Astronomie

Pourquoi les supernovas de type Ia produisent-elles plus de fer que de type II

Pourquoi les supernovas de type Ia produisent-elles plus de fer que de type II


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Mon livre de cours sur l'astronomie indique ce qui suit.

Les étoiles plus anciennes semblent avoir des abondances d'oxygène plus élevées que le fer. L'explication est qu'à l'époque où ces étoiles plus anciennes se formaient, les supernovas de type II étaient courantes, tandis que le type Ia ne l'était pas. Ainsi, plus tard, lorsque le type Ia est devenu plus courant, les étoiles - maintenant plus jeunes - se sont formées avec des abondances de fer plus élevées.

Pourquoi les supernovas de type Ia sont-elles meilleures pour l'enrichissement en fer que de type II, et ces supernovas de type II étaient-elles en quelque sorte meilleures pour des abondances d'oxygène plus élevées - ou simplement moins bonnes pour produire du fer (et pourquoi) ?


Le contexte

Le fer a l'énergie de liaison nucléaire la plus élevée de tous les éléments (pas tout à fait vrai, mais suffisamment précis dans un contexte astronomique). Ainsi, la fusion d'éléments légers en fer ou quelque chose de plus léger est un processus exothermique - vous gagnez de l'énergie en le faisant, permettant à l'étoile de fonctionner. C'est ce qui se passe dans les derniers stades d'une supernova de type II. Le noyau d'une étoile massive dans ses derniers instants de vie est suffisamment chaud et dense pour fusionner le silicium en fer. Juste avant l'explosion de la supernova, il y a une boule de fer d'environ 1,4 masse solaire au centre.

L'ancêtre d'une supernova de type Ia est un système binaire où une étoile "normale" perd de la masse au profit d'un reste stellaire compact (une naine blanche). Une fois que la naine blanche Context a accumulé suffisamment de masse pour dépasser la limite de 1,4 masse solaire, la fusion recommence, désintégrant complètement l'objet compact.

Explosion

Un SN Ia détruit complètement l'ancêtre de la naine blanche dans un processus de fusion incontrôlable.

Dans un SN II, la pression sur la boule de fer centrale dépasse la pression de dégénérescence exercée par les électrons dans la couche électronique des atomes de fer. Le principe de Fermi en mécanique quantique stipule qu'aucun Fermion (comme un électron) ne peut occuper le même état de mécanique quantique qu'un autre. La pression exercée ici est si grande que les électrons des atomes de fer ne peuvent plus lui obéir et sont forcés dans le noyau, où ils réagissent avec les protons pour former des neutrons.

Abondance de fer

Pourquoi le SN Ia enrichit-il son environnement avec plus de fer que le SN II ? Ce n'est pas tant une question de production de fer, mais de combien de ce fer se retrouve dans l'espace interstellaire où il peut faire partie d'une nouvelle génération d'étoiles. Dans un SN Ia, l'ancêtre est complètement détruit, dispersant tous ses atomes constitutifs dans sa galaxie hôte. Un SN II forme un reste compact, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. Une grande partie des produits de fusion ultérieurs et plus lourds finissent par ne pas être transportés vers l'extérieur dans l'explosion de la supernova mais font partie du reste compact.

Notez qu'une grande partie des éléments lourds dispersés par une supernova de "l'étoile massive qui explose" résultent d'une abondance de neutrinos s'échappant de l'explosion centrale et réagissant avec l'enveloppe extérieure des éléments plus légers qui est soufflée.


Supernovae de type Ia : propriétés, modèles et théories de leurs systèmes ancêtres

introduction
Les supernovae sont des phénomènes magnifiques dans le ciel nocturne et ont toujours été une merveille pour les êtres humains. Une supernova est une explosion stellaire qui émet une rafale de rayonnement résultant en un objet extrêmement lumineux qui peut éclipser toute sa galaxie hôte avant de disparaître de la vue pendant plusieurs semaines ou mois. Une classe de supernovae, connue sous le nom de supernovae de type Ia (SNe Ia), est caractérisée par l'absence de raies d'émission d'hydrogène dans les spectres et la présence d'une raie d'absorption proéminente du silicium Si II près de la lumière maximale (1). Avec des courbes de lumière uniformes et une évolution spectrale, les SNe Ia sont de plus en plus utilisés comme indicateurs fiables de distance pour mesurer des constantes cosmologiques importantes (2). Cette utilisation a conduit à la nécessité d'une étude plus approfondie de la nature de SNe Ia.

Une explosion SN Ia est souvent le résultat d'une perturbation thermonucléaire d'une naine blanche carbone-oxygène qui accumule la masse de son compagnon dans un système binaire, et atteint ainsi la limite de Chandrasekhar de 1,4 M⊙ (masse solaire) (3). Cependant, il n'y a pas de moyen simple d'identifier l'ancêtre immédiat d'un SNe Ia, ni de tirer des informations sur ses propriétés à partir des observations (1). Une façon de déterminer les progéniteurs de SNe Ia est d'éliminer les candidats improbables d'un pool de systèmes possibles s'ils montrent une contradiction significative avec les principes physiques ou les données d'observation. Puisqu'il n'existe pas encore de meilleur candidat dont les propriétés concordent avec tous les critères théoriques ou d'observation, l'identification des systèmes progéniteurs de SNe Ia reste difficile.

Propriétés des systèmes progéniteurs SNe Ia
Les propriétés spectroscopiques de SNe Ia donnent des indications sur la composition de leurs géniteurs. L'absence de raies d'émission d'hydrogène indique que l'étoile contient peu (moins de 0,1 M⊙) ou pas d'hydrogène avant l'explosion la présence d'une raie d'absorption du silicium Si II près de la lumière maximale suggère que la fusion nucléaire de la matière pré-explosion en éléments de masse intermédiaire comme le silicium a lieu dans l'explosion (1). La vitesse observée (moyenne v = 5000 km/s et pic v > 20000 km/s) des éjectas d'explosion SNe Ia est en accord avec le résultat du calcul d'environ 1 M⊙ de C et O fusionnant en éléments du groupe du fer ou en éléments de masse intermédiaire . Ce fait implique que l'étoile progénitrice est composée principalement de carbone et d'oxygène (1).

Selon les données d'observation, la plupart des SNe Ia partagent des pics de luminosité, des courbes de lumière et des spectres très similaires. Cela indique fortement qu'il existe une classe unique de systèmes progéniteurs. Après une étude plus approfondie de ces propriétés, les naines blanches de masse Chandrasekhar (1,4 M⊙) sont suggérées comme le modèle le mieux adapté (1). Étant donné que 85 % des naines blanches observées ont des masses ne dépassant pas 0,8 M⊙ et que les naines blanches de grande masse sont extrêmement rares, la seule façon pour une naine blanche SN Ia d'atteindre la limite de Chandrasekhar est d'être dans un système binaire proche où il peut augmenter la masse de l'étoile compagne (3).

