Supernova van tipe Ia gelees en ek het uitgevind dat daar twee ontploffings gebeur. Die eerste een is in 'n heliumdop rondom die wit dwerg, en die tweede lyk asof dit deur die eerste een veroorsaak word en dit is die hoofdeel van die hele supernova. Ek het glad nie gevind hoe hierdie heliumskulp ontplof nie, so dit is wat ek soek. Dankie by voorbaat!


Niemand weet regtig hoe tipe Ia-supernovas ontplof (of deflageer nie) - daar is 'n aantal moontlikhede. Die "vanielje" -moontlikheid is nie wat u in u vraag stel nie, dit is dat die wit dwerg genoeg massa oplewer om die Chandrasekhar-grens te benader en in sy kern dig genoeg word om koolstof te verbrand.

Die opkomende diversiteit wat gesien word onder tipe Ia-supernovas, wat eens as 'n enkele populasie beskou is, dui daarop dat daar ander moontlikhede kan wees. Daar is bewyse dat wit dwerge in massas kan ontplof tot ver onder die Chandrasekhar-grens. As 'n wit dwerg in 'n binêre hoeveelheid genoeg He-ryk materie is, kan dit saamgepers word om Hy wat naby die oppervlak brand, aan te steek (dit gebeur teen 'n laer digtheidsdrempel as koolstofverbranding). Dit dryf dan 'n skokgolf in die wit dwerg in en die kompressie wat hierdeur veroorsaak word, kan die koolstof ontbrand.

Waarom “ontplof” die Hy? Wel, die geakkrediteerde Hy sal 'n elektron-ontaarde laag aan die oppervlak vorm. 'N Fundamentele eienskap van hierdie ontaarde gas is dat die druk onafhanklik van die temperatuur is. As die Hy dus ten minste aanvanklik ontvlam, styg die temperatuur, maar die druk nie. Aangesien die He-fusiesnelheid afhang van iets soos $ T ^ {40} $, kan dit 'n wegholreaksie ontwikkel wat gekenmerk kan word as 'n 'ontploffing' in die oppervlaklae.


Eerste simulasie van tipe Ia Supernova

Hoe kan wetenskaplikes gewelddadige sterreontploffings wat buite die Melkwegstelsel voorkom, gebruik om die eienskappe van die heelal te bepaal? Is dit nie die baie variasies in hierdie ontploffings wat so nutteloos is om te studeer nie? Ons kan immers nie hierdie voorwerpe na die laboratorium neem (of dit maak) om die besonderhede van hoe dit werk te toets nie.

Alhoewel die geval vir die gebruik van tipe Ia-supernovas om kosmiese uitbreiding te meet, hopeloos lyk, het astrofisici 'n reeks gereedskap ontwikkel om die probleme hierbo aan te spreek. Die toestande spesifiek vir elke supernova veroorsaak byvoorbeeld dat hulle in helderheid wissel. Soos in 'n vorige TNRTB beskryf, kan sterrekundiges modelle ontwikkel wat ooreenstem met waarnemings en hulle in staat stel om vir hierdie variasies te korrigeer.

'N Ander benadering is om hierdie supernovas in die laboratorium te bou - of ten minste in 'n kragtige rekenaarprogram. 'N Span Amerikaanse wetenskaplikes het onlangs die eerste volledig driedimensionele rekenaarsimulasie van die stadiums voor die supernova-ontploffing getoon. Tipe Ia-supernovas kom onder byna (maar nie heeltemal nie) identiese toestande voor. Sterrekundiges kan hierdie gedetailleerde rekenaarsimulasies gebruik om te toets hoe verskillende toestande die helderheid van 'n supernova beïnvloed.

Die resultate van hierdie simulasie bevestig die vorige uitkomste van vroeëre, minder gesofistikeerde pogings. Verder toon die nuwe werk aan dat die gedrag binne die wit dwerg net voor ontploffing ingewikkelder is as wat verwag is.

Terwyl daar nog baie werk oorbly, is hierdie navorsing 'n belangrike stap in die bevestiging van die & # 8220standaardkers & # 8221-handtekening van tipe Ia-supernovas wat dit as bruikbare sondes van kosmiese uitbreiding maak. Voortgesette verbeterings in hierdie rekenaarsimulasies sal sterrekundiges in staat stel om beter te verstaan ​​hoe verskillende omgewings die helderheid van tipe Ia-supernovas beïnvloed. Hierdie begrip sal lei tot beter metings van die kosmiese uitbreiding, en, volgens RTB, meer bewyse wat God se ontwerp van hierdie heelal openbaar.


Vind net die regte tipe ontploffing

Tipe Ia-supernovas is 'n hoeksteen van ekstragalaktiese afstandmetings, daarom is dit belangrik dat ons dit baie goed verstaan. Op die oomblik is ons redelik seker dat Type Ia-supernovas die gevolg is van die ontploffing van wit dwerge. Maar hoe hulle ontplof is steeds 'n ope vraag.

Om 'n wit dwerg te ontplof

'N Skeppingsmeganisme vir tipe Ia-supernovas waar 'n wit dwerg massa van 'n metgesel (boonste paneel) versamel totdat dit ontplof as 'n supernova (onderste paneel). [NASA / CXC / M. Weiss]

Hoe kan jy dan iets soos 'n wit dwerg laat ontplof? Voeg net massa by! As 'n wit dwerg genoeg materie van 'n nabygeleë metgesel oplewer, kan hy die Chandrasekhar-limiet van 1,4 sonmassas nader en ontplof. Hierdie proses lyk redelik eenvoudig, maar dit blyk dat daar verskillende maniere is om 'n wit dwerg te ontplof.

Een scenario behels 'dubbele ontploffing', waar die heliumdop van 'n wit dwerg ontplof en die koolstofkern op sy beurt laat ontplof. In 'n ander scenario word wit dwerge in 'n binêr beskou, met een wit dwerg wat materiaal versamel en ontplof om die ander een weg te slaan.

Dit is interessant dat waarnemings daarop dui dat 'n kombinasie van hierdie twee scenario's - dubbele ontploffing in wit dwergbinaries - die waarskynlike stamvader van baie tipe Ia-supernovas kan wees. Een belangrike beperking in hierdie model is dat die ontploffende witdwerg se massa net onder die Chandrasekhar-limiet bly.

Met die oog hierop beskou 'n groep navorsers onder leiding van Ken Shen (Universiteit van Kalifornië, Berkeley) die eksplosiescenario's van sub-Chandrasekhar-massas met 'n lastige, maar realistiese aanname: dat plaaslike termodinamiese ewewig (LTE) nie geld nie.

Model en waargeneem supernova ligkrommes in verskillende bande. Die soliede lyne en die gekleurde sirkels stel die model voor, terwyl die ongevulde vorms supernovas waargeneem word. Die modelle kleure stem ooreen met verskillende wit dwergmassas. Die witdwerg se koolstof / suurstofverhouding is aanvaar 50:50. [Shen et al. 2021]

Ontploffings nie in ewewig nie

As 'n stelsel in LTE is, is die energieë en ionisasievlakke van deeltjies in die stelsel in 'n vaste verhouding met mekaar, terwyl die temperatuur konstant in die stelsel bly. Daar is astrofisiese scenario's waar LTE 'n veilige aanname is, soos in sterre, maar LTE hou beslis nie in 'n gebeurtenis soos 'n supernova nie.

Om ontploffings met nie-LTE-aannames te modelleer, het Shen en medewerkers twee verskillende modelleringskodes gebruik. 'N Groot verskil tussen die twee kodes was berekeningstyd, en deur dieselfde ontploffingscenario's deur albei kodes uit te voer, kon Shen en medewerkers bepaal of die meer tyddoeltreffende kode die ander kon weerstaan. Die modeluitsette het die spektrums van die daaropvolgende supernovas sowel as hul ligkrommes oor verskillende filters ingesluit.

Model wedstryde

'N Diagram wat die Phillips-verhouding toon, met 'n hoogtepunt van die B-band helderheid teenoor die afname in die grootte van die B-band 15 dae na die hoogtepunt. Kruisings stem ooreen met waarnemings van tipe Ia-supernovas. Die gekleurde vorms stem ooreen met die modelle, met kleur wat wit dwergmassa voorstel, vorm wat die koolstof / suurstofverhouding voorstel, en vormskets wat die modelkode voorstel wat gebruik word. [Shen et al. 2021]

Die modelspektrum pas ook goed by waarnemings, soms selfs tot 30 dae na die piek. Hulle is veral akkuraat naby die piek, behalwe vir spektrale kenmerke van 'intermediêre massa-elemente', wat gewoonlik elemente wat swaarder is as koolstof tot kalsium bevat.

Al met al is hierdie aanvanklike nie-LTE-modelle van ontploffings onder Chandrasekhar 'n uitstekende pasmaat vir 'n wye verskeidenheid waargenome Super Iowa-supernovas in die nabye omgewing! Toekomstige modelle sal meer toestande moet verreken, maar nie-LTE blyk die regte manier te wees nie.

Aanhaling

"Nie-plaaslike termodinamiese ewewig-stralingsoordrag-simulasies van witdwergontploffings onder Chandrasekhar-massa," Ken J. Shen et al 2021 ApJL 909 L18. doi: 10.3847 / 2041-8213 / abe69b


Hoe word die eerste ontploffing in Supernove tipe Ia geaktiveer? - Sterrekunde

Ji-an Jiang 1, 2, Mamoru Doi 1, 3, 4, Keiichi Maeda 5, 3, Toshikazu Shigeyama 4, Ken'ichi Nomoto 3, Naoki Yasuda 3, Saurabh W. Jha 6, Masaomi Tanaka 7, 3, Tomoki Morokuma 1, 3, Nozomu Tominaga 8, 3, Željko Ivezić 9, Pilar Ruiz-Lapuente 10, 11, Maximilian D. Stritzinger 12, Paolo A. Mazzali 13, 14, Christopher Ashall 13, Jeremy Mold 15, Dietrich Baade 16, Nao Suzuki 3, Andrew J. Connolly 9, Ferdinando Patat 16, Lifan Wang 17, 18, Peter Yoachim 9, David Jones 19, 20, Hisanori Furusawa 7, Satoshi Miyazaki 7, 21

1 Instituut vir Sterrekunde, Nagraadse Skool vir Wetenskap, Die Universiteit van Tokio, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokio 181-0015, Japan

2 Departement Sterrekunde, Nagraadse Skool vir Wetenskap, Die Universiteit van Tokio, 7-3-1 Hongo, Bunkyo-ku, Tokio 113-0033, Japan

3 Kavli-instituut vir die fisika en wiskunde van die heelal (WPI), die Universiteit van Tokio, 5-1-5 Kashiwanoha, Kashiwa, Chiba 277-8583, Japan

4 Navorsingsentrum vir die vroeë heelal, Nagraadse Skool vir Wetenskap, Die Universiteit van Tokio, 7-3-1 Hongo, Bunkyo-ku, Tokio 113-0033, Japan

5 Departement Sterrekunde, Kyoto Universiteit, Kitashirakawa-Oiwake-cho, Sakyo-ku, Kyoto 606-8502, Japan

6 Departement Fisika en Sterrekunde, Rutgers, die Staatsuniversiteit van New Jersey, Frelinghuysenweg 136, Piscataway, NJ 08854, VSA

7 National Astronomical Observatory of Japan, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokio 181-8588, Japan

8 Departement Fisika, Fakulteit Natuurwetenskappe en Ingenieurswese, Konan Universiteit, 8-9-1 Okamoto, Kobe, Hyogo 658-8501, Japan

9 Departement Sterrekunde, Universiteit van Washington, Box 351580, Seattle, WA 98195-1580, VSA

10 Instituto de Física Fundamental, Consejo Superior de Investigaciones Científicas, c /. Serrano 121, E-28006, Madrid, Spanje

11 Institut de Ciències del Cosmos (UB-IEEC), c /. Martí i Franqués 1, E-08028, v, Spanje

12 Departement Fisika en Sterrekunde, Aarhus Universiteit, Ny Munkegade 120, 8000 Aarhus C, Denemarke

13 Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, IC2, Liverpool Science Park, Brownlow Hill 146, Liverpool L3 5RF, UK

14 Max-Planck-Institut für Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. 1, D-85748 Garching, Duitsland

15 Sentrum vir Astrofisika en Superrekenaars, Swinburne Universiteit van Tegnologie, Hawthorn, Vic 3122, Australië

16 Europese Organisasie vir Astronomiese Navorsing in die Suidelike Halfrond (ESO), Karl-Schwarzschild-Str. 2, 85748 Garching b. München, Duitsland

17 George P. en Cynthia Woods Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy, Departement Fisika en Astronomie, Texas A & ampM Universiteit, 4242 TAMU, College Station, TX 77843, VSA

18 Purple Mountain Observatory, Chinese Akademie vir Wetenskappe, Nanjing 210008, China

19 Instituto de Astrofísica de Canarias, E-38205 La Laguna, Tenerife, Spanje

20 Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, E-38206 La Laguna, Tenerife, Spanje

21 SOKENDAI (die nagraadse universiteit vir gevorderde studies), Mitaka, Tokio, 181-8588, Japan

Tipe Ia-supernovas (SNe Ia) ontstaan ​​as gevolg van die termonukleêre ontploffing van koolstof-suurstofwit dwerge 1, 2. Alhoewel die eenvormigheid van hul ligkrommes hulle kragtige kosmologiese afstandsindikators 3, 4 maak, bly daar nog lang probleme rakende hul stamvaders en ontploffingsmeganismes 2, 5, 6. Onlangse opsporing van die vroeë ultravioletpuls van 'n eienaardige sublumineuse SN Ia is beweer as nuwe bewyse vir die metgesel-uitwerpinteraksie deur die enkel-degenereerde kanaal 7, 8. Hier rapporteer ons die ontdekking van 'n prominente, maar rooi optiese flits op ∼ 0,5 dae na die ontploffing van 'n SN Ia wat basterkenmerke van verskillende SN Ia-subklasse toon: 'n ligkromme wat tipies is vir normale helderheid SNe Ia, maar met sterk absorpsies van titaan, wat algemeen gesien word in die spektra van sublumine. Ons argumenteer dat die vroeë flits van so 'n baster SN Ia verskil van voorspellings van voorgestelde scenario's soos die metgesel-uitwerpinteraksie 8 - 10. In plaas daarvan kan dit natuurlik verklaar word deur 'n SN-ontploffing wat veroorsaak word deur 'n ontploffing van 'n dun heliumdop op 'n byna Chandrasekhar-massa wit dwerg (≳ 1,3 M ⊙) met 'n lae opbrengs van 56 Ni of op 'n sub-Chandrasekhar-massa wit dwerg (∼ 1.0 M ⊙) wat saamsmelt met 'n minder massiewe wit dwerg. Hierdie bevinding lewer oortuigende bewyse dat een tak van die voorgestelde voorgestelde ontploffingsmodelle, die heliumontstekingscenario, wel in die natuur bestaan, en dat so 'n scenario ontploffings van wit dwerge in 'n groter massa kan verklaar in teenstelling met wat voorheen veronderstel was 11 - 14.

'N Dowwe optiese kortstondigheid is op UT 4.345, 2016, ontdek deur middel van die nuutgestigte hoë-kadens-diepbeeldopname, wat binne enkele dae na ontploffing met die Subaru / Hyper Suprime-Cam (Type Ia Supernovae) (SNe Ia) gevind is. HSC) 15 - “the MU lti-band S ubaru S urvey for E arly-phase S Ne Ia” (MUSSES). Daar is noukeurig aandag aan een verbygaande gegee omdat die helderheid daarvan binne een dag na die eerste waarneming met ∼ 6,3 keer toegeneem het. Ons het hierdie snelstygende oorgang as MUSSES1604D aangewys (die amptelike benaming is SN 2016jhr) - die vierde SN-kandidaat in die vroeë fase wat gevind is in die waarnemingsloop van MUSSES in April 2016.

Figuur 1 bied die waargenome g -, r -, i-band ligkrommes van MUSSES1604D aan. Die vroegste fotometrie deur Subaru / HSC dui op 'n skynbare g-bandsterkte van 25,14 ± 0,15 op 4,345 April (MJD 57482,345). 'N Dag later verhelder MUSSES1604D vinnig tot 23,1 en 23,0 mag in onderskeidelik die g- en r-bande. Meer verbasend genoeg, dui die g-band-waarneming op 6 April aan dat die kortstondige opheldering vanaf 5 April 'stilgehou' het, wat 'n plato-agtige evolusie toon wat ∼ 1 dag duur. Terselfdertyd vertraag die verbygaande ook sy helderheidstempo in die r-band.

Opvolgwaarnemings het aangedui dat MUSSES1604D 'n SN Ia is met 'n absolute absolute piek van of -19,1 op 26 April. Die goedkeuring van 'n gasheerroodverskuiwing z van 0.11737, die rusraamligkrommes in die B - en V-band absolute groottes vanaf ∼ 4 dae na die eerste waarneming word afgelei deur 'n K-regstelling toe te pas gebaseer op die beste pasmodel met SALT2 16. Vanweë die eienaardige flits op vroeë tyd, word K-regstelling vir die flitsfase-ligkurwes uitgevoer deur vereenvoudigde spektraal-energie-verdeling, geskat uit die vroeë kleurinligting van MUSSES1604D (sien Metodes). Die res-raam B-band ligkromme toon 'n absolute absolute grootte van ongeveer -18,8 en Δ m 15 (B) ≈ 1,0 mag, wat 'n normale helderheid SN Ia 17 aandui.

Kleurontwikkeling binne enkele dae na 'n SN-ontploffing is van kardinale belang vir die identifisering van die vroeë flits 8, 10. In teenstelling met 'n ander eienaardige vroeë-flits SN Ia iPTF14atg met B - V-kleurevolusie wat slegs vanaf ∼ 5 dae na die ontdekking 7 verkry is, stel die spesifieke opnamestrategie van die MUSSES-projek ons ​​in staat om die kleurinligting van MUSSES1604D vanaf 1 dag na die eerste waarneming (Figuur 2), wat eers 'n effens rooi B - V-kleur van ongeveer 0,2 mag vertoon, wat op een dag verder rooi word tot ongeveer 0,5 mag.

Die interaksie van SN-uitwerping met 'n nie-degenereerde metgeselster 8, 18, 19 ("metgesel-uitwerpinteraksie", CEI) of met digte sirkelvormige materiaal 9, 10 ("CSM-uitwerpinteraksie") is gewilde scenario's om die vroeë verklaring te gee. optiese flits. Om 'n prominente optiese flits te vergelyk wat vergelykbaar is met die van MUSSES1604D, is 'n metgesel met 'n baie uitgebreide omhulsel of 'n groot CSM-verspreiding nodig. In die CEI-scenario kan 'n prominente flits gegenereer word vanuit die binneste, warm gebied van uitwerping waargeneem word deur die gat wat deur 'n rooi-reuse-metgesel 8, 19 uitgekap word. In die CSM-uitwerp-interaksiescenario kan 'n meer uitgebreide CSM-verspreiding 'n helderder flits oplewer, maar met langer diffusietyd. Ons beste pas CEI-model (Figuur 2 en amp 3) en vorige simulasies van albei twee scenario's 8, 10, 19 dui almal daarop dat die spesifieke evolusie van die blou kleur onvermydelik is as u die vroeë flits so helder soos die van MUSSES1604D produseer (Figuur 1 met uitgebreide data) ), wat nie versoenbaar is met die rooi en vinnige vroeë kleurontwikkeling wat vir MUSSES1604D waargeneem is nie.

Eienaardige spektrale kenmerke is rondom die piek-periode ontdek (Figuur 4). Met die eerste oogopslag herinner die Si II λ 6355-lyn, die W-vormige S II-funksie en die Ca II H & amp K absorpsies aan 'n normale SN Ia, terwyl die swak Si II λ 5972-lyn 'n hoër fotosferiese temperatuur voorstel as dié van SNe Ia met soortgelyke helderhede. Aan die ander kant is terselfdertyd prominente absorpsie-eienskappe soos die Ti II-trog rondom 4150 AA, gewoonlik toegeskryf aan lae temperatuur, gevind, in teenstelling met die helderheid wat deur die ligkromme aangedui word. Deur byna-maksimum spektra van meer as 800 nie-sublumine SNe Ia te inspekteer, het ons net drie MUSSES1604D-agtige voorwerpe gevind — SN 2006bt, SN 2007cq en SN 2012df (Uitgebreide datafigure 2 en amp 3), wat die seldsaamheid van sulke baster SNe Ia aandui .

Die eienaardige spektrale eienskappe en die vroeë flits, gevolg deur 'n normale helderheidskragkurwe waargeneem vir MUSSES1604D, is nie versoenbaar met voorspellings van klassieke ontploffingsmeganismes 20, 21 deur die waterstofaanvullende enkele ontaarde kanaal nie, maar voorgestel deur 'n spesifieke scenario waarin die SN-ontploffing word veroorsaak deur die He-shell-ontploffing, die sogenaamde die dubbele ontploffing (DDet) scenario 12, 13, 22, 23. In beginsel genereer 'n He-shell-ontploffing nie net 'n skokgolf wat na die middelpunt van die witdwerg (WD) voortplant, en ontbrand koolstof wat naby die sentrum verbrand nie, maar ken 56 Ni en ander radioaktiewe isotope soos 52 Fe en 48 Cr toe aan die buitenste lae waar die optiese diepte relatief laag is 12, 23. Daarom versprei energie wat neergelê word deur radioaktiewe isotope, en lei gevolglik tot 'n prominente flits in die eerste paar dae na die ontploffing (sien Metodes). Waarnemend kan die plato-agtige verbetering van die ligkromme waargeneem word met die dag-kadens waarnemings. Terselfdertyd sal 'n beduidende hoeveelheid nie net ystergroepelemente nie, maar ook tussentydse massa-elemente soos Ti en Ca in die buitenste lae 12, 13, 23 geproduseer word. Groot getalle absorberingslyne van hierdie elemente is baie effektief om die vloed in die blou deel van die optiese spektrum te blokkeer, wat lei tot 'n relatiewe rooi B - V kleur evolusie in die algemeen.Inderdaad, hoewel 'n aansienlike hoeveelheid van He oorbly na die ontploffing, sou die verwagte spektrum nie 'n spoor van Hy in die optiese golflengte 24 toon nie. Deur aan te neem dat 'n stamvaderster met 'n WD-massa van 1,03 M ⊙ en 'n He-dopmassa so laag as ∼ 0,054 M ⊙ (soos benodig om die He-ontploffing op die oppervlak van 'n 1,03 M ⊙ WD 12, 23 te aktiveer), is die prominente vroeë flits, eienaardige vroeë kleur evolusie en Ti II trog-funksie word gelyktydig weergegee (Figuur 2–4). Vroeë-fase fotometriese gedrag soortgelyk aan die wat in ons simulasie gesien is, is ook onafhanklik getoon in 'n simulasie van die sub-Chandrasekhar DDet-model 25, wat ons simulasie en interpretasie bevestig.

'N Potensiële probleem in ons simulasie is die aanname van 'n sub-Chandrasekhar-massa WD met 'n dun He-dop. Die hoeveelheid gesintetiseerde 56 Ni is sensitief vir die massa van die ontploffende WD en bepaal die piekligsterkte 12, 23. Die DDet-model benodig 'n sub-Chandrasekhar-massa WD (∼ 1 M ⊙) vir die pieksterkte van MUSSES1604D. DDet wat op so 'n WD plaasvind, sal egter lei tot 'n vinnig-evoluerende B-bandligkromme, wat nie ooreenstem met 'n veel stadiger ontwikkelende ligkurwe wat vir MUSSES1604D waargeneem word nie. Daarbenewens is die vroeë flits as gevolg van die ooreenstemmende He-massa van 0,054 M ⊙ baie helderder as die van MUSSES1604D. Ons stel twee alternatiewe scenario's voor waarby Hy ook ontploffing behels om hierdie probleem op te los. 'N Geweldige samesmelting 14 wat deur hom aangesteek is, kan maklik 'n ontploffing in 'n dun He-dop veroorsaak en kan die ligkromme van MUSSES1604D oplewer, maar deur die konfigurasie van die binêre stelsel fyn te stel. Of kernontploffing veroorsaak kan word deur die dun-He-dop-ontploffing deur die WD-WD-samesmelting, is ook 'n ope vraag 26, 27. Alternatiewelik kan die laer massa Hy ontplof word op die oppervlak van 'n naby-Chandrasekhar-massa WD, wat 'n beter en meer reguit weergawe van die ligkromme en spektrale eienskappe bied (Figuur 2-4). Verdere ondersoek dui daarop dat die beste pas WD massa in die reeks 1,28-1,38 M ⊙ maar met 'n lae opbrengs 56 Ni in vergelyking met die voorspelling deur DDet (sien Metodes). Hierdie bevinding dui daarop dat daar 'n meganisme kan wees om die massa van 56 Ni te verminder in die ontploffing wat veroorsaak word deur die He-ontploffing. Die skokgolf wat deur He-ontploffing gegenereer word, kan byvoorbeeld 'n ontbranding veroorsaak eerder as 'n ontploffing naby die middelpunt van die WD 28, omdat die hoë degeneratiedruk van 'n nabye Chandrasekhar-massa WD die vorming van 'n skokgolf so sterk as wat gesien word in 'n sub-Chandrasekhar-massa WD. Alhoewel die waargenome eienaardighede van MUSSES1604D natuurlik deur hierdie scenario verklaar kon word, is dit nog nie duidelik hoe 'n dun He-dop op so 'n massiewe WD gevorm word tydens binêre evolusie nie.

Die ontdekking van MUSSES1604D dui aan dat die scenario wat deur He-ontploffing veroorsaak word, ook belowend is om vroeë flits SNe Ia te verklaar, benewens ander gewilde scenario's 8 - 10. Die prominente optiese oormaat en eienaardige kleurontwikkeling in die vroegste fase, tesame met absorpsies as gevolg van Ti II-ione in ongeveer maksimum spektra, kan as indikators van hierdie scenario gebruik word. Die stadig evoluerende B-band ligkromme maak die klassieke sub-Chandrasekhar DDet-model voorheen 11, 12 onwaarskynlik. Onlangse werk toon dat die sub-Chandrasekhar DDet-scenario 'n deel van normale SNe Ia kan verklaar as daar slegs 'n onbeduidende hoeveelheid van He bestaan ​​tydens die ontploffing van die He-shell 29, 30. Aangesien MUSSES1604D die beste verklaar kan word deur 'n He-dop wat dun is, maar steeds massiewer is as wat in die bostaande scenario vereis word, word dit moontlik gemaak dat die He-ontploffing-scenario 'n reeks waarnemingsgenote sal lewer, wat beheer word deur die massas van beide die WD en die He-dop. Die ontdekking van MUSSES1604D bied dus die eerste waarnemingskalibrasie oor die omvang en kombinasie van hierdie hoeveelhede wat in die natuur gerealiseer word.

1. Filippenko, A. V. Optical Spectra of Supernovae. Ann. Ds Astron. Astrofis. 35, 309–355 (1997).

2. Maoz, D., Mannucci, F. & amp Nelemans, G. Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae. Ann. Ds Astron. Astrofis. 52, 107–170 (2014).

3. Perlmutter, S., et al. Metings van Ω en Λ van 42 hoë-rooiverskuiwingsupernovas. Astrofis. J. 517, 565–586 (1999).

4. Riess, A. G., et al. Waarnemingsbewyse van Supernovas vir 'n versnelde heelal en 'n kosmologiese konstante. Astron. J. 116, 1009–1038 (1998).

5. Hillebrandt, W. & amp Niemeyer, J. C. Type IA Supernova Explosion Models. Ann. Ds Astron. Astrofis. 38, 191–230 (2000).

6. Whelan, J. & amp Iben, I., Jr. Binaries en Supernova's van tipe I. Astrofis. J. 186, 1007–1014 (1973).

7. Cao, Y. et al. 'N Sterk ultraviolet pols van 'n pasgebore tipe Ia supernova. Aard. 521, 328–331 (2015).

8. Kasen, D. Seeing the Collision of a Supernova with Its Companion Star. Astrofis. J. 708, 1025–1031 (2010).

9. Levanon, N., Soker, N. & amp García-Berro, E. Beperk die dubbele ontaarde scenario vir tipe Ia-supernovas van uitgeworpe materiaal. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 447, 2803–2809 (2015).

10. Piro, A. L. & amp Morozova, V. S. Verken die potensiële diversiteit van vroeë tipe Ia Supernova-ligkrommes. Astrofis. J. 826, 96 (2016).

11. Bildsten, L., Shen, K. J., Weinberg, N. N. & amp Nelemans, G. Faint Thermonuclear Supernovae from AM Canum Venaticorum Binaries. Astrofis. J. Lett. 662, L95 – L98 (2007).

12. Fink, M., et al. Dubbele ontploffing sub-Chandrasekhar supernovas: kan minimum heliumskulpmassas die kern ontplof? Astron. & amp Astrofys. 514, 53 (2010).

13. Woosley, S. E. & amp Kasen, D. Sub-Chandrasekhar Massamodelle vir Supernovae. Astrofis. J. Lett. 747, 38 (2011).

14. Pakmor, R., Kromer, M., Taubenberger, S. & amp Springel, V. Helium-aangesteek Gewelddadige samesmeltings as 'n verenigde model vir normale en vinnig dalende tipe Ia Supernovae. Astrofis. J. Lett. 770, L8 (2013).

15. Miyazaki, S., et al. Hyper Suprime-Cam. Prok. SPIE Conf. Ser. 8446, 84460Z-1–84460Z-9 (2012).

16. Guy, J., et al. SALT2: die gebruik van verre supernovas om die gebruik van tipe Ia-supernovas as afstandsaanduiders te verbeter. Astron. & amp Astrofys. 466, 11–21 (2007).

17. Phillips, M. M. Die absolute groottes van tipe IA-supernovas. Astrofis. J. Lett. 413, L105 – L108 (1993).

18. Pan, K., Ricker, P. M. & amp Taam, R. E. Impact of Type Ia Supernova Ejecta on Binary Companions in the Single-degenerate Scenario. Astrofis. J. 750, 151 (2012).

19. Kutsuna, M. & amp Shigeyama, T. Onthullende stamvaders van tipe Ia-supernovas uit hul ligkrommes en spektra. Publ. Astron. Soc. Jap. 67, 54 (2015).

20. Nomoto, K., Thielemann, F. -K. & amp Yokoi, K. Die aanvaarding van wit dwergmodelle vir tipe I supern. III. Supernovas met koolstofontbranding. Astrofis. J. 286, 644–658 (1984).

21. Khokhlov, A. M. Vertraagde ontploffingsmodel vir tipe IA-supernovas. Astron. & amp Astrofys. 245, 114–128 (1991).

22. Guillochon, J., Dan, M., Ramirez-Ruiz, E. & amp Rosswog, S. Oppervlakontploffings in dubbeldegenereerde binêre stelsels wat veroorsaak word deur instabiliteite van akkretiestroom. Astrofis. J. Lett. 709, L64 – L69 (2010).