Les résultats d'un programme d'observation radio d'une durée de plus de deux décennies au Very Large Array, un observatoire radio situé au Nouveau-Mexique, aux États-Unis, impliquent une très faible densité pour tout matériau circumstellaire possible établi par l'ancêtre avant l'explosion. Cette conclusion exclurait la possibilité d'une accumulation de masse de naines blanches via le vent stellaire à partir d'un compagnon binaire massif. Par conséquent, le système ancêtre ne pourrait être qu'une naine blanche qui accumule la masse d'un compagnon de faible masse par l'écoulement des lobes de Roche en raison de la gravité, comme suggéré dans les modèles à dégénérescence simple, ou la fusion de deux naines blanches, comme suggéré dans les modèles à dégénérescence double. (4).

L'origine de la diversité de la luminosité SNe Ia
Les discussions ci-dessus pointent toutes vers le modèle actuellement privilégié pour les progéniteurs SNe Ia : une classe relativement homogène de naines blanches C+O accrétant la masse de leurs compagnons dans les systèmes binaires. Cependant, les SNe Ia présentent également de nombreuses différences observées, dont la plus importante est la diversité de luminosité. Les SNe Ia étant utilisés comme indicateurs de distance standards en cosmologie, cette diversité et son origine appellent une réponse. Vous trouverez ci-dessous des explications possibles basées sur divers modèles d'explosion.

I. Rapport C/O des progéniteurs naines blanches :
La brillance d'un SN Ia est déterminée par la masse de 56Ni synthétisée lors de l'explosion, qui varie de 0,4 à 0,8 M⊙ pour la plupart des SNe Ia (5). Il est postulé qu'au fur et à mesure que le rapport C/O augmente dans les progéniteurs, la masse de 56Ni va augmenter, ce qui entraîne par conséquent une plus grande luminosité (2).

II. L'âge des systèmes géniteurs :
Comme suggéré par Nomoto et al (2003), dans un système binaire plus ancien, la masse de l'étoile compagne de la naine blanche est plus petite, et la masse qui peut être transférée de la compagne à la naine blanche est plus petite. Cela implique que la masse totale originale de carbone et d'oxygène de la naine blanche est plus grande à mesure que la naine blanche atteint la masse de Chandrasekhar. Par calcul, l'explosion d'une plus grande partie de carbone et d'oxygène conduira à une luminosité plus faible. Par conséquent, les systèmes ancêtres plus anciens produisent un gradateur SNe Ia (2).

III. Morphologie de la galaxie hôte :
On observe que les SNe Ia les plus lumineux ne se produisent que dans les galaxies spirales. Les galaxies spirales et elliptiques peuvent avoir un gradateur SNe Ia (6). Cela peut être dû aux différents âges des étoiles compagnes. Comme suggéré ci-dessus, les SNe Ia qui se produisent dans les systèmes progéniteurs plus anciens ont des luminosités plus faibles. Dans les galaxies elliptiques, la formation d'étoiles a depuis longtemps cessé et la plupart des systèmes ancêtres sont trop vieux pour produire des SNe Ia très lumineux. Cependant, dans les galaxies spirales, la formation d'étoiles continue de se produire, et ces galaxies peuvent donc avoir des systèmes ancêtres anciens et jeunes. Ils peuvent accueillir aussi bien des SNe Ia lumineux que des faibles (2).

Modèles d'évolution pré-supernova
Deux manières par lesquelles les naines blanches dans les systèmes binaires peuvent augmenter la masse vers la masse de Chandrasekhar et provoquer SNe Ia ont été proposées : simple dégénérée et double dégénérée. Les modèles des deux scénarios comportent certains éléments qui expliquent les données observées, et d'autres non.

Modèles doublement dégénérés
I. Mécanisme :
Deux naines blanches C+O dans un système binaire proche sont réunies par l'émission d'un rayonnement gravitationnel. Lorsque la naine blanche plus légère avec le plus grand rayon remplit son lobe de Roche, le lobe de Roche se dissipe en quelques périodes orbitales et forme une configuration de disque massif et chaud autour de la naine blanche plus lourde. Puis les deux fusionnent en un seul, atteignant la masse de Chandrasekhar et donnant lieu à l'explosion SN Ia (7).

II. Les faiblesses des modèles doublement dégénérés :
(i) Lorsque la naine blanche plus claire forme une configuration de disque autour de la naine blanche primaire, le disque est supporté en rotation, et donc l'allumage du carbone ne peut pas se produire immédiatement. Le résultat le plus probable de ce scénario est un allumage du carbone décentré si le taux d'accrétion massique est supérieur à 2,7×10-6 M⊙/an. Cette réaction convertira la composition de la naine blanche de C-O en O-Ne-Mg. La conséquence, cependant, est plus susceptible d'être un effondrement induit par accrétion à une étoile à neutrons plutôt qu'une explosion SN Ia (7).
(ii) Les résultats de l'évolution chimique galactique ne sont pas en accord avec les modèles de dégénérescence double. En particulier, Kobayashi et al. (1998) ont effectué les calculs d'évolution chimique pour les modèles à dégénérescence double et à dégénérescence simple et ont fait valoir que la production initiale d'éléments lourds des modèles de dégénérescence double, qui est formulée comme O/Fe en fonction de Fe/H, est incompatible avec les observations (7,8).
(iii) Les SNe Ia observés ont une quantité similaire de 56Ni en tant que production d'explosion. La fusion de deux naines blanches de masse, de composition et de moment angulaire différents avec des paramètres d'impact différents conduira à des conditions de combustion très différentes avec une quantité différente de 56Ni produit, ce qui est en désaccord avec les observations (1).

III. Les points forts des modèles doublement dégénérés :
(i) L'absence de raies d'hydrogène dans les spectres SNe Ia peut s'expliquer naturellement par des modèles de dégénérescence double puisque seules les naines blanches C+O avec peu ou pas d'hydrogène sont impliquées dans ce scénario (1).
(ii) La fusion des naines blanches peut atteindre facilement la masse de Chandrasekhar, tandis que dans les modèles à dégénérescence unique, atteindre un taux d'accrétion de masse suffisant est une difficulté majeure.
(iii) De nombreux systèmes binaires avec deux naines blanches sont identifiés. Parmi les huit systèmes connus avec des périodes orbitales inférieures à une demi-journée, il existe un système [KPD 0422+5421 (9)] dont la masse pourrait dépasser la masse de Chandrasekhar. La synthèse de population prédit qu'il pourrait y avoir plus de candidats à la fusion suffisamment massifs trouvés dans les systèmes binaires de naines blanches à courte période (1).

Modèles mono-dégénérés
I. Mécanisme :
Une naine blanche de faible masse C+O dans un système binaire accumule de la matière riche en hydrogène ou en hélium de l'étoile compagnon par débordement de masse, atteint une masse critique près de la masse de Chandrasekhar et explose en raison d'une perturbation thermonucléaire. Un autre modèle, connu sous le nom de modèle sub-Chandrasekhar, suggère une voie d'évolution alternative : avant que la naine blanche n'atteigne une limite de masse critique, une couche d'hélium se forme au-dessus du noyau C+O et enflamme le combustible C+O (1) .