23. Kromer, M., et al. Dubbele ontploffing Sub-Chandrasekhar Supernovae: Sintetiese waarneembare vir minimum Helium-skaalmassamodelle. Astrofis. J. 719, 1067–1082 (2010).

24. Boyle, A., Sim, S. A., Hachinger, S. & amp Kerzendorf, W. Helium in dubbelontploffingsmodelle van tipe Ia Supernovae. Astron. & amp Astrofys. 599, 46 (2017).

25. Noebauer, U. M., et al. Vroeë ligkrommes vir Type Ia-supernova-ontploffingsmodelle. Voorafdruk op (http://arxiv.org/abs/1706.03613) (2017).

26. Shen, K. J. & amp Bildsten, L. The Ignition of Carbon Detonations via Converging Shock Waves in White Dwarfs. Astrofis. J. 785, 61 (2014).

27. Tanikawa, A., et al. Hidrodinamiese evolusie van samesmeltende koolstof-suurstofwit dwerge: hul voor-supernova-struktuur en waarnemings-eweknieë. Astrofis. J. 807, 40 (2015).

28. Nomoto, K., Sugimoto, D. & amp Neo, S. Carbon Deflagration Supernova, 'n alternatief vir koolstofontploffing. Astrophys Space Sci. 39, L37 – L42 (1976).

29. Blondin, S., Dessart, L., Hillier, D. J. & amp Khokhlov. A. M. Bewyse vir sub-Chandrasekhar-massa stamvaders van tipe Ia supernovas aan die dowwe punt van die breedte-helderheidsverhouding. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 470, 157–165 (2017).

30. Shen, K. J., Kasen, D., Miles, B. J. & amp Townsley, D. M. Sub-Chandrasekhar-massa wit dwerg ontploffings herbesoek. Voorafdruk op (http://arxiv.org/abs/1706.01898) (2017).

Skrywerbydraes J.J. het die studie begin, ontledings gedoen en die manuskrip geskryf as die hoofondersoeker van die MUSSES-projek. M.D. het bygedra tot die inisiëring van die MUSSES-projek, en gehelp met die voorbereiding en ontleding van manuskripte saam met K.M. en T.S. K.M. en T.S. het die pogings vir teoretiese interpretasie met J.J. en M.D. K.M. die ontploffingsmodelle wat deur He-ontploffing veroorsaak is, ondersoek en bestralingsoordragberekeninge uitgevoer wat gebruik is om gesimuleerde ligkrommes en spektra te genereer. T.S. die stralingsoordragberekeninge ontwikkel en uitgevoer wat gebruik is om gesimuleerde CEI-geïnduseerde ligkurwes te genereer. K.N. het insigte gegee in die ontploffingsmodelle wat deur He-ontploffing veroorsaak is en met die ontleding gehelp. N.Y., H.F. en S.M. is kernprogrammatuurontwikkelaars vir HSC en is hoof van die HSC Subaru Strategic Program-projek. N.Y., N.T. en M.T. het die HSC-verbygaande bediener ontwikkel om real-time supernovakandidate te kies en bygedra tot Subaru / HSC-waarnemings en datareduksie. T.M. het bygedra tot die Subaru / HSC-waarneming en tot waarnemings van die geleentheid wat met die Kiso Schmidt-teleskoop van 1.05 m gedoen is. S.W.J. SALT-spektroskopie en datareduksie bygedra. Ž.I., A.J.C., P.Y., P.R.-L., N.S., F.P., D.B., J.M., L.W., M.D.S., D.J., P.A.M. en C.A. is kernmedewerkers van die MUSSES-projek wat toesig hou oor opvolgwaarnemings (insluitend voorbereidingsvoorbereidings) met die volgende teleskope: 3,5 m ARC, 10,4 m GTC, 8,1 m VLT, 2,5 m NOT, 2,5 m INT en 2-m LT. Al die outeurs het bygedra tot besprekings.

Inligting oor outeurs Die outeurs verklaar geen mededingende finansiële belange nie. Korrespondensie en versoeke vir materiaal moet aan J.J. (e-pos:).

Erkennings Die skrywers bedank S. C. Leung en M. Kokubo vir nuttige besprekings. Ons bedank ook die personeel by die Suider-Afrikaanse Grootteleskoop, die Tweeling-Noord-teleskoop, die Nordiese Optiese Teleskoop, die Isaac Newton-teleskoop, die Liverpool-teleskoop en die Kiso Schmidt-teleskoop vir waarnemings en mense wat onvrugbare opvolgobservasies gedoen het weens die weer. Simulasies vir die He-ontploffingsmodelle is op 'n Cray XC30 uitgevoer by die Centre for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan. Die werk word deels ondersteun deur die World Premier International Research Centre Initiative (WPI Initiative), MEXT, Japan, Grants-in-Aid for Scientific Research of JSPS (16H01087 en 26287029 vir MD en JJ 26800100 en 17H02864 vir KM 16H06341, 16K05287, en 15H02082 vir TS 26400222, 16H02168 en 17K05382 vir KN 15H02075, 16H02183 en 17H06363 vir MT 15H05892 vir SM) en die navorsingstoekenningsprogram van die Toyota-stigting (D11-R-0830). S.W.J. erken die steun van die Amerikaanse Nasionale Wetenskapstigting deur toekenning AST-1615455. M.D.S erken ruimhartige ondersteuning wat deur die Deense agentskap vir wetenskap en tegnologie en innovasie verleen word deur 'n Sapere Aude vlak 2-toekenning, die instrument-sentrum vir Deense astrofisika (IDA), en deur 'n navorsingstoelaag (13261) van VILLUM FONDEN. Die Hyper Suprime-Cam (HSC) -samewerking sluit die astronomiese gemeenskappe van Japan en Taiwan en die Princeton-universiteit in. Die HSC-instrumentasie en sagteware is ontwikkel deur die National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), die Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU), die Universiteit van Tokio, die High Energy Accelerator Research Organization (KEK), die Academia Sinica Institute for Astronomy and Astrophysics in Taiwan (ASIAA), en die Universiteit van Princeton. Finansiering is bygedra deur die EERSTE program van die Japannese kabinetskantoor, die Ministerie van Onderwys, Kultuur, Sport, Wetenskap en Tegnologie (MEXT), die Japan Society for the Promotion of Science (JSPS), Japan Science and Technology Agency (JST), die Toray Science Foundation, NAOJ, Kavli IPMU, KEK, ASIAA en Princeton University. Die Pan-STARRS1-opnames (PS1) is moontlik gemaak deur bydraes van die Institute for Astronomy, die Universiteit van Hawaii, die Pan-STARRS Project Office, die Max-Planck Society en sy deelnemende institute, die Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg. en die Max Planck Instituut vir Buiteaardse Fisika, Garching, die Johns Hopkins Universiteit, Durham Universiteit, die Universiteit van Edinburgh, Queen's University Belfast, die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika, die Las Cumbres Observatory Global Telescope Network Incorporated, die National Central University of Taiwan, die Space Telescope Science Institute, die National Aeronautics and Space Administration onder subsidie ​​nr. NNX08AR22G uitgereik deur die Planetary Science Division van die NASA Science Mission Directorate, die National Science Foundation onder Grant No. AST-1238877, die Universiteit van Maryland, en Eotvos Lorand Universiteit (ELTE). Hierdie artikel maak gebruik van sagteware wat ontwikkel is vir die Large Synoptic Survey Telescope. Ons bedank die LSST-projek vir die beskikbaarstelling van hul kode as gratis sagteware op http://dm.lsst.org. Hierdie werk is ook gebaseer op waarnemings wat verkry is by die Gemini Observatory (program: GN-2016A-DD-7), wat bedryf word deur die Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., onder 'n samewerkingsooreenkoms met die NSF namens die Tweeling-vennootskap: die National Science Foundation (Verenigde State), die National Research Council (Kanada), CONICYT (Chili), Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva (Argentinië) en Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (Brasilië).

Figuur 1: die multi-band ligkromme van MUSSES1604D. Fotometrie in g-, r- en i-bande (waarnemersraam) is in die AB-stelsel. Foutstawe dui op 1- σ onsekerhede. Stippellyne is die beste pas ligkrommes afgelei van die nie-vroeë fotometrie (t ≳ 12 dae) met SALT2 16. Die ontploffingstydperk word beraam deur die gebruik van 'n klassieke t 2-vuurbalmodel vir die vroeë flitsfase (sien Metodes). Die insetsel zoom in op die vroeë-fase multiband-ligkromme deur Subaru / HSC, wat toon dat die verheldering in g-band "onderbreek" na die tweede-nag-waarneming.

Figuur 2: Vergelykende analise van MUSSES1604D kleur evolusie. Die boonste paneel bevat B - V kleur evolusie van MUSSES1604D, iPTF14atg (vroeë flits), SN 2006bt (MUSSES1604D-agtig), SN 2012ht (oorgang), SN 2015F en SN 2011fe (normale helderheid). Die onderste paneel toon die kleurevolusie voorspel deur CEI, die He-ontploffingsmodel vir die sub-Chandrasekhar-massa WD en die nuut voorgestelde He-ontploffingsmodelle vir die naby-Chandrasekhar-massa WD onder verskillende He-dop massa aannames. Die B-band maksimum het ongeveer 20 dae na die ontploffing plaasgevind. Aangesien die banddoorlaatverskil tussen die rusraam B / V-band en die waarnemingsraam g / r-band onopvallend is by z ∼ 0.1, word die waargenome g - r kleur evolusie as verwysing verskaf. Foutstawe stel 1- σ onsekerhede voor.
Figuur 3: Restraam B - en V-band ligkrommes van MUSSES1604D en simulasies. K-regstellings in die flits (oop vierkante) en die na-flitsfase (gevulde vierkante) word op verskillende maniere uitgevoer. Elke paneel bevat He-ontploffingsmodelle vir sub-Chandrasekhar-massa WD (1,03 M ⊙ WD + 0,054 M ⊙ He-dop swart stippellyn) en massiewe WD (1,28 M ⊙ WD + 0,013 M ⊙ He-dop, oranje lang gestippelde lyn) lyn 1,38 M ⊙ WD + 0,01 M ⊙ He-dop, rooi stippellyn 1,38 M ⊙ WD + 0,03 M ⊙ He-dop, rooi soliede lyn) toestande. Die invoegtoepassing zoom in op die flitsfase en bevat ook ons ​​beste pas CEI-model, met die veronderstelling dat 'n 1,05 M ⊙ rooi-reuse-metgesel (magenta stippellyn) is. Die eerste nag-g-banddata (blou sirkels) is in paneel a ingesluit. Die ontploffingstydperk wat hier getoon word, word (+0.3 dae) verskuif van die beraming deur die klassieke t 2-model (Figuur 1) binne die onsekerheid van die simulasies. Foutstawe dui op 1- σ onsekerhede.

Figuur 4: 'n Ongeveer maksimum spektrale vergelyking van MUSSES1604D, ander waargenome SNe Ia van verskillende soorte en modelle. In paneel a word die spektrum van MUSSES1604D twee dae voor die B-band-maksimum met die Suider-Afrikaanse Groot Teleskoop (SALT) vergelyk met die van SN 2011fe (normaal), SN 1999dq en SN 2000cx (vlak silikon), SN 1999by ( sublumineus), iPTF14atg (vroeë flits) en SN 2012df (MUSSES1604D-agtig) tydens 'n soortgelyke tydvak. Belangrike absorpsie-eienskappe is gemerk op die spektrum van MUSSES1604D. In paneel b, gesimuleerde spektra van die klassieke W7-ontbrandingsmodel (bo), die nuut voorgestelde He-ontploffingsmodelle met verskillende veronderstelde He-dopmassas (middel drie), en die klassieke dubbele ontploffingsmodel vir 'n sub-Chandrasekhar-massa WD (onder) word in dieselfde tydvak (twee dae voor die B-band maksimum) met die MUSSES1604D spektrum (donkergroen) vergelyk.

Metodes

I. Die handboek vir MUSSES1604D

Die MUSSES-projek en ontdekking van MUSSES1604D The Subaru Hyper Suprime-Cam 15 (HSC) is 'n nuwe generasie wye veldkamera wat vanaf 2014 as 'n instrument van die 8,2 m Subaru-teleskoop begin dien het. Met 'n totaal van 116 CCD's, 'n enkele HSC-rigting bedek 1,8 vierkante grade en bereik 'n ag-band beperkte grootte (5- σ) van ongeveer 26,5 mag met blootstellingstyd van 300 s.

Die MU lti-band S ubaru Ondersoek vir Eerste fase S Ne Ia (MUSSES) is 'n nuutgestigte projek wat ten doel het om die fotometriese en spektroskopiese gedrag van SNe Ia stelselmatig te ondersoek binne die paar dae na hul ontploffings (hierna vroeë fase SNe Ia, ESNe Ia) met Subaru / HSC en ander teleskope van 1–10 m oor die hele wêreld. In elke semester beplan ons om 1–2 waarnemingslopies uit te voer, en elkeen bevat twee fases: die Subaru / HSC-opname (2-3 nagte) en opvolgwaarnemings. In die opnamestadium neem Subaru / HSC elke aand meer as 100 vierkante grade lug waar met 'n g-bandbeperking van 26.0 (5- σ) om ESNe Ia te vind en hul multiband-ligkromme-inligting te bekom. Met behulp van die HSC-kortstondige pyplyn en pasgemaakte masjienleer-klassifiseerder is ons in staat om kandidate tydens die opname intyds te selekteer en fotometriese / spektroskopiese opvolgings binne een dag na die Subaru-waarneming te veroorsaak. Vanweë die vinnige verheldering van ESNe Ia, kan fotometriese opvolgwaarnemings goed uitgevoer word met 1–4 m teleskope. Die strategie van MUSSES gee 'n baie groot fotometriese dinamiese omvang, wat ons in staat stel om ESNe Ia waar te neem, selfs tot rooi verskuiwing van z ∼ 0.3.

Om die Subaru-tyd optimaal te benut, het die MUSSES-waarnemingsloop in April 2016 'n spesifieke opnamemodus aanvaar wat beide HSC Subaru Strategic Program (HSC SSP 31, 1-nag g-band waarneming, van UT April 4.17 tot UT kombineer 4.67 April) en waarneming vir oop gebruik (waarneming van 1,5 nagte g - en r-band, onderskeidelik van UT 5,17 tot 5,67 en 6,43 tot 6,67 April).

Die supernova MUSSES1604D (amptelike benaming: SN 2016jhr) is op UT April 4.345, 2016 ontdek op α (J2000) = 12h18m19s.85 en δ (J2000) = +00 ∘ 15'17.38 ”met 'n ag-bandsterkte van 25,14 mag by ontdekking (Uitgebreide data Figuur 4). Dit was die vierde ESN-kandidaat wat in die waarnemingsloop van April gevind is. MUSSES1604D was ongeveer 5,8 ”(in die suidweste) van die gasheerstelsel geleë. Die rooi verskuiwing van die gasheerstelsel is 0.11737 ± 0.00001 volgens die SDSS (Data Release 12) 32. Met kosmologiese parameters H 0 = 70 km s - 1 Mpc - 1, Ω m = 0.30, Ω Λ = 0.70 en Ω ν = 0.00 bereken ons 'n helderheidsafstand van 546,5 megaparsek en 'n afstandsmodus van 38,69 mag vir MUSSES1604D.

Die gasheerstelsel Die rooi kleur met 'n sigbare H α-emissiekenmerk dui daarop dat die gasheerstelsel van MUSSES1604D 'n stervormende vroeë tipe sterrestelsel 33 is. Verdere ontleding van die SDSS fotometrie en spektroskopie toon dat die sterre massa 3 - 7 × 10 10 M ⊙ is, wat ook ooreenstem met 'n vroeë tipe sterrestelsel, bv. 'n S0-sterrestelsel.

Opvolgwaarnemings Ons geskeduleerde vroeë opvolgwaarnemings op La Palma-eiland en Apache Point-sterrewag het weens slegte weersomstandighede verlore gegaan. Deur HSC SSP r-band waarneming wat twee dae na ons Subaru / HSC waarnemings gedoen is, het ons met sukses weer 'n r-band beeld van MUSSES1604D geneem, wat 'n belangrike beperking bied op die tydskaal van die vroeë flits. Multi-band opvolgwaarnemings met die 8,0 m Tweeling-Noord-teleskoop, die 3,5 m Astrofisiese Research Consortium (ARC) -teleskoop, die 2,5 m Nordic Optical Telescope (NOT), die 2,5 m Isaac Newton Telescope (INT) , die 2-meter Liverpool Telescope (LT) en die 1.05-m Kiso Schmidt-teleskoop is vanaf ongeveer -8 dae tot +40 dae na die B-band maksimum uitgevoer. Vir die spektroskopiese waarnemings het ons die 9,2 m SALT en die 8,0 m Gemini-Noord-teleskoop by spesifieke tydperke geaktiveer om die spektrale evolusie te kry van ongeveer -2 dae tot een maand na die B-band maksimum (Uitgebreide data Figuur 2).

Datareduksie en fotometriese kalibrasie Aangesien MUSSES1604D aan die rand van die gasheerstelsel lê, is besoedeling van die gasheer weglaatbaar, behalwe vir die fotometrie van die vroegste Subaru / HSC-waarneming. Die morfologie van die gasheerstelsel dui op 'n simmetriese S0-sterrestelsel. Ons het dus die gasheersjabloon met GALFIT 34, 35 gebou en die standaard puntverspreidingsfunksie (PSF) fotometrie uitgevoer met die IRAF DAOPHOT-pakket 36 op afbeeldings wat deur die gasheer afgetrek is. Die fotometrie is getoets deur die SN van die oorspronklike beeld af te trek deur 'n kunsmatige PSF-ster met die afgeleide fotometriese grootte te gebruik. Die gemiddelde vloed van die restgebied is vergelykbaar met die omliggende streek en ver onder die fotometriese fout van die ontdekkingsbeeld deur Subaru / HSC (die 1- σ fotometriese fout is 0,15 mag). PSF-fotometrie word ook op gashere afgetrek vir alle opvolgwaarnemings. Die fotometrie word dan gekalibreer na die standaard SDSS fotometriese stelsel deur 'n kleurtermkorreksie aan te neem gebaseer op veldsterre 37. Vir spektroskopiese datareduksie is alle data verminder met standaardroetines in IRAF.

II. Passing van ligkromme en K-regstelling

Met inagneming van die beperkte begrip van spektrale eienskappe gedurende die vroeë optiese flitsfase van MUSSES1604D, het ons verskillende metodes gebruik om die rusraamligkrommes in onderskeidelik flits- en na-flitsfases af te lei. Vir die na-flitsligkrommes pas ons eers die waargenome ligkrommes aan deur die SALT2-model van SNe Ia-spektrofotometriese evolusie toe te pas, wat gebou is met behulp van 'n groot datastel wat ligkrommes en spektra van beide nabygeleë en verre SNe Ia 16 insluit. Na aanpassing van ligkromme word K-regstelling uitgevoer om die rusraam B - en V-band ligkrommes te kry volgens die beste pasvormige spektrale volgorde model van MUSSES1604D met SNCosmo 38. Vir die ligkromme in die flitsfase (binne 5 dae na die ontploffing) het ons die kleurgebaseerde K-korreksie toegepas met 'n pseudo-kragwet-spektrale energieverdeling (SED) -funksie f (ν) = k ν α, waar ν is die frekwensie van die lig, k en α is parameters afgelei deur die vroeë kleurinligting van MUSSES1604D. Aangesien daar geen aanduiding is van Na ID-absorpsielyne in enige van ons spektra nie (S / N ∼ 18 per resolusie-element naby die golflengte van Na ID-lyne vir die ongeveer maksimum spektrum), was die supernova ver weg van die middel van 'n S0-tipe gasheer, hou ons slegs rekening met die Galaktiese uitwissing wat gegee word deur E (B - V) MW = 0,0263 mag (SFD, 1998 39). Die rusraam B - en V-band ligkrommes word in uitgebreide data Figuur 3 getoon.

Die K-gekorrigeerde ligraam van die rusraam van MUSSES1604D dui op 'n B-band piek absolute grootte van -18,8, maar met Δm 15 (B) ≈ 1,0 mag, wat ooreenstem met 'n stadig ontwikkelende normale helderheid SN Ia volgens die Phillips verhouding 17. Die V-band ligkromme van MUSSES1604D stem ooreen met die tipiese normale helderheid SNe Ia, soos SN 2011fe. Alle fotometriese gegewens in waarnemers- en rusraamwerke word in die uitgebreide datatabel 1 gelys.

III. Verduidelikings vir die eienaardighede van MUSSES1604D

Die "eienaardighede" van MUSSES1604D sluit hoofsaaklik in: 1) 'n prominente optiese flits met eienaardige kleurontwikkeling op 'n baie vroeë tyd 2) die rooi B - V kleur evolusie in die algemeen 3) 'n normale helderheid SN Ia met prominente Ti II absorpsies in die omgewing -maksimum spektrum 4) 'n stadig-ontwikkelende B-band ligkromme. In hierdie afdeling vergelyk ons ​​verskillende scenario's wat sulke eienaardighede kan verantwoord, en vind ons die beste oplossing.

Die metgesel-uitwerpinteraksie. Ons het tweedimensionele asimmetriese hidrodinamiese stralingsimulasies uitgevoer van die ontploffings van 'n WD met 'n Chandrasekhar-massa in binêre stelsels om ligkrommes en spektra te verkry as gevolg van botsings tussen die uitwerping en die metgeselle ster (Kutsuna en Shigeyama (KS) se CEI-modelle 19, 40 ). Die uitwerp word beskryf deur die W7-model 20. Die beste ligkrommes wat in Figuur 3 aangebied word, is die uitkomste wat verwag word van 'n ontploffing in 'n binêre stelsel met 'n skeiding van 2,5 × 10 13 cm wanneer ons hierdie gebeurtenis van die metgesel af waarneem. Die metgesel-ster is 'n rooi reus met 'n massa van 1,05 M ⊙ (die kernmassa is 0,45 M ⊙) en 'n radius van 8,9 × 10 12 cm wat die Roche-lob vul. Die aanvanklike massa van die metgesel is aanvaar as 1,50 M ⊙. Alhoewel die CEI-geïnduseerde vroeë flits in hierdie toestand prominent kan wees, kan ons nie die vroeë ligkrommes en B - V kleur evolusie van MUSSES1604D weergee nie, omdat 'n sterk, maar langdurige flits geproduseer sal word na interaksie met 'n rooi reus met 'n meer uitgebreide koevert 8, 19. Vir die spektrale eienaardigheid (Figuur 4) weerspreek die prominente Ti II-lyne ook die voorspellings van tipiese ontploffingsmodelle deur die waterstofaanvullende enkele ontaarde kanaal 5, 20, 21.

Verdere vergelykings van vroeë-fase-ligkrommes met beide Kasen (K10) en KS CEI-modelle 8, 19 word in panele a - c van uitgebreide data aangebied. in die geskokte saak, terwyl KS-modelle ongeveer die termiseringsprosesse tussen geskokte materie en bestraling in ag neem (verkoeling van geskokte materie deur bremsstrahlung). Soos K10 opgemerk het, is die aanname van onmiddellike termisering geneig om die energieë van fotone te onderskat en lei dit ook tot die oorskatting van die emissie van geskokte materie. Daarom produseer K10-modelle 'n prominente flits, selfs met 'n lae-massa hoofreeksgenoot, terwyl K-S-modelle slegs 'n vergelykbare vroeë flits met 'n rooi-reuse-metgesel kan produseer, en 'n nog flouer vroeë flits met 'n hoofreeksgenoot kan produseer. Ten spyte van die verskillende aannames in twee CEI-modelle, met 'n vroeë flits so helder soos dié van MUSSES1604D, voorspel beide K10- en KS-modelle die blou kleur van B - V ≲ 0.1 in die eerste vier dae na die ontploffing, wat onversoenbaar is met die waarnemings van MUSSES1604D.

Die CSM-uitwerpinteraksie. In die dubbel-ontaarde voorvader-scenario waar 'n SN Ia gegenereer word deur die samesmelting van twee WD's, kan 'n aansienlike hoeveelheid materiaal uit die ontwrigte sekondêre WD na 'n groot radius 41, 42 gedruk word en moontlik lei tot 'n vroeë ultraviolet / optiese flits as gevolg van die interaksie met die uitwerp 9, 10. Die sterk verbetering van die vroeë ligkromme wat in MUSSES1604D gesien word, vereis 'n baie uitgebreide CSM-verspreiding 10, 43. Ongeag die fisiese moontlikheid om die CSM-verspreiding te bereik onder hul aannames, interaksies met meer uitgebreide CSM versterk nie net die vroeë flits nie, maar verhoog ook die diffusietyd, wat lei tot 'n blouer en langer flitsfase 10. Panele d - f van uitgebreide data Figuur 1 toon die vroeë ligkrommes en kleurevolusie voorspel deur CSM-uitwerpinteraksiemodelle. Om 'n flits met 'n helderheid te vergelyk met dié van MUSSES1604D, is blou en stadige kleurontwikkeling onvermydelik in hierdie modelle, selfs nadat die CSM-skaal en die 56 Ni-verspreiding van die binneste uitwerp fyn ingestel is. Daarom kan die CSM-ejecta-interaksie nie die prominente vroeë flits en die vinnige, rooi B - V kleur evolusie wat vir MUSSES1604D waargeneem is, verklaar nie.

Die He-ontploffing-geaktiveerde scenario's. 'N Ander scenario is die SN Ia-ontploffing wat veroorsaak word deur die ontploffing van die He-laag. Die He-ontploffing genereer radioaktiewe materiale as die nukleosintese as word. Hy-ontploffing op die oppervlak van 'n Chandrasekhar-massa WD sal byvoorbeeld 56 Ni as hoofenergiebron in hierdie laag laat, met die massa-fraksie (X 56 N i) wat tot reaching 20% ​​bereik (sien hieronder). Die diffusietyd 44 van optiese fotone deur hierdie He-laag word geskat op ∼ 2 dae × (κ / 0.2 cm 2 g - 1) 0.5 (MH e / 0.02 M ⊙) 0. 5 (VH e / 20, 000 kms - 1) - 0,5. Hier word 'n subskripsie 'He' gebruik vir hoeveelhede wat verband hou met die He-laag, en die He as 'n dominante element in die laag word aanvaar dat dit volledig geïoniseer is. M H e en V H e is onderskeidelik die massa en snelheid van die He-laag, en κ is die ondeursigtigheid. Die vervalkrag op ∼ 2 dae vanaf die 56 Ni in die He-laag word geskat op ∼ 2,5 × 10 41 erg s - 1 (X 56 N i / 0,2) × (M H e / 0,02 M ⊙). Daarom word voorspel dat die radioaktiwiteit in die He-ontploffingsas 'n vinnige flits sal oplewer wat 'n paar dae sal duur met die piek bolometriese grootte van ∼ -16, met die veronderstelling dat die He massa M H e ∼ 0,03 M ⊙. Hierdie scenario verduidelik die aard van die vroeë flits wat vir MUSSES1604D gevind is. Vir die sub-Chandrasekhar WD word die oorvloed in die He ash oorheers deur die ander radioaktiewe isotope, 52 Fe en 48 Cr, en hulle dryf die vroeë flits aan. Tog is 'n soortgelyke argument soos hierbo van toepassing.

Die sintetiese ligkrommes en spektra wat van die He-shell-ontploffingsmodelle verwag word, word soos volg gesimuleer (Figuur 2-4). Ons het 'n reeks eendimensionele modelle saamgestel om die resultate van DDet-hidrodinamiese simulasies 13, 23 na te boots. Die digtheidstruktuur word aanvaar eksponensiaal in snelheidsruimte, waar die kinetiese energie gespesifiseer word deur die energieopwekking vir die veronderstelde verbrande samestellingstruktuur. 'N Gestratifiseerde struktuur in die samestelling en 'n eenvormige oorvloedpatroon in elke laag word aanvaar, waar die verspreiding van die brandprodukte gestel word om die DDet-modelle 23 voor te stel.

Die modelstrukture word in uitgebreide datafigure 5 en 6 getoon. Ons sub-Chandrasekhar-model en Chandrasekhar-model is soortgelyk aan 'n tipiese DDet-model en die W7-model in die massakoördinaat. Vir die Chandrasekhar WD-model het ons 'n deel van die 56 Ni-ryke streek vervang met 'n Si-ryk streek, wat gelei het tot 'n meer sentraal beperkte struktuur as in die W7-model. Let daarop dat ons 'n stabiele Fe / Ni-gebied in die kern van die Chandrasekhar-model aanneem, waarvan die massa ∼ 0,2 M ⊙ is, soortgelyk aan die in die W7-model. Vir elke model voer ons berekeninge 40 van multifrekwensie en tydafhanklike bestralingsoordragte Monte-Carlo uit, wat opgedateer is om radioaktiewe energie-invoer van die vervalskettings van 52 Fe / Mn / Cr en 48 Cr / V / Ti saam met 56 Ni / Co / Fe. Die kode veronderstel LTE vir die ionisasie, wat algemeen beskou word as 'n goeie benadering in die vroeë fase. In die W7-model lewer LTE- en NLTE-simulasies byvoorbeeld ononderskeibare ligkrommes (behalwe die U-band) tot until 25 dae na die ontploffing, wat ooreenstem met ∼ 5 dae na die B -maksimum 45, 46. Daarbenewens sluit ons nie die nie-termiese opwinding van He in nie, maar hy is ook nie sigbaar vir die DDet-modelle nie.

Die eienaardige vroeë ligkromme en kleur evolusie sowel as die sterk Ti II absorpsies vir MUSSES1604D kan natuurlik weergegee word deur die DDet scenario, soos getoon deur die model vir die 1.03 M M WD met 0.054 M ⊙ He (as) laag in Figuur 2 –4. Ons merk op dat die idee dat die DDet-model 'n vroeë flits voorspel deur die radioaktiewe verval van He ash, onafhanklik voorgestel is deur Noebauer et al. 25 werk wat op arXiv geplaas is nadat ons hierdie vraestel ingedien het. Hul model, wat kwalitatief soortgelyk is aan ons sub-Chandrasekhar-model, lei tot die vroeë flits en die kleurontwikkeling in die eerste paar dae na 'n ontploffing, aangedryf deur die verval van 52 Fe en 48 Cr, soos soortgelyk aan ons modelvoorspelling . Die model het egter nie 'n ligte kurwe / spektruminligting nie, en daarom is verdere vergelyking met ons model nie moontlik nie.