II. Les faiblesses des modèles mono-dégénérés :
(i) Selon les modèles mono-dégénérés, étant donné qu'une grande partie de la masse accumulée par la naine blanche est de l'hydrogène, des raies d'hydrogène devraient être observées dans les spectres de SNe Ia. Cependant, l'hydrogène n'a pas encore été trouvé dans aucun SNe Ia. L'incapacité à détecter l'hydrogène dans SNe Ia est un facteur qui peut exclure les dégénérés simples en tant que candidats appropriés pour les systèmes progéniteurs de SNe Ia (8).
(ii) Théoriquement, peu de taux d'accrétion massique peuvent conduire à une explosion thermonucléaire. Pour les faibles taux d'accrétion inférieurs à 10-8 M⊙/an, des explosions de nova répétées se produiront avant que la naine blanche n'atteigne la masse de Chandrasekhar, et dans ces éruptions, plus de masse sera perdue qu'accrétée entre les éruptions. Sur cette piste la naine blanche n'atteindra jamais la masse de Chandrasekhar (8). Pour des taux plus élevés (10-8 – quelques ×10-7 M⊙/an), la naine blanche perdra de la masse en raison des éclats d'hélium (1). Pour des taux d'accrétion encore plus élevés au-dessus de quelques ×10-7 M⊙/an, une enveloppe de géante rouge riche en hydrogène se formera à l'extérieur de la naine blanche et de la masse sera perdue à cause des vents. De plus, aucune observation n'a apporté la preuve de l'existence des débris de cette enveloppe de géante rouge dans l'explosion SNe Ia (1).

III. Les points forts des modèles dégénérés simples
(i) Une classe de systèmes binaires, à savoir les sources de rayons X Supersoft, a été identifiée. Dans ce système, la matière riche en hydrogène est transférée de l'étoile compagne à un taux si élevé que l'hydrogène brûle régulièrement à l'extérieur du noyau C+O de la naine blanche (10). Si la masse accumulée peut être conservée, la masse de la naine blanche peut en fait augmenter vers la masse de Chandrasekhar. Ces systèmes peuvent servir de candidats solides pour les progéniteurs SNe Ia dans le scénario de dégénérescence unique (1).
(ii) Il existe d'autres bons candidats, tels que les systèmes symbiotiques ou les novas récurrentes (8).

Résumé et conclusions
Sur la base des connaissances actuelles des preuves d'observation et des principes physiques, on peut conclure avec certitude que les progéniteurs de SNe Ia sont une classe homogène de naines blanches compactes composées de carbone et d'oxygène qui accumulent la masse des étoiles compagnons binaires.

La luminosité d'un SN Ia peut offrir quelques indications sur son géniteur. Généralement, la naine blanche progénitrice d'un SN Ia plus brillant a un rapport C/O plus élevé et un âge plus jeune, et apparaît dans une galaxie spirale, la naine blanche progénitrice d'un SN Ia plus faible a un rapport C/O plus faible et un âge plus avancé, et apparaît dans une galaxie spirale ou elliptique.

Deux types de modèles, dégénérés doubles et dégénérés simples, sont proposés pour expliquer l'évolution pré-supernova. Comme discuté, il y a des arguments d'observation et théoriques qui soutiennent et contredisent chacun. Cependant, les modèles dégénérés doubles ont des conflits plus importants avec les théories, et avec la découverte des sources de rayons X Supersoft, les modèles dégénérés simples sont aujourd'hui favorisés.

Au fur et à mesure que de nouvelles technologies d'observation en rayons X, radio et spectroscopie optique à haute résolution sont en cours de développement, davantage d'informations concernant les propriétés des systèmes progéniteurs SNe Ia seront obtenues. En particulier, un choix sans ambiguïté entre les modèles simple dégénéré et double dégénéré peut être fait si l'absence ou la présence d'hydrogène dans SNe Ia est déterminée de manière concluante par des observations.

Les références
1. W. Hillebrandt et J. Niemeyer, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38, 191 (2000).
2. K. Nomoto, et al., dans From Twilight to Highlight: The Physics of Supernovae, W. Hillebrandt & B. Leibundgut, Eds., ESO/Springer Series « ESO Astrophysics Symposia » (Springer, Berlin, 2003).
3. M. Partharsarathy, D. Branch, D. Jeffery et E. Baron, New Astronomy Reviews 51, 524 (2007).
4. N. Panagia, et al., dans American Institute of Physics Conference Proceedings, Cefalu', Italie, 11-24 juin 2006, (American Institute of Physics, Melville, NY, 2006).
5. P. Mazzali et L. Lucy, Avis mensuel de la Royal Astronomical Society, 295, 428 (1998).
6. M. Hamuy, M. M. Phillips, R. Schommer et N. B. Suntzeff, The Astronomical Journal, 112, 2391 (1996).
7. C. Kobayashi, T. Tsujimato, K. Nomoto, I. Hachisu et M. Kato, Astrophysical Journal, 503, L155 (1998).
8. M. Livio, Supernovae de type Ia : théorie et cosmologie, J. Niemeyer, & J. Truran, éd. (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 1999).
9. C. Koen, J. Orosz et R. Wade, Avis mensuel de la Royal Astronomical Society, 200, 695 (1998).
10. P. Kahabka, E. Van Den Heuvel, Astronomie et astrophysique, 35, 69 (1997).


Explosions de supernova

Le fer ne peut pas libérer d'énergie par fusion car il nécessite un apport d'énergie plus important qu'il n'en libère. Ainsi, le noyau de fer continue d'être soumis à la gravité, ce qui pousse les électrons plus près des noyaux que ne le permet la limite quantique, et ils disparaissent en se combinant avec des protons pour former des neutrons, dégageant ainsi des neutrinos. Une fois ce processus amorcé, en une fraction de seconde, un noyau de fer de la taille de la Terre et d'une masse comme notre Soleil, s'effondre en une boule de neutrons de quelques kilomètres de diamètre. Cet effondrement gravitationnel libère une énorme quantité d'énergie, plus de 100 fois ce que notre Soleil rayonnera au cours de ses 10 milliards d'années de vie. Cette énergie propulse les couches externes de l'étoile dans l'espace dans une explosion géante appelée supernova (pluriel : supernovae.) La boule de neutrons laissée s'appelle une étoile à neutrons et est incroyablement dense. Dans certains cas, la masse restante est suffisamment importante pour que la gravité continue à effondrer le noyau jusqu'à ce qu'il devienne un trou noir.

L'explosion envoie une onde de choc de l'ancienne surface de l'étoile zoomant à une vitesse de 10 000 km/s et la réchauffant pour qu'elle brille brillamment pendant environ une semaine. Cette onde de choc comprime la matière qu'elle traverse et est le seul endroit où sont produits de nombreux éléments tels que le zinc, l'argent, l'étain, l'or, le mercure, le plomb et l'uranium. Pendant plusieurs mois, les gaz se refroidissent et s'estompent en éclat et rejoignent les débris de l'espace interstellaire. Ces débris contiennent tous les éléments qui ont été créés dans le noyau de l'étoile. Des millions ou des milliards d'années plus tard, ces débris peuvent être incorporés dans de nouvelles étoiles. Le fait que la Terre contienne des éléments qui ne sont produits que dans les supernovae est la preuve que notre système solaire, notre planète et nos corps contiennent des matériaux qui ont été produits il y a longtemps par une supernova.