Alhoewel die sub-Chandrasekhar DDet-model die meeste eienaardighede van MUSSES-1604D kan verklaar, het dit prominente gebreke in die gevolglike vinnige evolusie van die gesimuleerde B-bandligkromme (sien ook verwysings 13, 23). Let op dat die vinnige afname van die B-bandligkromme voorspel deur hierdie klassieke DDet-scenario van die sub-Chandrasekhar-massa WD, plaasvind vanaf ∼ 17 dae na die ontploffing, en die grootte word mag 1,4 mag swakker as die piek op t ∼ 25 dae . Die verskil tussen die LTE- en NLTE-behandelings in die eerste 25 dae na die ontploffing is te klein om sodanige abnormale evolusie van die ligkromme 45, 46 te verreken, en dit is dus onwaarskynlik dat die LTE-aanname hierdie verskil is. Nog 'n probleem is dat die hoeveelheid radioaktiewe isotope in hierdie model (0,054 M ⊙ van die He-laag as 'n minimale He-dop vir die He-ontploffing) 'n sterker flits lewer as die van MUSSES1604D, wat daarop dui dat die waarnemingsvereiste massa van die He-laag is laer. Vir verdere ondersoek na die klassieke DDet-scenario, het ons 'n rooster van modelle wat WD-massas van ∼ 0,9 tot 1,4 M spanning versprei, maar al die modelle het 'n baie vinnige evolusie in die B-bandligkromme en / of te helder piekligsterkte voorspel.

Inderdaad, hierdie vinnige evolusie in die B-band-ligkromme word erken as een van die probleme in die (sub-Chandrasekhar) DDet-model 13, omdat die Fe-piek en Ti / Cr in die as die fotone moet begin blokkeer in die blouer bande sodra die temperatuur daal na die maksimum lig, en hierdie argument is nie sensitief vir die behandeling met LTE of NLTE nie. Daar is aangetoon dat hierdie probleem reggestel kan word as die massa van die He-laag baie kleiner is as wat vereis word deur die klassieke DDet-model om nie 'n groot dekking 29, 30, 47 te bied nie, gedeeltelik gebaseer op die idee dat so 'n klein hoeveelheid He (& lt 0.01 M ⊙) sal lei tot ontploffing as 'n aansienlike fraksie koolstof in die He-laag 48 gemeng word. Ons het ook vanuit ons modelvolgorde bevestig dat die ligkrommes van sub-Chandrasekhar DDet-modelle inderdaad ongeveer ooreenstem met normale (maar relatief flou en vinnig ontwikkelende) SNe Ia, sodra die He-laag verwyder is. Hierdie scenario sal MUSSES1604D egter nie verklaar nie, want ons sien prominente vroeë flits en handtekeninge van die He Ash in die maksimum spektrum.

Om die abnormale vinnige evolusiekwessie in die klassieke DDet-scenario reg te stel, het ons addisionele modelle ondersoek waarin ons toelaat dat die verband tussen die WD-massa en die finale 56 Ni-produksie wat in DDet verwag word nie noodwendig vervul word nie. Deur die WD-massa, 56 Ni-massa en die He-massa te verander, word die maklikste keuse wat ons gevind het, getoon in Figuur 2-4, waar die modelle met 1,38 M ⊙ WD, 0,01-0,03 M ⊙ He-aslaag en 0,43 M ⊙ van 56 Ni word aangebied. Verder het ons die model ondersoek met 1,28 M ⊙ WD, 0,013 M ⊙ He-aslaag en 0,44 M ⊙ van 56 Ni. Alhoewel so 'n relatief minder massiewe WD-model ook 'n stadige ligkromme kan gee, blyk die voor-maksimum B-V-kleur te rooi te wees. Daarom beperk ons ​​die aanvaarbare WD-massareeks tussen 1,28 en 1,38 M ⊙. Daarbenewens kan 'n beter konsistensie van die ligkrommes en kleurontwikkeling vanaf ∼ 5 dae na die B-band maksimum verwag word vir ons voorkeurmodel (1,38 M ⊙ WD + 0,03 M ⊙ He-shell) sodra die NLTE-effekte geneem is 45, 46 in ag geneem.

Uit hierdie ontledings stel ons twee scenario's voor wat die ontploffing behels. Eerstens is die gewelddadige samesmeltings-scenario 14 wat hy aangesteek het. In hierdie geval moet die primêre WD-massa steeds ∼ 1 M be wees om die vereiste piekligsterkte te lewer. Die aanwasstroom van He tydens die samesmeltingsproses kan 'n ontploffing veroorsaak, selfs al is die He-massa laag 14, 27. As die sekondêre wit dwerg deur die uitwerping opgesweep word, sou dit die stadig evoluerende ligkurwe verklaar. Daar is egter twee nadele aan hierdie scenario: (1) dit is onseker of die kernontploffing veroorsaak kan word deur die dun-He-dop-ontploffing 26, 27 en (2), dit sal die instelling van die samesmeltingskonfigurasie behels (bv. , die massas van die WD's) om die waarnemingskenmerke van MUSSES1604D weer te gee.

Die tweede scenario is die He-ontploffing op die oppervlak van 'n byna Chandrasekhar-massa WD, soos gemotiveer deur ons ligkromme en spektrale modelle wat die waarnemingsresultate weergee, eenvoudig deur die veronderstelling van 'n standaard Chandrasekhar-massa WD sonder om te verfyn. Die hoeveelheid He-massa is ook konsekwent in hierdie prentjie om die ontploffing daar te veroorsaak. Die evolusionêre spoor van hierdie binêre stelsel in die rigting van die He-ontploffing op die oppervlak van 'n WD meer as 1,3 M ⊙ is nooit in die literatuur bespreek nie. Verdere ondersoeke is nodig om te ondersoek of hierdie scenario kan realiseer of nie. 'N Ander nadeel is dat dit in die klassieke DDet-scenario te veel 56 Ni sal produseer deur kernontploffing, wat lei tot 'n oorbeligtende SN Ia.Die feit dat hierdie eenvoudige model al die hoofkenmerke van MUSSES1604D verklaar, is tog opvallend, wat daarop dui dat dit waarskynlik nie bloot toevallig sal wees nie. Dit dui daarop dat daar 'n meganisme kan wees om die massa van 56 Ni te verminder in vergelyking met die klassieke DDet-prent.

Meer realistiese ligkromme en -spektra kan gerealiseer word as 'n mens die moontlike kijkhoekeffek in ag neem wat verband hou met sowel die gewelddadige samesmeltingscenario as die Hy-aangesteek naby Chandrasekhar-WD-scenario. Ons eendimensionele modelle spreek slegs gedrag volgens hoekgemiddelde aan. Die Ti / Fe-absorpsies sal sterker wees as ons eendimensionele voorspelling as die siglyn 'n gebied van die He-as moet sny. Die aanvanklike verbetering van die ligkromme sou ook afhang van die kijkhoek, maar hierdie effek sou baie minder prominent wees as in die absorpsie.

'N Ander probleem is dat die Si- en S-kenmerke van MUSSES1604D nie baie goed weergegee word nie. Oor die algemeen word hierdie eienskappe kwalitatief goed uiteengesit, maar die verkryging van kwantitatiewe pasvorms is 'n probleem, selfs met gesofistikeerde NLTE-modellering 49. Ons vind dat hierdie eienskappe ook sensitief is vir gedetailleerde struktuur van die samestelling, selfs in eendimensionele simulasies. Die verskaffing van gedetailleerde aanpassing van hierdie funksies val buite die bestek van hierdie studie, aangesien hierdie kenmerke teoreties meer onseker is as die kenmerke wat ons in hierdie referaat ontleed het.

IV. Die ontploffingstydperk van MUSSES1604D

Ekstrapolering van die ontploffingsperiode van 'n SN Ia gebaseer op die 56 Ni-aangedrewe ligkurwe is kontroversieel omdat 'n aansienlike 'donker fase' tussen die ontploffing en die radioaktiewe verval van SN ejecta vir sommige SNe Ia 50 - 53 kan bestaan. Byvoorbeeld, die SN-aa wat tot dusver die beste waargeneem is, het SN 2011fe waarskynlik 'n eendag-donkerfase, alhoewel dit met die helderheid van ∼ 1/1000 van sy piekhelderheid 52, 54 ontdek is. Strenger beperkings op die ontploffingstydperk vereis nie net waarnemings met diep beelding nie, maar ook spesifieke bestralingsmeganismes om vroeë tye te verlig om die donker fase 55 te verlig. Danksy die diep beeldvermoë van Subaru / HSC en die vroeë flits van MUSSES1604D, kan die ontploffingstyd van MUSSES1604D vasgestel word.

In scenario's wat deur He-detonasie geaktiveer word, word die vroeë optiese flits onmiddellik geproduseer vanaf die radioaktiewe verval aan die oppervlak van die SN-uitwerp, wat die vroegste optiese emissie is, behalwe die byna onopspoorbare koelemissie van die skokverhitte WD kort daarna die SN-skokbreuk 50, 56. Dus is MUSSES1604D in 'n vroeëre fase ontdek as enige SN Ia wat voorheen ontdek is. Gegewe 'n effektief weglaatbare donker fase voor die vroeë flits, neem ons die klassieke t 2-vuurbolmodel (waar t die tyd sedert die ontploffing is) vir die stygende fase van die vroeë flits aan, met die veronderstelling dat nie die fotosferiese temperatuur of die snelheid beduidend verander nie die ontploffingstydperk van MUSSES1604D te skat. Die resultaat dui aan dat die eerste waarneming van MUSSES1604D op ∼ 0,51 + 0,08 - 0,06 dae na die SN-ontploffing is. Volgens die bespassende ligkrommes afgelei van die na-flits multiband-fotometrie (gestippelde lyne in Figuur 1), bereik die grootte van die g-band dieselfde vlak as ons eerste waarneming (25,14 mag) op t ∼ 3 dae. Dit kan impliseer dat daar 'n nie-weglaatbare donker fase bestaan ​​vir nie-vroeë-flits SNe Ia.

V. MUSSES1604D-agtige SNe Ia en hul seldsaamheid

Die tempo van voorkoms van He-ontploffing-geaktiveerde SNe Ia kan beperk word deur die breuk van MUSSES1604D-agtige SNe Ia te skat. Deur meer as 1000 SNe Ia te inspekteer van normaal tot verskillende subtipes wat minstens een goeie spektrum het van ongeveer -6 tot +12 dae na hul B-band maksimum deur gepubliseerde bronne en oop SN databasisse 57, 58, drie MUSSES1604D-agtige SNe Ia (sonder vroeë fase waarnemings) is gevind. Die siftingskriteria en gedetailleerde eienskappe van die MUSSES1604D-agtige SNe Ia word gelys in die uitgebreide datatabel 2. Benewens drie normale helderheid SNe Ia (-19.4 ≲ MB ≲ -18.7) wat ons hier genoem het, toon sommige sublumine SNe Ia ook goeie ooreenkomste met MUSSES1604D (bv. 02es-agtige SNe Ia, PTF10ops en SN 2010lp, wat ook 'n stadig ontwikkelende ligkurwe en soortgelyke spektrale eienskappe het as MUSSES1604D 59, 60). As gevolg van onvoldoende inligting om hierdie sublumine voorwerpe finaal te klassifiseer, fokus die bespreking hier egter op die beste drie MUSSES1604D-agtige SNe Ia, naamlik SN 2006bt, SN 2007cq en SN 2012df 61 - 64.

'N Normale helderheid SN Ia, SN 2006bt toon goeie ooreenkoms met MUSSES1604D in beide ligkromme en spektrale kenmerke, behalwe vir die vlak Si II λ 5972 absorpsie gesien in MUSSES1604D. Omdat daar geen Na I D-kenmerk in die spektra van SN 2006bt is nie en die SN ver van die middelpunt van 'n S0 / 'n gasheerstelsel af is, word die absolute grootte in die Uitgebreide Datatabel 2 getoon sonder om die gasheeruitwissing in ag te neem. Goed georganiseerde opvolgwaarnemings vir SN 2006bt dui op die maksimum Ti II absorpsies, 'n stadig evoluerende B-band ligkromme en soortgelyke B - V kleur evolusie as MUSSES1604D.

SN 2007cq word geklassifiseer as 'n ander MUSSES1604D-agtige SN Ia. In die besonder toon die pre-maksimum spektroskopie van SN 2007cq prominente Ti II absorpsies vanaf ongeveer 6 dae voor die B-band maksimum, wat ooreenstem met die voorspelling van die He-ontploffingsmodelle 12, 23. Let daarop dat SN 2007cq vlakker absorpsie-eienskappe van middelelemente en 'n blouer kleur toon as MUSSES1604D, wat toegeskryf kan word aan 'n groter hoeveelheid 56 Ni wat gegenereer is uit die kernontploffing vir SN 2007cq.

SN 2012df was aan die rand van 'n S0-agtige sterrestelsel. Die spektrum is naby sy helderheidspiek geneem met 'n ongefiltreerde absolute grootte van ∼ -18.9 (sonder uitsterwingskorreksie). Ten spyte van die beperkte waarnemingsinligting vir SN 2012df, is hoë spektrale ooreenkoms tussen twee SNe Ia in 'n soortgelyke tydvak gevind (Figuur 4). Daarom klassifiseer ons SN 2012df as 'n MUSSES1604D-agtige SN Ia. Vergelykings van die spektrale evolusie en ligkurwes van MUSSES1604D-agtige SNe Ia word onderskeidelik in uitgebreide datafigure 2 en 3 aangebied.

Om 'n konserwatiewe skatting van die gebeurtenissnelheid van MUSSES1604D-agtige SNe Ia te verkry, het ons alle sublumine voorwerpe uitgeskakel, alhoewel sommige daarvan dieselfde oorsprong 59, 60 kan hê. Statisties is daar 4 MUSSES1604D-agtige voorwerpe (insluitend MUSSES1604D) uit ∼ 800 SNe Ia met 'n B-band piek absolute grootte ≲ -18,7, wat ooreenstem met 'n fraksie van MUSSES1604D-agtige SNe Ia van ∼ 0,5%.

Die tradisionele SN Ia-klassifikasie wat hoofsaaklik gebaseer is op SN-helderheid en spektrale kenmerke, sal MUSSES1604D en iPTF14atg in twee eienaardige subtipes klassifiseer, alhoewel albei sterk vroeë ligkrommingverbeterings, stadig ontwikkelende ligkurwes, prominente Ti II absorpsies en soortgelyke kleurontwikkeling het en gasheeromgewings 7, 55, wat daarop dui dat dit intrinsiek verbind kan wees 65. Of iPTF14atg ook veroorsaak word deur die He-shell-ontploffing, is 'n ope vraag omdat die Ti II-absorpsies en die rooi kleur van sublumine SNe Ia in die na-flitsfase toegeskryf kan word aan die lae temperatuur van uitwerping, en die gebrek aan vroeë kleurinligting verhoed ons om verdere vergelykings met MUSSES1604D tydens die flitsfase te maak. Dit is opmerklik dat die vroegste B - V kleur van iPTF14atg op ∼ 5 dae na die ontploffing waarskynlik te rooi is om verklaar te word deur CEI of CSM-uitwerpinteraksie, maar in ooreenstemming is met die voorspellings van He-detonasie modelle (Figuur 2). ). As 'n verwysing vir die toekomstige werk, lys ons in die uitgebreide datatabel 2 MUSSES1604D-agtige en iPTF14atg-agtige kandidate wat gekies is uit verskillende SN Ia-takke 59, 60, 66 - 68. Ooreenkomste tussen hierdie voorwerpe kan dui op intrinsieke verbande tussen 'n aantal SNe Ia van verskillende subtipes.

Kode beskikbaar. Die na-flits ligkrommes pas en K-regstelling word uitgevoer met die SALT2-model en SNCosmo, wat beskikbaar is by http://supernovae.in2p3.fr/salt/doku.php & amp https://sncosmo.readthedocs.io /en/v1.5.x/ onderskeidelik. Ons het nie die kode vir die metgeselle-uitwerpinteraksie (CEI) -modelle of die bestraling-oordragkode wat vir He-detonasiesimulasies gebruik is, beskikbaar gestel nie, omdat hulle nie voorbereid is op openbare gebruik nie. In plaas daarvan is die gesimuleerde ligkrommes en spektra vir die He-ontploffingsmodelle wat in hierdie vraestel getoon word, op aanvraag beskikbaar.

Beskikbaarheid van data. Die brongegevens vir figure 1, 3 en 4 is beskikbaar in die aanlyn weergawe van die artikel. Fotometriese en spektroskopiese data sal ook op WISeREP3 (http://wiserep.weizmann.ac.il/) publiek beskikbaar gestel word.

31. Miyazaki, S., et al. Breëveldbeelding met Hyper Suprime-Cam: Cosmology and Galaxy Evolution, 'n voorstel vir 'n strategiese opname vir die Subaru-teleskoop. http://hsc.mtk.nao.ac.jp/ssp/wp-content/uploads/2016/05/hsc_ssp_rv_jan13.pdf (2014).

32. Bolton, A. S., et al. Spektrale klassifikasie en rooiverskuiwingsmeting vir die SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey. Astron. J. 144, 144 (2012).

33. Shimasaku, K., et al. Statistiese eienskappe van helder sterrestelsels in die fotometriese stelsel van Sloan Digital Sky Survey. Astron. J. 122, 1238–1250 (2001).

34. Peng, C. Y., Ho, L. C., Impey, C. D. & amp Rix, H. -W. Gedetailleerde ontbinding van Galaxy Images. II. Verder as-asimmetriese modelle. Astron. J. 139, 2097–2129 (2010).

36. Stetson, P. B. DAOPHOT: 'n Rekenaarprogram vir sterrefotometrie met drukveld. Publ. Astron. Soc. Pac. 99, 191–222 (1987).

37. Doi, M., et al. Fotometriese reaksiefunksies van die Sloan Digital Sky Survey Imager. Astron. J. 139, 1628–1648 (2010).

39. Schlegel, D. J., Finkbeiner, D. P. & amp Davis, M. Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddering and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds. Astrofis. J. 500, 525–553 (1998).

40. Maeda, K., Kutsuna, M. & amp Shigeyama, T. Handtekeninge van 'n metgesel-ster in Type Ia Supernovae. Astrofis. J. 794, 37 (2014).

41. Fryer, C. L., et al. Spectra van tipe Ia-supernovas uit dubbele ontaarde samesmeltings. Astrofis. J. 725, 296–308 (2010).

42. Shen, K. J., Bildsten, L., Kasen, D. & amp Quataert, E. The Long-term Evolution of Double White Dwarf Mergers. Astrofis. J. 748, 35 (2012).

43. Levanon, N. & amp Soker, N. Vroeë UV-emissie van skyf-oorspronklike materie (DOM) in tipe Ia-supernovas in die dubbele ontaarde scenario. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 470, 2510–2516 (2017).

44. Arnett, D. Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter from the Big Bang to the Present. Princeton University Press (1996).

45. Kasen, D., Thomas, R. C. & amp Nugent, P. Tydafhanklike berekeninge vir stralingsoordrag van Monte Carlo vir driedimensionele Supernova-spektra, ligkrommes en polarisasie. Astrofis. J. 651, 366–380 (2006).

46. ​​Kromer, M. & amp Sim, S. A. Tydafhanklike driedimensionele spektrumsintese vir tipe Ia-supernovas. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 398, 1809–1826 (2009).

47. Sim, S. A.,et al. Ontploffings in sub-Chandrasekhar-massa C + O wit dwerge. Astrofis. J. Lett. 714, L52 – L57 (2010).

48. Shen, K. J., & amp Moore, K. The Initiation and Propagation of Helium Detonations in White Dwarf Envelopes. Astrofis. J. 797, 46 (2014).

49. Nugent, P., Phillips, M., Baron, E., Branch, D. & amp Hauschildt, P. Bewyse vir 'n spektroskopiese volgorde onder tipe 1a Supernovae. Astrofis. J. Lett. 455, L147 – L150 (1995).

50. Piro, A. L., & amp Nakar, E. Wat kan ons leer uit die stygende ligkrommes van radioaktief aangedrewe supernovas? Astrofis. J. 769, 67 (2013).

51. Piro, A. L., & amp Nakar, E. Beperkings op vlak 56 Ni uit die vroeë ligkrommes van tipe Ia Supernovae. Astrofis. J. 784, 85 (2014).

52. Mazzali, P. A., et al. Hubble-ruimteteleskoopspektra van die Type Ia supernova SN 2011fe: 'n stert van lae digtheid, hoë snelheid materiaal met Z & lt Z ⊙. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 439, 1959–1979 (2014).

53. Zheng, W., et al. Skatting van die eerste lig-tyd van die tipe Ia Supernova 2014J in M82. Astrofis. J. Lett. 783, L24 (2014).

54. Nugent, P. E., et al. Supernova SN 2011fe van 'n ontploffende wit koolstof-suurstof wit dwergster. Aard. 480, 344–347 (2011).

55. Cao, Y., et al. SN2002es-agtige supernovas uit verskillende kijkhoeke. Astrofis. J. 832, 86 (2016).

56. Piro, A. L., Chang, P. & amp Weinberg, N. N. Shock Breakout from Type Ia Supernova. Astrofis. J. 708, 598–604 (2010).

57. Yaron, O. & amp Gal-Yam, A. WISeREP – 'n Interaktiewe Supernova-databasering. Publ. Astron. Soc. Pac. 124, 668–681 (2012).

58. Guillochon, J., Parrent, J., Kelley, L. Z. & amp Margutti, R. 'n Oop katalogus vir Supernova-data. Astrofis. J. 835, 64 (2017).

59. Maguire, K., et al. PTF10ops - 'n sublumine, ligte kurwe met normale breedte, tipe Ia-supernova in die middel van nêrens. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 418, 747–758 (2011).

60. Kromer, M., et al. SN 2010lp - 'n tipe Ia-supernova van 'n gewelddadige samesmelting van twee koolstof-suurstofwit dwerge. Astrofis. J. Lett. 778, L18 (2013).

61. Foley, R. J., et al. SN 2006bt: 'n verwarrende, lastige en moontlik misleidende tipe Ia Supernova. Astrofis. J. 708, 1748–1759 (2010).

62. Ganeshalingam, M., et al. Resultate van die Superlekster Lekobservatorium-opvolger Fotometrieprogram: BVRI-ligkrommes van 165 tipe Ia-supernovas. Astrofis. J. Aanvulling 190, 418–448 (2010).

63. Scalzo, R., et al. Tik Ia-supernova-bolometriese ligkrommes en massaskattings van die nabygeleë Supernova-fabriek. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 440, 1498–1518 (2014).

64. Ciabattari, F., et al. Supernova 2012df = Psn J17481875 + 5218023. Sentrale Buro se elektroniese telegramme. 3161 (2012).

65. Kromer, M., et al. Die eienaardige tipe Ia-supernova iPTF14atg: massa-ontploffing deur Chandrasekhar of gewelddadige samesmelting? Ma. Nie. R. Astron. Soc. 459, 4428–4439 (2016).

66. Ganeshalingam, M., et al. Die lae snelheid, vinnig vervaagende tipe Ia Supernova 2002's. Astrofis. J. 751, 142 (2012).

67. Li, W., et al. SN 2002cx: Die eienaardigste bekende tipe Ia Supernova. Publ. Astron. Soc. Pac. 115, 453–473 (2003).

68. Foley, R. J., et al. Tipe Iax Supernovae: 'n nuwe klas sterreontploffing. Astrofis. J. 767, 57 (2013).

Uitgebreide data Figuur 1: Vergelyking van MUSSES1604D-waarnemings en verskillende modulesimulasies tydens die flitsfase. Simbole vir MUSSES1604D-data is dieselfde as in Figuur 1–3 en die resultate van ons beste pasgemaakte He-ontploffingsmodel (1,38 M ⊙ WD + 0,03 M ⊙ He-dop, rooi soliede lyne) word in elke paneel getoon. Panele a-c bevat vroeë B-band (a) en V-band (b) ligkrommes en B-V kleur evolusie (c) gegenereer deur verskillende CEI simulasies waargeneem vanaf die metgesel. Stiplyne stem ooreen met die K10-modelle met verskillende binêre stelselsamestellings (MS, hoofreeksster RG, rooi-reuse-ster) 8. Die magenta stippellyn dui ons beste pasvorm K-S CEI model 19 aan. Alhoewel 'n vroeë flits soos dié van MUSSES1604D met spesifieke CEI-modelle geproduseer kon word, is die voorspelde kleur baie blou in die CEI-flitsfase. Panele d en e is V-band ligkrommes wat gesimuleer word deur die CSM-uitwerpinteraksie met diep (d) en vlak (e) 56 Ni-verspreiding vir die binneste uitwerping (Piro & amp Morozova, P16 10). Stippellyne stem ooreen met 'n eksterne massa van M e = 0,3 M ⊙ met verskillende buitenste radius R e. Paneel f is die kleur evolusie onder dieselfde aannames as in e. Soortgelyk aan CEI-modelle, verskil kombinasies van vroeë ligkrommes en kleurevolusie wat deur die CSM-ejecta-interaksie voorspel word, van die waargenome eienskappe van MUSSES1604D.

Uitgebreide data Figuur 2: Spektrale evolusie van MUSSES1604D en analoë. Spectra vir MUSSES1604D (donkergroen) word vergelyk met dié van die analoog SNe Ia SN 2006bt, SN 2007cq en SN 2012df tydens soortgelyke tydperke. Laatfase-spektra van SN 2011fe is ingesluit as verwysing. SALT / RSS opvolg waarnemings is uitgevoer -2 en 12 dae na die B-band maksimum en die ander twee spektra is geneem deur Gemini-N / GMOS 3 en 26 dae na die B-band maksimum.

Uitgebreide data Figuur 3: Restraam B - en V-band ligkrommes vir MUSSES1604D en ander SNe Ia. K-regstellings in flits (oop vierkante) en na flitsfase (gevulde vierkante met stippellyne) van MUSSES1604D is met verskillende metodes uitgevoer (sien Metodes). 'N Uitstekende ligkrommewedstryd word getoon vir MUSSES1604D, SN 2006bt en SN 2007cq. 'N Ander eienaardige vroeë flits SN Ia iPTF14atg toon ook soortgelyke ligkurwes, alhoewel die helderheid daarvan ∼ 1 ligter is as MUSSES1604D. Ligkrommes van 'n normale SN Ia, SN 2011fe (swart stippellyne) word as verwysing verskaf. Die groottes wat hier getoon word, is in die Vega-stelsel en die foutstawe dui op 1- σ onsekerhede.

Uitgebreide data Figuur 4: Vroeë Subaru / HSC g-band beelde vir MUSSES1604D. Die linkerpaneel toon die vroegste Subaru / HSC-beeld van MUSSES1604D (α (J2000) = 12h18m19s.85, δ (J2000) = +00 ∘ 15'17.38 ”) geneem op UT 4.335, 2016, toe die g-band grootte van MUSSES1604D was 25,14 ± 0,15. Die supernova verhelder dan vinnig tot to 23,1 mag op een dag (regterpaneel).

Uitgebreide data Figuur 5: Samestellingstrukture van modelle wat gebruik word vir bestralingsoordrag-simulasies. Die samestellingstrukture wat hier getoon word, is He-ontploffingsmodelle vir die sub-Chandrasekhar-massa WD (1,03 M ⊙ WD + 0,054 M ⊙ He-doppanele a & amp) en die Chandrasekhar-massa WD (1,38 M ⊙ WD + 0,03 M ⊙ Hy-dop panele b & amp d). Die massa-breuke van geselekteerde elemente word getoon as 'n funksie van snelheid (a, b) of massakoördinaat (c, d). Kleure wat vir geselekteerde elemente gebruik word, is dieselfde vir alle panele.

Uitgebreide data Figuur 6: digtheidstrukture van die modelle wat gebruik word vir simulasies vir oordrag van bestraling. Die digtheidstrukture (as funksie van snelheid) wat hier getoon word, is He-ontploffingsmodelle vir die sub-Chandrasekhar-massa WD (1,03 M ⊙ WD + 0,054 M ⊙ He-dop swart stippellyn) en die Chandrasekhar-massa WD (1,38 M ⊙ WD + 0,03 M ⊙ He-dop rooi soliede lyn).

Uitgebreide datatabel 1: beeldopmerkings van MUSSES1604D

Aantekeninge. Die groottes in g-, r- en i-bande (waarnemer-raam-AB-stelsel) is na die standaard SDSS-fotometriese stelsel oorgedra deur 'n kleurtermkorreksie op grond van veldsterre aan te neem. Rustraam B - en V-band-groottes is in die Vega-stelsel. Getalle tussen hakies kom ooreen met 1- σ statistiese onsekerhede in eenhede van 1/100 mag.

Dae (rusraam) relatief tot die geskatte datum van die B-band maksimum, UT 26.27, 2016.

K-korreksie vir die flitsfase (4–8 April) waarnemings word uitgevoer deur gebruik te maak van die kragwet-spektrale energieverspreidingsmodelle afgelei van die kleur van die vroeë flits. Vir waarnemings na die flits word K-korreksie uitgevoer volgens die beste pasvorm van die spektrale volgorde van MUSSES1604D. Die Galaktiese uitwissing (E (B - V) M W = 0,0263 mag) is reggestel.

Uitgebreide datatabel 2: eienskappe van MUSSES1604D- en iPTF14atg-agtige SNe Ia

Aantekeninge. Vir elke eiendom gebruik ons ​​'+', '| ”En“ - ”voetnote onderskeidelik as“ ondersteuning ”,“ neutraal ”en“ teenoorgestelde ”om die ooreenkoms tussen kandidate en MUSSES1604D / iPTF14atg aan te toon.Vir al drie MUSSES1604D-agtige SNe Ia word die uitwissing van die gasheer verwaarloos vanweë die relatiewe afstand van SNe tot in die middel van hul S0 / a-sterrestelsels en die nie-opsporing van Na I D-lyne in hul spektra. Galaktiese uitwissing is toegepas met E (B - V) M W van 0.1096 mag en 0.050 mag vir onderskeidelik SN 2007cq en SN 2006bt.

Die absolute grootte vir iPTF14atg, 02es-agtig (SN 2002es, SN 2010lp, PTF10ops) en alle normale helderheid SNe Ia is bereken met behulp van kosmologiese parameters H 0 = 70.0 km s - 1 Mpc - 1, Ω m = 0.30, Ω Λ = 0,70 en Ω ν = 0,00. Vir 02cx-agtige SNe Ia neem ons die waarde uit die verwante vraestel 68 aan.

Die B - V kleurinligting is ongeveer die B - band maksimum. Hier definieer ons B - V ≥ 0.4 mag, 0.4 mag & gt B - V ≥ 0.2 mag, 0.2 mag & gt B - V ≥ 0.1 mag, 0.1 mag & gt B - V ≥ -0.1 mag en -0.1 mag & gt B - V as Onderskeidelik “ultra-rooi”, “rooi”, “marginaal-rooi”, “normaal” en “blou”.