La nébuleuse du crabe est un vestige d'une supernova qui s'est déclenchée en 1054 après JC. Lorsque Bételgeuse explosera en tant que supernova, elle sera plus de 10 fois plus lumineuse que la pleine lune dans notre ciel. Elle n'est qu'à 640 années-lumière et aurait déjà pu devenir une supernova, mais la lumière qui en provient ne nous est pas encore parvenue.

Les supernovae se produisent dans les étoiles d'au moins 8 masses solaires.

Qu'est-ce qu'une supernova de type Ia ?

Le Dr Melissa Graham décrit les différents types de supernovae

Tout comme il existe différents types d'étoiles, il existe différents types de supernovae. Ils sont classés empiriquement en fonction des éléments identifiés dans leur spectre. Les supernovae à effondrement de noyau décrites ci-dessus sont appelées Type II si elles présentent de l'hydrogène, Type Ib si elles présentent de l'hélium et Type Ic si ni hydrogène ni hélium ne sont présents (ce sont des choix arbitraires de lettres représentatives). Bien que ces catégories aient été initialement définies sur la base de preuves d'observation, les astronomes comprennent maintenant les différences physiques des étoiles progénitrices et de leurs explosions qui donnent lieu à ces classifications. Comme décrit ci-dessus, une étoile massive devient comme un oignon avec l'élément le plus lourd, le fer, fusionné au centre, et des coquilles concentriques d'éléments plus légers à l'hélium et à l'hydrogène. Étant donné que le type Ib ne montre pas d'hydrogène mais montre de l'hélium, cela indique qu'au moment de l'effondrement du noyau, l'étoile n'avait pas de coquille d'hydrogène. De même, le type Ic n'a ni hydrogène ni enveloppe d'hélium, et leurs spectres montrent des éléments lourds tels que le fer du noyau. Comment cela pourrait-il être ? Dans les étoiles massives qui brûlent vivement et brillamment, les pressions de rayonnement sont suffisamment importantes pour faire sauter les couches externes de l'étoile. Dans les étoiles plus massives, plus de masse est perdue des coquilles externes - on s'attend donc à ce que les étoiles de 8 à 20 masses solaires deviennent de type II et que les étoiles plus massives deviennent de type Ib et Ic. Cette hypothèse a été confirmée pour certaines des supernovae les plus proches, lorsque l'étoile massive visible sur les images pré-explosion a disparu. Il existe une autre classification empirique des supernovae appelée Type Ia. Comme avec le Type Ic, le Type Ia ne montre pas d'hydrogène ou d'hélium, mais ils ont des raies d'absorption du silicium remarquablement fortes, et montrent également du fer. Tous les types Ia sont très lumineux et ont des luminosités intrinsèques similaires - cela signifie qu'ils libèrent tous la même quantité d'énergie, et en grande partie. Ces caractéristiques indiquent qu'elles ne sont pas causées par l'effondrement du cœur d'une étoile, mais qu'il s'agit d'explosions thermonucléaires de 1,4 étoile naine blanche à carbone-oxygène (COWD) de masse solaire. Une étoile qui a initialement 2 à 8 masses solaires n'est pas assez chaude pour fusionner des éléments plus lourds que le carbone et l'oxygène. A ce stade, l'étoile se refroidit, rétrécit, perd la majeure partie de sa masse au cours d'une phase de nébuleuse planétaire et devient une étoile COWD. Ces étoiles sont très denses - la masse du soleil mais la taille de la Terre - et stables seulement lorsqu'elles sont inférieures à 1,4 masse solaire. Cependant, si un COWD a un compagnon binaire, il peut accumuler de la matière et grandir. À la masse critique, une réaction d'emballement thermonucléaire fusionne la majeure partie du matériau en nickel radioactif en quelques secondes, qui se désintègre ensuite en fer. Le matériau restant est brûlé en éléments plus légers comme le silicium. Bien que les étoiles COWD soient trop faibles pour être directement confirmées en tant qu'ancêtres, elles sont le seul scénario physique connu qui explique simultanément la luminosité, la similitude et les spectres des supernovae de type Ia.


Cosmologie

L'énergie noire est souvent caractérisée par son rapport pression/densité, c'est-à-dire son équation d'état, w=P/c 2 (Fig. 2). Si une est une échelle de longueur arbitraire dans l'univers, alors la densité de certains composants de l'univers évolue comme ∝ un −3(1+w) . La matière normale a w= 0 il se dilue avec le volume à mesure que l'espace s'étend. Si l'énergie noire a une équation d'état w=−1, correspondant à la constante cosmologique d'Einstein, , alors il a l'étrange propriété que la densité d'énergie ne se dilue pas lorsque l'univers s'étend, ce doit être une propriété du vide. D'autres possibilités existent : si w<−1 la densité d'énergie noire ne cesse de croître, et aboutira finalement à une "grande déchirure", détruisant les galaxies et même les particules subatomiques. cependant, w peut aussi être un champ scalaire avec w>−1 (généralement appelé quintessence), et la valeur de w peut évoluer dans le temps.

Les deux panneaux supérieurs montrent les améliorations remarquables de w réalisés à l'aide de SNe Ia au cours de la dernière décennie (en supposant un univers plat), les deux derniers montrent l'importance d'améliorer la systématique dans les premières années de la prochaine décennie 111 . (une)Mw contraintes uniquement statistiques vers 1998 112 . (b) En 2008, Kowalski et al., combinant de nombreux ensembles de données, a montré que les incertitudes systématiques sont importantes 113 . (c) Contraintes attendues pour les résultats de l'année 5 du SNLS, en supposantz SNe, et doubler le nombre de z>1 SNe de HST, en supposant qu'il n'y a pas d'amélioration des incertitudes systématiques par rapport au résultat de la troisième année. () Suppose la faible-z les données sont sur le système photométrique de Sloan, et une amélioration d'un facteur 2 dans les mesures des standards de flux fondamentaux. À en juger par l'aire du contour intérieur de 68,3 %, l'amélioration par rapport aux résultats de 1998 est d'un facteur 3, 5 et 10, y compris la systématique.

Mesures dew> ou alors w(z) sont obtenus en construisant une carte de l'histoire de l'expansion de l'univers en utilisant SNe Ia comme bougies standardisées. SNe Ia peut montrer un facteur de dix ou plus de différence dans la luminosité maximale, mais la luminosité est corrélée avec le temps qu'il faut à la supernova pour monter et descendre en luminosité 17 . Par conséquent, la largeur de la courbe de lumière est mesurée et utilisée pour corriger la luminosité maximale. Les paramétrages courants incluent le « facteur d'étirement 8 », s, proportionnel à la largeur de la courbe de lumière, ou Δm15(B), le nombre de grandeurs B-bande de la courbe de lumière tombe 15 jours après la luminosité maximale, inversement proportionnelle à la largeur de la courbe de lumière 17 . Une correction doit également être apportée pour la couleur, car les SNe plus rouges sont plus faibles, à la fois intrinsèquement et en raison de la poussière 18,19 . Diverses techniques sont utilisées pour déterminer ces paramètres en ajustant des modèles de courbes de lumière aux données, mais les principaux ajusteurs incluent MLCS2k2 (réf. 20), SALT2 (réf. 21) et SiFTO 22 .

Pour déterminer les paramètres cosmologiques, un diagramme de Hubble observé (distance par rapport au décalage vers le rouge) est construit et les paramètres cosmologiques sont modifiés dans un modèle adapté aux données. Si on exprime les distances en grandeurs, comme estimateur de distance, on peut utiliser 23 :

où est l'amplitude maximale du SN dans le B-band (le filtre bleu où le SN est le plus brillant), s est le tronçon de la courbe de lumière, c est la couleur du SN (une combinaison linéaire de UB et BV, par rapport à une couleur de référence 22,23 ), α est la pente de la relation étirement-luminosité, β est la pente de la relation couleur-luminosité, et M est une mesure de l'amplitude absolue du SN combinée à la constante de Hubble. Notez que puisque des magnitudes relatives sont utilisées, ni la magnitude absolue du SN, ni la valeur de la constante de Hubble ne doivent être connues. , s, et c sont mesurés à partir d'un ajustement à chaque courbe de lumière SN, tandis que M, α, et β sont des constantes déterminées à partir de l'ajustement cosmologique global.


Quelles sont les causes des explosions de supernovae?

Le soir du 11 novembre 1572, l'astronome de 26 ans Tycho Brahe était sur le point de faire une découverte qui allait changer sa vie et, par conséquent, stimuler considérablement la révolution scientifique. Tout en regardant avec désinvolture le ciel nocturne, il a soudainement remarqué une étoile inconnue très brillante dans la constellation de Cassiopée. L'étoile, qui était aussi brillante que Vénus, était située dans les parties intérieures de la célèbre constellation en forme de W, bien connue de beaucoup de gens ordinaires, sans parler des astronomes. Ce que Tycho a vu ressemblait à l'apparition d'une nouvelle étoile (nova étoile). Il fut si étonné qu'il chercha la confirmation des autres pour s'assurer qu'il n'hallucinait pas.

À l'insu de Tycho, de telles nouvelles étoiles étaient apparues au cours des siècles précédents (« étoiles invitées » dans les archives chinoises), avec une étoile beaucoup plus brillante signalée en 1006. Bien que ces événements aient été très importants pour les astrologues, ils n'ont eu aucun effet durable sur la pensée astronomique à le temps. Tycho, cependant, s'est rendu compte qu'un tel événement était révolutionnaire. En mesurant avec précision et à plusieurs reprises la position de la "nova", Tycho a montré qu'elle était bien plus loin que la lune. En une nuit, Tycho a réussi à falsifier scientifiquement la croyance aristotélicienne millénaire selon laquelle rien au-delà de la sphère de la lune ne peut changer. Cela a convaincu Tycho que la cosmologie "connue" était fausse et l'a motivé à consacrer sa vie à effectuer des mesures d'étoiles et de planètes pour étudier la "vraie" cosmologie. Son travail acharné de toute une vie a payé. Ses mesures minutieuses des positions des planètes ont permis la découverte de la loi de la gravité par Johannes Kepler et Isaac Newton. Kepler dira plus tard que si l'étoile de Tycho ne faisait rien d'autre, elle produisait un grand astronome. Pourtant, même Tycho et Kepler n'auraient pas pu comprendre que ce qui semblait être une nouvelle étoile était en réalité une explosion d'une puissance inimaginable et que de telles explosions sont cruciales pour notre existence.

La "nova" de Tycho a disparu de la vue environ dix-huit mois après sa découverte. Cependant, les instruments modernes révèlent une vue spectaculaire à la position enregistrée par Tycho. Les observations du même endroit dans le ciel par l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA, près de cinq siècles plus tard, montrent une matière en expansion à des vitesses de milliers de kilomètres par seconde avec une masse de quelques milliards de milliards de milliards de tonnes, comparable à celle du Soleil. Tycho avait mis en évidence une puissante explosion, que nous appelons maintenant «supernova». L'énorme quantité d'énergie libérée en quelques mois équivaut à la production de quelques milliards de milliards de milliards de bombes H. Au rythme d'émission actuel, il faudrait à notre Soleil plusieurs milliards d'années, de l'ordre de sa durée de vie, pour libérer la même quantité d'énergie. Ce phénomène s'est avéré très rare, se produisant environ une fois par siècle dans une galaxie comme la nôtre. Alors que les supernovae n'ont pas été détectées dans la Voie lactée au cours des trois derniers siècles, la technologie moderne a permis de détecter des milliers de supernovae dans d'autres galaxies. Les supernovae ne sont pas seulement de magnifiques feux d'artifice cosmiques. On pense que de nombreux éléments essentiels à la vie, tels que le calcium et le fer, ont été produits par les supernovae.

Mais qu'est-ce qui cause ces explosions ? Il existe actuellement deux explications faisant intervenir des mécanismes théoriques liés aux deux manières dont les étoiles meurent. Les étoiles ne peuvent pas briller éternellement pour la simple raison que leur source d'énergie, la combustion nucléaire, est limitée. On pense que ce qui arrive aux étoiles une fois qu'elles épuisent leur combustible nucléaire (principalement l'hydrogène) dépend essentiellement de leur masse. L'une des découvertes théoriques les plus importantes en astrophysique est qu'il existe une masse critique au-dessus de laquelle les étoiles ne peuvent pas se maintenir contre leur propre attraction gravitationnelle sans un apport continu d'énergie. Les deux types de terminaisons d'étoiles dépendent de si leur masse est supérieure ou inférieure à cette masse critique, appelée limite de masse de Chandrasekhar, du nom de Subrahmanyan Chandrasekhar (Membre, 1941, 1976), l'un de ses découvreurs. Si, au moment où une étoile épuise son carburant, sa masse est supérieure à cette limite, le noyau de l'étoile ne peut plus se maintenir et s'effondre. Une énorme quantité d'énergie est libérée lorsque le noyau s'effondre à la taille minuscule de quelques kilomètres, devenant un trou noir ou une étoile à neutrons. Alors que la majeure partie de cette énergie est émise dans des neutrinos invisibles, une petite fraction de cette énergie éjecte les parties externes de l'étoile, créant une explosion suffisante pour produire une supernova. Un tel événement théorique est appelé supernova avec effondrement du cœur.