Spektrale funksies is ongeveer die B-band maksimum. Vir normale helderheid en sublumine SNe Ia, het ons die spektra geneem wat in die naaste tydvak geneem is tot onderskeidelik t = -2 en t = 0 (relatief tot die B-band maksimum) vir die vergelykings.

Die relatiewe sterkte van Ti II absorpsies naby die B-band maksimum. Die sterkte is relatief tot normale tipe SNe Ia, bv. SN 2011fe.

Ons definieer die ekwivalente breedte (EW) van Si II λ 5972-lyn as: EW (Si II λ 5972) ≤ 10 AA, 10 AA & lt EW (Si II λ 5972) ≤ 30 AA, 30 AA & lt EW ( Si II λ 5972) onderskeidelik as "Shallow", "Intermediate" en "Deep".

Die relatiewe evolusiesnelheid van Ti II absorpsies in die eerste 10 ± 2 dae na die B-band maksimum. Die evolusiesnelheid is relatief tot SN 2011fe en iPTF14atg vir onderskeidelik normale helderheid en sublumine SNe Ia.

Ongefilterde fotometrie sonder om die Galaktiese uitwissing in ag te neem E (B - V) M W = 0,0393 mag.

Wil u hoor oor nuwe gereedskap wat ons maak? Teken in op ons poslys vir af en toe opdaterings.

As u 'n weergawe-fout vind, dien u 'n probleem op GitHub in. Of probeer dit self reg te stel - die weergawe is open source!


Eerste ontdekking van 'n binêre metgesel vir 'n tipe Ia-supernova

Die blou-wit punt in die middel van hierdie beeld is supernova 2012cg, gesien deur die 1,2-meter-teleskoop by Fred Lawrence Whipple Observatory. Op 50 miljoen ligjare weg is hierdie supernova so ver dat sy gasheerstelsel, die rand-op-spiraal NGC 4424 in die sterrebeeld Maagd, hier net as 'n uitgebreide vlek van pers lig voorkom. Beeldkrediet: Peter Challis / Harvard-Smithsonian CfA. 'N Span sterrekundiges, waaronder Robert Kirshner en Harvard en Peter Challis, het 'n ligstraal van die metgesel na 'n ontploffende ster bespeur. Dit is die eerste keer dat sterrekundiges die impak van 'n ontploffende ster op sy buurman sien. Dit lewer die beste bewyse oor die tipe binêre sterstelsel wat lei tot tipe Ia-supernovas. Hierdie studie onthul die omstandighede vir die gewelddadige dood van sommige wit dwergsterre en bied dieper begrip vir die gebruik daarvan as instrumente om die geskiedenis van die uitbreiding van die heelal na te spoor. Hierdie tipe sterre-ontploffings het die ontdekking van donker energie moontlik gemaak, en die heelal versnel die uitbreiding wat vandag een van die grootste probleme in die wetenskap is.

Die onderwerp oor hoe tipe Ia-supernovas ontstaan, is al lank 'n onderwerp van debat onder sterrekundiges.

& # 8220Ons dink dat tipe Ia-supernovas afkomstig is van ontploffende wit dwerge met 'n binêre metgesel, & # 8221 het Howie Marion van die Universiteit van Texas in Austin (UT Austin) gesê, die hoofskrywer van die studie. & # 8220Die teorie gaan ongeveer 50 jaar terug, maar daar was voorheen nog geen konkrete bewyse vir 'n metgesel nie. & # 8221

Sterrekundiges het gesukkel oor mededingende idees en het gedebatteer of die metgesel 'n normale ster of 'n ander wit dwerg was.

& # 8220Dit is die eerste keer dat 'n normale tipe Ia geassosieer word met 'n binêre metgeselster, & # 8221 het die spanlid en professor in sterrekunde J. Craig Wheeler (UT Austin) gesê. & # 8220Dit is 'n groot probleem. & # 8221

Die binêre ster-stamvaderteorie vir tipe Ia-supernovas begin met 'n uitgebrande ster wat 'n wit dwerg genoem word. Massa moet by die wit dwerg gevoeg word om die ontploffing en mdash-massa wat die dwerg uit 'n metgeselle trek, te aktiveer. Wanneer die massa-instroom die punt bereik dat die dwerg warm genoeg en dig genoeg is om die koolstof en suurstof in sy binneste aan die brand te steek, begin 'n termonukleêre reaksie wat die dwerg laat ontplof as 'n Type Ia-supernova.

Vir 'n lang tyd was die leidende teorie dat die metgesel 'n ou rooi reuse-ster was wat opgeswel het en materie aan die dwerg verloor het, maar onlangse waarnemings het die idee feitlik uitgesluit. Geen rooi reus word gesien nie. Die nuwe werk lewer bewyse dat die ster wat die massa verskaf, steeds waterstof in sy middel verbrand, dit wil sê dat hierdie metgesel ster nog in die fleur van die lewe is.

Volgens die spanlid Robert P. Kirshner van die Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, & # 8220 As 'n wit dwerg langs 'n gewone ster ontplof, moet u 'n pols van blou lig sien wat die gevolg is van die verhitting van die metgesel. Dit is wat teoretici voorspel het en dit is wat ons gesien het.

& # 8220Supernova 2012cg is die rook- en mdash-gloeiende & mdash-geweer: sommige tipe Ia-supernovas kom van wit dwerge wat 'n do-si-do doen met gewone sterre. & # 8221

Supernova 2012cg, wat 50 miljoen ligjare weg in die sterrebeeld Maagd geleë is, is op 17 Mei 2012 deur die Lick Observatory Supernova Search ontdek. Marion se span het die volgende dag met die teleskope van die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika begin studeer.

& # 8220Dit is belangrik om baie vroeë waarnemings te kry, "het Marion gesê, & # 8220 omdat die interaksie met die metgesel baie vinnig na die ontploffing plaasvind. & # 8221

Die span het 'n paar weke lank die supernova en die helderder aangehou met baie verskillende teleskope, waaronder die 1,2 meter-teleskoop by Fred Lawrence Whipple Observatory en sy KeplerCam-instrument, die Swift gammastraal-teleskoop, die Hobby-Eberly-teleskoop by McDonald Observatory , en ongeveer 'n halfdosyn ander.

& # 8220Dit is 'n wêreldwye onderneming, & rdquo; Wheeler het gesê. Spanlede kom van ongeveer 'n dosyn Amerikaanse universiteite, sowel as instellings in Chili, Hongarye, Denemarke en Japan.

Wat die span gevind het, was 'n bewys in die eienskappe van die lig van die supernova wat aangedui het dat dit deur 'n binêre metgesel veroorsaak kan word. Hulle het spesifiek 'n oormaat blou lig gevind wat voortspruit uit die ontploffing. Hierdie oormaat stem ooreen met die algemeen aanvaarde modelle wat deur U.C. Berkeley-sterrekundige Dan Kasen vir wat sterrekundiges verwag om te sien as 'n ster in 'n binêre stelsel ontplof.

& # 8220Die supernova waai langs 'n metgesel op, en die ontploffing het 'n invloed op die metgesel, 'het Wheeler verduidelik. & # 8220Die kant van daardie metgesel-ster wat & # 8217; s treffer word warm en helder. Die oortollige blou lig kom van die kant van die metgesel wat warm word. & # 8221

Gekombineer met die modelle dui die waarnemings aan dat die binêre metgeselle ster 'n minimum massa van ses sons het.

& # 8220Dit is 'n interpretasie wat ooreenstem met die data, "het Jeffrey Silverman, 'n spanlid, gesê en beklemtoon dat dit nie 'n konkrete bewys is van die presiese grootte van die metgesel nie, soos wat dit sou kom uit 'n foto van die binêre sterstelsel. Silverman is 'n nadoktorale navorser aan UT Austin.

Slegs enkele ander tipe Ia-supernovas is al waargeneem, het Marion gesê, maar hulle het nie 'n oormaat blou lig getoon nie. Meer voorbeelde is nodig.

& # 8220Ons moet 'n honderd sulke gebeure bestudeer en dan sal ons kan weet wat die statistieke is, 'het Wheeler gesê.

Die werk is pas in The Astrophysical Journal gepubliseer.

Hierdie persverklaring word saam met The University of Texas in Austin uitgereik.


Hoe word die eerste ontploffing in Supernove tipe Ia geaktiveer? - Sterrekunde

Die model van 'n presupernova se koolstof-suurstof (CO) kern met 'n aanvanklike massa van 1,33 M_solar, 'n aanvanklike koolstof-oorvloed X_C ^ <(0)> = 0,27, en 'n gemiddelde toename in massatoename van 5 x 10 ^ <-7 > M_solar / jr deur aanwas in 'n binêre stelsel het onderskeidelik ontwikkel uit die sentrale digtheid en temperatuur rho_c = 10 ^ 9 g / cm ^ 3 en T_c = 2,05 x 10 ^ 8 K deur 'n konvektiewe kern te vorm en die daaropvolgende uitbreiding na 'n plofbare brandstofontsteking in die middel. Die evolusie- en ontploffingsvergelykings het slegs die koolstofverbrandingsreaksie C-12 + C-12 ingesluit met energievrystelling wat ooreenstem met die volledige omskakeling van koolstof en suurstof (teen dieselfde tempo as dié van koolstof) in Ni-56. Die verhouding tussen menglengte en konveksie-sone grootte alpha_c is gekies as parameter. Alhoewel die modelaannames ru was, het ons 'n aanvaarbare ontploffingspatroon (vir die teorie van supernovas) verkry met 'n sterk afhanklikheid van die duur daarvan op alpha_c. In ons berekeninge met voldoende groot waardes van hierdie parameter, alpha_c = 4.0 x 10 ^ <-3> en 3.0 x 10 ^ <-3>, verbrand brandstof in die regime van vinnige ontploffing. In die reeks 2.0 x 10 ^ <-3> & gt alpha_c & gt 3.0 x 10 ^ <-4> was daar aanvanklik 'n deflagrasie met die generering van modelpulsasies waarvan die amplitude geleidelik toegeneem het. Uiteindelik het die ontploffingsregime van verbranding ontstaan ​​wat vanaf die modeloppervlaklae (met m = 1,33 M_solar) geaktiveer is en diep in die model gepropageer het tot op die ontbrandingsfront. Die generering van modelpulsasies en die vorming van 'n ontploffingsfront word breedvoerig beskryf vir alpha_c = 1.0 x 10 ^ <-3>.


Die oorsprong van tipe Ia-supernovas wat deur mangaan-oorvloed voorkom

(a) Massa-ontploffings byna Chandrasekhar: In 'n binêre stelsel van een wit dwerg wat van koolstof en suurstof bestaan, veroorsaak massa-aanwas van die metgesel-ster ('n hoofgevolgster of rooi reus) winde van materiaal van die wit dwerg , wat die massa-aanwas op die witdwerg reguleer, en die witdwergmassa verhoog. Subsoniese golwe van die ontploffing in die middel van die witdwerg byna Chandrasekhar veroorsaak 'n ontploffing in die buitewyke. Hierdie ontploffing kan baie manga-nese (Mn) en nikkel (Ni) sowel as yster (Fe) oplewer. (b) 'n Voorbeeld van massa-ontploffings onder Chandrasekhar: In 'n binêre stelsel van twee wit dwerge (ten minste een wit dwerg bestaan ​​uit koolstof en suurstof) word die kleiner deur getykragte ontwrig en saamsmelt met die groter. 'N Ontploffing in 'n dun heliumomslag rondom die wit dwerg veroorsaak 'n koolstofontploffing in die middel. Hierdie ontploffing kan meer silikon (Si) en swael (S), sowel as yster (Fe), en onverbrande koolstof en suurstof produseer. Krediet: The Astrophysical Journal

'N Navorsingspan by die Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) bestaande uit besoekende wetenskaplike Chiaki Kobayashi, destydse projeknavorser Shing-Chi Leung (tans by die California Institute of Technology), en senior wetenskaplike Ken' ichi Nomoto het rekenaarsimulasies gebruik om die ontploffing, kernreaksie, produksie van elemente en evolusie van elementêre oorvloed in sterrestelsels te volg. As gevolg hiervan het hulle streng beperkinge geplaas op die oorsprong van tipe Ia-supernovas.

'N Type Ia-supernova is 'n tipe supernova wat nie verband hou met die dood van 'n massiewe ster nie. In plaas daarvan is 'n Type Ia-supernova 'n helder ontploffing van 'n ster wat in 'n binêre stelsel voorkom, waar twee relatief lae massa-sterre saam ontwikkel. Vanweë hul betreklik konstante helderheid is Type Ia-supernovas gebruik as 'n standaard 'kers' om die uitbreiding van die heelal te meet, 'n resultaat waarvoor die 2011 Nobelprys vir Fisika toegeken is. Die stamvaderster van 'n Type Ia-supernova is egter onbekend en is al ongeveer 'n halwe eeu lank onderwerp van debat.

'Soos gewoonlik vir normale supernovas, produseer Super Iowa supernovae' metale '- of, in astronomiese terme, chemiese elemente wat swaarder is as waterstof en helium, terwyl laasgenoemde paar hul oorsprong na die oerknal herlei - maar tipe Ia-supernovas produseer verskillende elemente, soos mangaan (Mn), nikkel (Ni) en yster (Fe). Hierdie elementêre oorvloed kan gemeet word aan spektrale kenmerke van nabygeleë sterre, wat 'n "rekord" hou van supernovas uit die verlede, soos fossiele in argeologie, '' Kobayashi , wat ook 'n medeprofessor aan die Universiteit van Hertfordshire in die Verenigde Koninkryk is, het gesê. Daarom kan die evolusie van elementêre oorvloed in sterrestelsels 'n streng beperking bied op die ware oorsprong van tipe Ia-supernovas.

Die stamvadersterre van Type Ia-supernovas is 'n soort wit dwerg wat van koolstof en suurstof gemaak is. Wit dwergies vorm na die dood van sterre met tussenmassa, waar elektronedegenerasie-druk die ster ondersteun teen die ineenstorting onder sy eie swaartekrag. As 'n wit dwerg egter sy boonste massalimiet oorskry - ook die Chandrasekhar massalimiet genoem (vernoem na die fisikus Subrahmanyan Chandrasekhar) - lei dit tot kernreaksies wat dit laat ontplof.

Daarom, in 'n binêre stelsel wat 'n wit dwerg byna Chandrasekhar bevat, kan massa-aanwas van 'n metgeselle 'n ontploffing veroorsaak, wat een van die twee voorgestelde scenario's is (die 'enkele ontaarde scenario') vir tipe Ia-supernovas. In die ander scenario word twee wit dwerge gevorm in 'n binêre stelsel (die "dubbele ontaarde scenario") wat saamsmelt om 'n ontploffing te veroorsaak - naamlik 'n ontploffing onder die Chandrasekhar-massa.

Evolusie van suurstof (links) en mangaan (regs) in die sonkraggebied van die Melkwegstelsel. Die x-as toon die metallisiteit (ystervloed in verhouding tot waterstof), wat 'n tydvak is wat van links na regs toeneem. Die y-as toon die suurstof- en mangaan-oorvloed, relatief tot yster. Die punte is vir die elementêre oorvloed wat in nabygeleë sterre met hoë resolusie spektroskopie waargeneem word. Uit die vergelyking word bevind dat ten minste 75 persent van die tipe Ia-supernovas byna Chandrasekhar-massa-ontploffings is. Krediet: The Astrophysical Journal

Om albei gevalle te ondersoek, het die navorsingspan gedetailleerde berekeninge gedoen (tweedimensionele hidrodinamiese simulasies en nukleosintese) van beide naby-Chandrasekhar-massa en sub-Chandrasekhar-massa-ontploffings, en die evolusie van die Melkwegstelsel bereken, iets wat nog nie was nie in vorige navorsing gedoen.