Les étoiles qui sont moins massives que la limite de masse de Chandrasekhar, ou qui perdent suffisamment de masse au cours de leur vie pour le devenir, sont capables de résister à la gravité une fois leur combustible nucléaire épuisé. La gravité parvient cependant à les rétrécir considérablement et ils s'installent dans un rayon de quelques milliers de kilomètres. Ces étoiles denses, d'une masse comparable à celle du Soleil (un million de fois la masse de la Terre) et d'une taille comparable à celle de la Terre, sont appelées naines blanches. Ces étoiles sont abondantes et ont été largement étudiées de manière observationnelle et théorique. Sans leur approvisionnement en énergie nucléaire précédent, les naines blanches deviennent lentement plus sombres et deviennent finalement inobservables. Si les naines blanches sont stables, leur densité exceptionnellement élevée en fait des bombes thermonucléaires très puissantes. Si elles sont correctement allumées, les naines blanches sont capables de puissantes explosions thermonucléaires avec une libération d'énergie suffisante pour expliquer une supernova. De tels événements théoriques sont appelés supernovae thermonucléaires. An appealing aspect of theories involving nuclear energy is that they naturally explain why the energy-per-unit mass released by supernovae is comparable to that of H-bombs and our Sun. Yet neither core collapse in massive stars nor thermonuclear explosions of white dwarfs have been theoretically established to account for the supernovae that we see. While core collapse is likely inevitable, it has not been shown that the outer parts can be ejected successfully. While white dwarfs can explode if ignited, a robust ignition mechanism has not been identified. Yet the two explosion mechanisms are widely believed to occur, based on several successes for explaining supernovae observations and given that we simply do not have better ideas.

Perhaps the best clues for identifying an explosion mechanism have come from a few nearby supernovae where a star, located in pre-explosion images at the precise position of the supernovae, had disappeared in images taken after the supernova had faded away. In all of these cases, the exploding star was massive and at a late stage of its life in accordance with the core-collapse theory. This scenario was confirmed for the famous supernova that exploded in the Large Magellanic Cloud galaxy in 1987—the closest among these supernovae—in which the predicted neutrino burst was detected.

However, core collapse of massive stars cannot account for all of the supernovae. A significant fraction of supernovae occur in elliptical galaxies where massive stars simply do not exist. These massive stars have lifetimes of only millions of years and have long died in elliptical galaxies where stars have ceased forming for billions of years. Interestingly, it turns out that all supernovae that occur in such old stellar environments seem to share many distinctive emission properties, belonging to a separable class called type Ia. These supernovae are distinct by not showing any trace of hydrogen and helium, the most abundant elements in the universe, but exhibiting significant abundance of much heavier ­elements such as silicon, nickel, and iron. These features are naturally explained if these supernovae are the thermonuclear explosions of white dwarfs, which are abundant in all stellar ­environments, including elliptical galaxies, and are predominantly made of carbon and oxygen rather than hydrogen and helium. Perhaps the strongest piece of evidence in this direction is the huge amount—a considerable fraction of the ejected materials—of the unstable isotope Ni 56 detected in these supernovae, which is an expected outcome of a thermonuclear ­explosion. In fact, given the short lifetime of a few days, this isotope must have formed in the explosion itself, favoring a nuclear origin. While type Ia are the only supernovae known to occur in elliptical galaxies, they are observed to occur in all stellar environments, including spiral galaxies like our own. In particular, the supernova observed by Tycho, which occurred in our own galaxy, was a type Ia supernova. Although observations of type Ia supernovae are compatible with explosions of white dwarfs, they do not provide any hint as to why some white dwarfs suddenly explode.

Before we address the mystery behind the sudden explosion of white dwarfs, it is worth mentioning the importance of the resulting type Ia supernovae. The large amounts of Ni 56 that are observed in these supernovae decay to Co56 and then to iron. Type Ia supernovae are the most efficient known production sites of iron. A significant amount of the iron in the universe, including a large fraction of Earth’s mass and the iron in your blood, was produced in such supernovae. In addition, type Ia supernovae have turned out to be very useful tools for measuring fundamental properties of the observable universe. Among the wide variety of supernovae, type Ia are the brightest and comprise a relatively homogeneous group. Their high brightness allows them to be detected clearly across the observable universe. Their homogeneity allows a calibration of their intrinsic luminosity, which enables their distance to be measured. An object with a given intrinsic luminosity appears dimmer when it is more distant and brighter when it is closer, allowing a determination of its distance based on the measurement of its apparent brightness. Astrophysical objects with known intrinsic luminosity are rare and precious, and type Ia supernovae are one of the few such “standard candles” that can be seen from cosmological distances. In recent years, distances across the observable universe that were measured using type Ia supernovae led to the surprising conclusion that the expansion of the universe is accelerating, prompting fundamental modifications to the Big Bang cosmological model. The 2011 Nobel Prize in Physics was awarded to three astronomers due to this application of type Ia supernovae. The growing importance of the use of type Ia as accurate rulers for cosmological distance has strengthened the need for a firm theoretical understanding of these explosions.

This brings us back to the pressing issue of why some white dwarfs explode (about 1 percent of white dwarfs account for type Ia supernovae). During the last several decades, the standard lore has centered on increasing the mass of these white dwarfs toward the unstable Chandrasekhar limit where an explosion is assumed to occur. In the most popular scenarios, the mass of some white dwarfs grows with time, due to material deposited by a nearby companion. Despite its popularity, this scenario has never been convincingly shown to lead to an explosion, and there is observational evidence that there are not enough relevant systems to account for the rate of type Ia supernovae even if they were to explode. Also lacking an explanation is the amount of Ni 56 , which varies by about an order of magnitude between the faintest and brightest type Ia supernovae. While the shortcomings of this Chandrasekhar model have been presented in many recent papers and reviews, it remained popular mostly due to the fact that there were no other good alternative suggestions.

We now believe we have found the solution to this problem: type Ia supernovae occur when two white dwarfs directly collide with each other. The explosion is triggered by the shock waves that result from the collision, which occurs at velocities of thousands of kilometers per second due to the gravitational pull of the white dwarfs. Such collisions lead to successful explosions over a wide range of white dwarf masses and produce the right range of Ni 56 masses seen in type Ia supernovae. They have nothing to do with the Chandrasekhar mass. While it was known that such collisions could lead to explosions, it was never regarded as a possible explanation for type Ia supernovae since it was believed that such collisions were very rare. A very small rate was thought to occur in dense stellar systems, with less than 1 percent of all type Ia supernovae possibly resulting from such collisions.

In a paper published last year by Members Boaz Katz and Subo Dong, it was argued that the rate of collisions actually may be as high as the total rate of type Ia supernovae. The argument was based on the fact that most stars are observed to start their life in small groups of three or more. It was shown that collisions are likely in triple systems, consisting of two white dwarfs orbited by a third star, due to the three-body gravitational interaction between them. The rate of such collisions can reach the rate of Ia supernovae if a few tens of percent of stars remain in triple systems when they become white dwarfs, a quite reasonable assumption. That type Ia supernovae are the result of common collisions in triple systems seems like a highly unlikely explanation at first thought. Given the small size of white dwarfs, the chance of a collision at any given passage is roughly one in a million. But numerical calculations by Katz and Dong showed that a few percent of these systems lead to a collision. The key is that the systems have billions of years to spare, during which the white dwarfs experience millions of passages. Due to the subtle yet persistent pulls from the distant third star, each passage of the two white dwarfs occurs at a slightly different configuration and, after a million passages, the chance for a collision becomes significant.

In a combined effort led by Member Doron Kushnir with Katz, Dong, Member Rodrigo Fernandez, and Eli Livne of Hebrew University, the detailed process of white dwarf collisions was calculated and shown to reproduce several features of the broad distribution of type Ia supernovae. For the first time since their discovery by Tycho more than four centuries ago, a detailed scenario for a significant fraction of supernovae was studied in which the explosions could be numerically calculated from first principles based on the physically well understood processes of Newtonian dynamics, hydrodynamics, and thermo­nuclear burning. In a paper published by our group, the model was shown to successfully pass three independent and robust observational tests, including the successful recovery of the wide distribution of Ni 56 masses. It is thus very likely that what Tycho thought was the sudden birth of a new star was actually the violent death of two. He might have been gratified to learn that the two stars collided due to the application of the same law of gravity that would later be deduced based on his dedicated observations.

Boaz Katz, John N. Bahcall Fellow and Member (2012–13) in the School of Natural Sciences, works on various problems in high-energy astrophysics and few-body dynamics. Subo Dong, Ralph E. and Doris M. Hansmann Member (2012–13) in the School, works on extrasolar planets, dynamics, microlensing, and time-domain astronomy. Member (2012–13) Doron Kushnir works on various problems in high-energy astrophysics, in particular, type Ia supernova explosions.


Simulations uncover why some supernova explosions produce so much manganese and nickel

Researchers have found white dwarf stars with masses close to the maximum stable mass (called the Chandrasekhar mass) are likely to produce large amounts of manganese, iron, and nickel after it orbits another star and explodes as Type Ia supernovae.

A Type Ia supernova is a thermonuclear explosion of a carbon-oxygen white dwarf star with a companion star orbiting one another, also known as a binary system. In the Universe, Type Ia supernovae are the main production sites for iron-peak elements, including manganese, iron, and nickel, and some intermediate mass elements including silicon and sulfur.

However, researchers today cannot agree on what kind of binary systems triggers a white dwarf to explode. Moreover, recent extensive observations have revealed a large diversity of nucleosynthesis products, the creation of new atomic nuclei from the existing nuclei in the star by nuclear fusion, of Type Ia supernovae and their remnants, in particular, the amount of manganese, stable nickel, and radioactive isotopes of 56-nickel and 57-nickel.

To uncover the origin of such diversities, Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) Project Researcher Shing-Chi Leung and Senior Scientist Ken'ichi Nomoto carried out simulations using the most accurate scheme to date for multi-dimensional hydrodynamics of Type Ia supernova models. They examined how chemical abundance patterns and the creation of new atomic nuclei from existing nucleons depend on white dwarf properties and their progenitors.

"The most important and unique part of this study is that this is so far the largest parameter survey in the parameter space for the Type Ia supernova yield using the Chandrasekhar mass white dwarf," said Leung.

A particularly interesting case was the supernova remnant 3C 397. 3C 397 is located in the Galaxy about 5.5 kpc from the center on the galactic disk. Its abundance ratios of stable manganese/iron and nickel/iron were found to be two and four times that of the Sun respectively. Leung and Nomoto found the abundance ratios among manganese, iron and nickel are sensitive to white dwarf mass and metallicity (how abundant it is in elements heavier than hydrogen and helium). The measured values of 3C 397 can be explained if the white dwarf has a mass as high as the Chandrasekhar mass and high metallicity.

The results suggest remnant 3C 397 could not be the result of an explosion of a white dwarf with relatively low mass (a sub-Chandrasekhar mass). Moreover, the white dwarf should have a metallicity higher than the Sun's metallicity, in contrast to the neighboring stars which have a typically lower metallicity.

It provides important clues to the controversial discussion of whether the mass of the white dwarf is close to the Chandrasekhar mass, or sub-Chandrasekhar mass, when it explodes as a Type Ia supernova.

The results will be useful in future studies of chemical evolution of galaxies for a wide range of metallicities, and encourage researchers to include super-solar metallicity models as a complete set of stellar models.

Leung says the next step of this study would involve further testing their model with more observational data, and to extend it to another subclass of Type Ia supernovae.


Question: ) Why Is Iron Is The Heaviest Element That Can Be Produced By Nuclear Fusion In A Star? A) Iron Is The Heaviest Element That Does Not Radioactively Decay. B) Iron Is The Element With The Lowest Mass Per Nuclear Particle. C) Neutron Degenerate Pressure Prevents Iron Fusion. D) It Is Not, Carbon Is The Heaviest Element That Can Be Produced. E) A&B 9) .

) Why is iron is the heaviest element that can be produced by nuclear fusion in a star?

A) Iron is the heaviest element that does not radioactively decay.

B) Iron is the element with the lowest mass per nuclear particle.

C) Neutron degenerate pressure prevents iron fusion.

D) It is not, carbon is the heaviest element that can be produced.

9) Which type of object is the leftover of a star’s core after a core-collapse supernova?

10) What experimental evidence do we have that black holes exist and are real.

A) We can observe the gravitational influence of some black holes on nearby stars.

B) We can detect light emitted by the accretion disks of some black holes.

C) We can observe radiation emitted from the event horizons of black holes.

11) If the event-horizon of a hypothetical black hole is 4 km in diameter, what would its mass be?

D) 13,000 times the Sun’s mass

E) The mass of a black hole is a nonsensical concept, the size of the event horizon has no relation to mass.

12) Following from the correct answer to the question above, could such a black hole of this mass be created at the end of a star’s life?

A) No, it would be a neutron star.

B) No, it would be a white dwarf.

C) No, it is more massive than what is possible even for the progenitor star.

D) No, and this is too small to be even a star.

13) The Hyades is a star cluster located 153 lightyears from Earth. You measure the flux of light from the Hyades and from

another star cluster called the Macky cluster. You find that the flux of light from main sequence stars of the same temperature in the Hyades is 43 times that of the stars in the Macky cluster. Roughly how far away is the Macky cluster from Earth?

E) The same distance (153 light-years)

14) Measuring only the total flux of light from one of the objects below provides an estimate of its distance which one?

A) The accretion disk of a black hole

C) A Type Ia (white dwarf) supernova

D) A Type II (core-collapse) supernova

15) You discover a redshifted galaxy moving at a speed of 1600 km/s. Assuming a Hubble constant of 76 km/s/Mpc, how far away is the galaxy?

16) Which force could prevent further gravitational collapse of an inert stellar core with a mass over 1.4 MSun.

B) Proton degeneracy pressure

C) Neutron degeneracy pressure

D) Electron degeneracy pressure

17) Population I stars have higher metallicities than Population II stars because

A) The interstellar medium has become increasingly enriched in heavy elements over time.

B) The Population I stars are more massive, so they produce iron and other metals in their cores.

C) Population II stars are mainly brown dwarfs, so they are inert and do not produce metals at all.

D) Population II stars are only found in elliptical galaxies.

E) Population I stars are nearly entirely composed of metals since they are white dwarfs.

18) After the end of its main sequence life and giant phases, could the Sun produce a nova or a Type Ia supernova?

A) Yes, it should since it is a Population I star.

B) Yes, but we do not know for sure whether it will.

C) No, it is not part of a stellar binary system.

E) No, it should produce a Type II (core-collapse) supernova.

19) Which of the following statements are true about white dwarf supernova and regular novae.

A) In a nova, fusion is triggered in surrounding material accumulated by the white dwarf.

B) In a white dwarf supernova, all the degenerate carbon in the white dwarf fuses instantaneously.