"Tussen hierdie twee gevalle vind ons 'n kritieke verskil in die evolusie van elementêre oorvloed, veral vir die element mangaan," het Kobayashi verduidelik. In die eerste simulasie het die ontploffing materiaal met hoë temperatuur en hoë digtheid opgelewer waar baie mangaan is geproduseer, terwyl daar in die tweede simulasie nie so 'n saak was nie, en daarom is daar nie genoeg mangaan geproduseer nie.

Die navorsingspan het dan die produksiehoeveelheid van elke chemiese element in hul melkwegmodel opgeneem om die evolusie van elemente in die Melkweg te voorspel. In vergelyking met waarnemingsdata, naamlik elementêre oorvloed gemeet in nabygeleë sterre met hoë resolusie spektroskopie, het hulle gevind dat minstens 75 persent van die tipe Ia supernovas naby Chandrasekhar massa-ontploffings is. In albei gevalle, volgens die navorsing, is die geproduseerde ystermassa ongeveer dieselfde - dit wil sê 60 persent van die massa van die son - wat ongeveer tien keer groter is as in normale supernovas van massiewe sterre.

"Die chemiese evolusie van sterrestelsels is kragtig om langdurige probleme in kernastrofisika op te los. Nie net mangaan nie, maar ook die nikkelvloed word opgedateer in ons berekeninge met die nuutste kernreaksies. Nikkel is in die vorige berekeninge te veel geproduseer, maar nou is die voorspelde oorvloed konsekwent met waarnemings, '' het Kobayashi bygevoeg. As gevolg van hul bevindings is die probleem met die oorproduksie van nikkel uiteindelik opgelos ná twee dekades se studies.

Meer interessant, die navorsingspan het ook getoon dat 'n groter bydrae van onder-Chandrasekhar-massa-ontploffings verkies word bo naby Chandrasekhar-massa-ontploffings uit die beskikbare waarnemings in verskillende sterrestelsels - byvoorbeeld dwerg-sferoïediese sterrestelsels rondom die Melkweg.

Kobayashi en haar span het opgemerk dat die elementêre oorvloed van miljoene sterre verkry sal word met deurlopende en toekomstige internasionale projekte, soos APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), HERMES-GALAH (GALactic Archeology with HERMES), WEAVE (WHT Enhanced Area) Velocity Explorer), 4MOST (4-meter Multi-Object Spectroscopic Telescope), MSE (The Maunakea Spectroscopic Explorer), in die nuwe navorsingsgebied van "Galactic Archeology", of die studie van die geskiedenis van die Melkwegstelsel, en hul bevindings sal verder getoets word in toekomstige navorsing.


'N Skaars Supernova met dubbele ontploffing wat in die wet vasgevang is

Daar is meer as net een manier waarop 'n ster kan ontplof. Supernovas en # 8212, miskien die mees dramatiese vorm van sterftedood, kom in baie verskillende geure voor, en sterrekundiges leer nog oor die groot verskeidenheid van hierdie sterre ontploffings.

Wanneer sterre die mis steel

Hierdie weergawe van kunstenaars beeld een soort Supernova-meganisme van tipe Ia uit: die enkele ontaarde model, waarin 'n wit dwerg die massa van sy metgesel sifon oorskry, die Chandrasekhar-massa oorskry en ontplof. [NASA / CXC / M. Weiss]

Dit is egter nie die enigste manier waarop 'n tipe Ia-supernova kan gebeur nie. In die dubbele ontploffing model, word die ontploffing van die wit dwerg veroorsaak deur die ontsteking van 'n geakkreteerde heliumdop. In hierdie geval kan die wit dwerg baie minder groot wees as die Chandrasekhar-limiet, wat tot onverwagte dowwe ontploffings kan lei.

Vorige studies het die minimum heliumskulpmassa ondersoek wat nodig is (

0,01 sonmassa) vir hierdie proses en het bevind dat heliumskulp-ontploffings kernontploffings doeltreffend kan veroorsaak, maar daar is nog steeds baie wat ons nie oor hierdie gebeure weet nie. Die beste manier om meer te leer oor supernovas en # 8212 dubbele ontploffing, of andersins, is om hulle kort daarna te sien.

'N Vergelyking van ZTF 18aaqeasu se optiese ligkurwe (rooi sirkels) met normale (oranje seshoeke) en sub-ligte tipe Ia-supernovas. [Verwerk uit De et al. 2019]

A Survey Spies a Supernova

In Mei 2018 is 'n ongewone supernova bespeur deur die Zwicky Transient Facility, 'n optiese opname wat op soek is na vlugtige gebeurtenisse soos sterrefakkels, vinnig draaiende asteroïdes en die eweknieë van sigbare lig van gravitasiegolfgebeurtenisse. Binne enkele dae nadat dit opgespoor is, het 'n span onder leiding van Kishalay De (Caltech) fotometriese waarnemings en spektra van die voorwerp begin versamel.

Die fotometrie het aan die lig gebring dat die voorwerp, ZTF 18aaqeasu, buitengewoon rooi en minder helder was as 'n tipiese Type Ia-supernova, wat dit 'n goeie kandidaat vir die dubbele ontploffingscenario maak.

Die spektra was ongewoon, selfs vir 'n sublichtende supernova, wat baie langer geneem het om die silikonabsorpsie-funksie te ontwikkel wat gewoonlik in hierdie soort gebeurtenisse gesien word.Nog vreemder, die spektra vertoon 'n nog nooit voorheen afgesnyde stroom in die vloed op kort golflengtes, waarskynlik as gevolg van die teenwoordigheid van metale soos yster en titaan.

Vergelyking van waargenome spektra (swart) met helium-dop dubbele ontploffingsmodelle (groen en oranje). [Verwerk uit De et al. 2019]

'N Ongewone gebeurtenis

Om die eienskappe van ZTF 18aaqeasu af te lei, het De en medewerkers hul fotometriese en spektroskopiese data met modelle vergelyk en bevind dat die gebeurtenis waarskynlik veroorsaak is deur die ontsteking van 'n 0,15 sonmassa heliumdop, wat gelei het tot die ontploffing van 'n 0,76 sonmassa. wit dwerg.

Die kombinasie van 'n massiewe heliumdop met 'n lae massa wit dwerg maak ZTF 18aaqeasu uniek onder Type Ia-supernovas SN 2016jhr (een van die enigste supernovas wat voorheen gekoppel was aan 'n heliumskulp-ontploffingsgebeurtenis) het 'n veel massiewer wit dwerg met 'n minder massiewe heliumdop.

Kan ons verwag om meer supernovas soos ZTF 18aaqeasu te vind? Soortgelyk kan ligte supernovas tot ongeveer 1,3 miljard ligjare waarneembaar wees, maar tot dusver is daar nog geen met soortgelyke spektrale eienskappe en buitengewone rooi kleur gerapporteer nie. Dit kan aandui dat gebeurtenisse met dubbele ontploffings met massiewe heliumdoppe skaars kan voorkom en 'n ontwykende nuwe lid by die Type Ia-supernova-familie kan voeg.

Aanhaling

& # 8220 ZTF 18aaqeasu (SN2018byg): 'n Massiewe Helium-dop dubbele ontploffing op 'n sub-Chandrasekhar-massa wit dwerg, & # 8221 Kishalay De et al 2019 ApJL 873 L18. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab0aec


Ongewone tipe Ia-supernova het vandeesweek in Nature berig

Die groot Japanse Subaru-teleskoop op Hawaii is toegerus met 'n supersnelle jag-instrument MUSSES - MUlti-band Subaru Survey for Early-phase SNe Ia ”. In hierdie nuwe Nature-artikel beskryf die hoofskrywer Ji-an Jiang van die Universiteit van Tokio met 'n lang lys van internasionale medewerkers die ontdekking van 'n ongewone verskeidenheid van die soort supernova tipe Ia.

Dit is bekend dat 'n tipe Ia-supernova-ontploffing in 'n binêre sterstelsel voorkom, maar die presiese proses word al jare lank bespreek. Die twee hoofteorieë het betrekking op 'n samesmelting van twee wit dwerge laat in hul lewe, of op die invloei van sterre gasse van 'n groter metgesel na 'n nabye wit dwerg totdat dit die kritieke limiet bereik, wat veroorsaak dat dit onstabiel word en ontplof. Moontlik is albei soorte ontploffings moontlik. Die ontdekking met MUSSES van 'n tipe Ia-supernova slegs een dag nadat dit plaasgevind het, het nuwe lig op die kontroversie gewerp. As gevolg van die vroeë ontdekking van die ontploffing, was dit moontlik om die ontwikkeling van die proses in fyn besonderhede te volg, en dit lyk asof 'n derde verklaring moontlik is.

Die energie-uitset vanaf die supernova toon 'n onverwagte hoë styging enkele dae na die ontploffing. In die referaat stel die outeurs voor dat dit veroorsaak kan word deur 'n skielike toestroming van helium op die oppervlak van 'n wit dwerg, wat 'n ontploffing op die oppervlak kan veroorsaak. Die drukgolwe van hierdie kernontploffing versprei dan na die koolstof in die kern van die ster, wat veroorsaak dat dit as 'n supernova ontplof.


Wat veroorsaak 'n tipe Ia Supernova? Chandra vind nuwe bewyse

Wat laat 'n ster opgaan? 'N Nuwe blik op Tycho se supernova-oorblyfsel deur die Chandra X-straalteleskoop het astronome voorheen ongesiene bewyse gelewer vir wat 'n spesifieke tipe supernova, 'n tipe Ia-supernova-ontploffing, kan veroorsaak. Sterrekundiges het opgemerk wat lyk asof dit materiaal is wat van 'n metgesel-ster na 'n wit dwerg afgeblaas is toe dit ontplof het. Dit het die supernova geskep wat die Deense sterrekundige Tycho Brahe in 1572 gesien het. Daar is ook bewyse dat hierdie materiaal die ontploffingsrommel geblokkeer het en 'n “ boog ”en’ n “skaduwee” in die supernova-oorblyfsel.

Daar is twee hooftipes supernovas. Een daarvan is waar 'n massiewe ster - baie groter as ons son & # 8212 al sy kernbrandstof verbrand en op homself inmekaar stort, wat 'n supernova-ontploffing aan die brand steek. Tipe Ia-supernovas verskil egter. Kleiner sterre word uiteindelik aan die einde van hul lewens in wit dwerge, en word 'n ultradigte bal koolstof en suurstof wat ongeveer die grootte van die aarde is, met die massa van ons son. In sommige gevalle ontsteek 'n wit dwerg egter op een of ander manier, wat 'n ontploffing skep wat so helder is dat dit miljarde ligjare van u regoor die heelal gesien kan word. Maar sterrekundiges het regtig nie verstaan ​​wat veroorsaak dat hierdie ontploffings begin nie.

Daar is 'n paar gewilde teorieë: een scenario vir Type Ia-supernovas behels die samesmelting van twee wit dwerge. In hierdie geval mag geen metgesel of bewyse bestaan ​​vir materiaal wat 'n metgesel afgeskiet het nie. In die ander teorie haal 'n wit dwerg materiaal van 'n 'normale', of sonagtige, metgesel-ster totdat 'n termonukleêre ontploffing plaasvind.

Albei scenario's kan eintlik onder verskillende toestande voorkom, maar die jongste Chandra-uitslag van Tycho ondersteun laasgenoemde.

Dit is 'n indruk van kunstenaars wat 'n verduideliking van wetenskaplikes toon vir die oorsprong van 'n röntgenboog in die Tycho-supernova-oorblyfsel. Krediet: NASA / CXC / M. Weiss

Die nuwe Chandra-beelde toon die beroemde oorskiet van Tycho se supernova, en openbaar vir die eerste keer 'n boog van X-straalemissie binne die supernova-oorblyfsel. Die vorm van die boog verskil van enige ander kenmerk wat in die oorblyfsel gesien word. Dit ondersteun die gevolgtrekking dat 'n skokgolf die boog geskep het toe 'n wit dwerg ontplof en materiaal van die oppervlak van 'n nabygeleë metster afgewaai het.

Daarbenewens blyk dit dat hierdie nuwe studie toon hoe veerkragtig sommige sterre kan wees, aangesien die supernova-ontploffing blykbaar baie min materiaal van die metgesel-ster afgeblaas het. Voorheen het studies met optiese teleskope 'n ster in die oorblyfsel aan die lig gebring wat baie vinniger beweeg as sy bure, wat daarop dui dat dit die vermiste metgesel kan wees.

"Dit lyk asof hierdie metgesel naby 'n uiters kragtige ontploffing was en dat dit betreklik ongeskonde oorleef het," het Q. Daniel Wang van die Universiteit van Massachusetts in Amherst gesê, 'n lid van die navorsingspan wie se artikel in die uitgawe van 1 Mei verskyn. van The Astrophysical Journal. “Daar is vermoedelik ook 'n skop gegee toe die ontploffing plaasgevind het. Saam met die wentelsnelheid laat die metgesel die metgesel nou vinnig deur die ruimte reis. ”

Hierdie beeld toon ysterafval in die Tycho & # 039-supernovareste. Die plek van die supernova-ontploffing word getoon, soos afgelei van die beweging van die moontlike metgesel na die ontplofte wit dwerg. Die posisie van materiaal wat deur die ontploffing van die metgeselster verwyder is en 'n röntgenboog vorm, word deur die wit stippellyn getoon. Hierdie struktuur word die maklikste gesien in 'n beeld wat X-strale van die boog & # 039 se skokgolf toon. Uiteindelik het die boog puin van die ontploffing geblokkeer wat 'n & kwotskadu & quot in die puin tussen die rooi stippellyne skep, wat strek vanaf die boog tot by die rand van die oorblyfsel. Krediet: NASA / CXC / Chinese Akademie vir Wetenskappe / F. Lu et al.

Met behulp van die eienskappe van die X-straalboog en die kandidaat-ster-metgesel, het die span die wentelperiode en die skeiding tussen die twee sterre in die binêre stelsel voor die ontploffing bepaal. Die tydperk is geskat op ongeveer 5 dae, en die skeiding was slegs ongeveer 'n miljoenste van 'n ligjaar, of minder as 'n tiende van die afstand tussen die son en die aarde. Ter vergelyking, die oorblyfsel self is ongeveer 20 ligjaar.

Ander besonderhede van die boog ondersteun die idee dat dit weggeslaan is van die metgesel-ster. Die X-straalemissie van die oorblyfsel toon byvoorbeeld 'n skynbare "skaduwee" langs die boog, wat ooreenstem met die blokkering van puin van die ontploffing deur die uitbreidende materiaalkegel wat van die metgesel verwyder is.

"Hierdie gestroopte sterre materiaal was die ontbrekende stuk van die legkaart om aan te voer dat Tycho se supernova in 'n binêre met 'n normale sterregenoot geaktiveer is," het Fangjun Lu van die Institute of High Energy Physics, Chinese Akademie vir Wetenskap in Beijing, gesê. 'Dit lyk asof ons hierdie stuk nou gevind het.'

Aangesien Type Ia-supernova almal dieselfde helderheid het, word dit gebruik as 'n standaard kers om die uitbreiding van die heelal te meet, en hierdie nuwe waarneming deur Chandra het gehelp om ten minste 'n deel van die lang - en kritiese & # 8212-vraag te beantwoord. van wat hierdie helder ontploffings veroorsaak.


Kyk die video: The Enormous Radio. Lovers, Villains and Fools. The Little Prince (November 2022).