C) White dwarf supernovae are significantly more energetic than novae.

D) Both white dwarf novae and supernovae require a binary companion to occur.

20) Why do radio signals from pulsars often appear with extremely short intervals?

A) Because of turbulent flow in the accretion disks of black holes.

B) Because of turbulent flow in the accretion disks of white dwarfs.

C) Because neutron stars can spin rapidly due to conservation of momentum in core-collapse supernovae.

D) Because white dwarfs can spin rapidly due to conservation of momentum in core-collapse supernovae.

E) Because brown dwarfs can spin rapidly due to conservation of momentum in core-collapse supernovae.

E) There is no force than can prevent further gravitational collapse, above 1.4 MSun the core will collapse completely,


Most Of Our Galaxy's Antimatter Comes From Supernovae

For more than 40 years, scientists have known that the center of the Milky Way is rich in antimatter, but they have disagreed on its origins. Now, a paper in Nature Astronomy claims to have the answer.

The center of our galaxy produces an astonishing dose of gamma-rays. These are attributed to matter and antimatter particles annihilating each other, converting their mass to energy in the form of high-frequency photons. Where then did the antimatter come from? There is still plenty of head-scratching among cosmologists as to why the universe contains so much more matter than antimatter, but given that it does, the existence of any substantial amount of antimatter takes some explaining.

The supermassive black hole at the center of the galaxy was an early favored culprit, and dark matter has also been blamed. However, according to Dr Roland Crocker of the Australian National University, these can be ruled out. Instead, the source is a subgroup of Type Ia supernovae, occurring when two white dwarf stars collide.

The collisions produce the titanium isotope 44. Titanium-44 decays to scandium and then to calcium, emitting positrons – the antimatter equivalent of electrons – in the second decay. The half-life of these two processes is barely 60 years, so we might expect the number of gamma-rays to surge after supernovae and drop off quickly thereafter.

However, Crocker told IFLScience that the positrons hang around for roughly a million years before they collide with ordinary matter in the interstellar medium, causing their annihilation. Consequently, we're still seeing plenty of the resulting gamma-rays, even though there has not been a supernova of this (or any) type in our galaxy for centuries.

The paper rejects some alternative theories. Dark matter would be expected to produce higher energy positrons than we witness. Crocker told IFLScience: “There have been attempts to model dark matter that avoid this.” However, he thinks these fail Occam's razor, relying on overly complex explanations. Type II supernovae produce enormous amounts of nickel-56, much of which release positrons during decay, but according to Crocker this happens so early during explosions that the positrons become trapped, never reaching the interstellar medium and dispersing their gamma-rays through the galaxy.

Not all Type Ia supernova do the trick, however. Titanium production requires “an unusual amount of high density helium,” Crocker told IFLScience, something that only occurs when a binary system contains two white dwarf stars, with masses between 1.4 and 2.0 times that of the Sun. These gradually coalesce and explode, but only after the larger star has captured the smaller one's helium. Despite these specific requirements, such events, known as SN 1991bg-like supernova, are common enough to account for the astonishing 10 43 positron annihilations that occur every second in our galaxy.


How stars die: the shocking truth supernova theories come of age.

Roughly once a second, a star somewhere in the universe explodes. Some of these stars are blown to smithereens, strewing ashes through space. Others lose only their outer layers, leaving behind an unimaginably dense core.

Both kinds of explosions, known as supernovas, represent the most powerful events in the cosmos and have some of the most far-reaching astronomical consequences.

Although nature has no trouble making stars explode, researchers do. For years they couldn't find a model to account for the fireworks. Instead of producing a titanic blowup, many of their efforts just bombed out.

That's because available computer power limited scientists to simplistic, one-dimensional simulations of a complex, multidimensional problem. Now, thanks to supercomputers and improved software that enable astronomers to explore more realistic models, scientists say they have discovered how stars break up.

"This is a real breakthrough," comments Alexei V. Filippenko of the University of California, Berkeley. "For decades, people have been trying to get stars to blow up, but nothing panned out. Here, with the increase in computing power . . . astronomers are successfully explaining physics that could not be modeled in previous calculations."

Astronomers detailed their insights into two classes of supernovas last month at a meeting of the American Astronomical Society (AAS) in Tucson.

Type II supernovas, the explosion of stars at least eight times the mass of the sun, leave behind a dense core. Type Ia supernovas typically involve stars about 1.4 times as massive as the sun and burn completely.

The new view of Ia supernovas promises to narrow the gap between teams of researchers who ascribe widely different values to the Hubble constant, a measure of the expansion rate, age, and size of the universe (SN: 10/8/94, p.232).

It takes about 10 million years for a massive star to mature. For most of that time, it battles successfully against collapse by burning nuclear fuel, which generates heat and an outward pressure sufficient to counter gravity. During this time, it fuses hydrogen, helium, and other light nuclei, forming heavier elements (SN: 2/4/95, p.70). The star must continue to build increasingly heavy nuclei in order to maintain its source of energy.

But once such a star begins making nuclei as heavy as iron and nickel, it has signed its death warrant. Forming any heavier nuclei would take away energy rather than release it. Its fuel depleted, the star can no longer resist gravity's tug and collapses in a matter of hours to days.

Just before it collapses, the core of such a star may have a diameter of 3,000 kilometers, a temperature of a few billion kelvins, and a density of 10 billion grams per cubic centimeter. Afterwards, the core shrivels to a diameter of 30 km, the temperature climbs to 200 billion kelvins, and the density increases 10,000-fold. Protons and electrons squeeze together, and the compact core soon becomes a tiny, rapidly whirling ball of neutrons -- a neutron star.

Soon after the implosion, material from outside the core begins raining down. At the same time, the core rebounds, sending out a shock wave. The speeding wave rapidly loses energy, stalling some 100 kilometers beyond the core. Moreover, the infalling gas acts as the lid on a pot, containing the wave.

Will this massive star ever explode?

The answer, according to earlier, independent work by James R. Wilson of Lawrence Livermore (Calif.) National Laboratory and Hans A. Bethe of Cornell University, lies in subatomic particles called neutrinos.

In addition to generating a shock wave, the neutron star emits a fireball of neutrinos equivalent to the radiation that would be produced if 50,000 bodies with the mass of Earth were suddenly converted into energy. These neutrinos carry heat from the star's core to the outlying layers of gas.

It seems that this heat should give the shock wave the extra oomph it needs to blow the lid off the star. But in the one-dimensional model that

astrophysicists had relied on, matter has the same restrictions as beads on a string -- it can't push aside material directly in front of it. Thus, the neutrino-heated gas just above the core can't rise and energize the shock wave stalled above it.

Instead, the neutrinos heat only the thin layer of gas directly above the core. Unable to cool by rising and expanding, this gas lowers its temperature by emitting neutrinos of its own. Thus the core stays hot, the gas raining down stays cold, and the shock wave goes nowhere.

In this scenario, the star has only a slim chance of going bang.

Theorists got a dose of reality 8 years ago with the dazzling debut of 1987A, the first type II supernova visible to the naked eye since the time of Johannes Kepler. In the first few hundred days after they observed the outburst, researchers found clear signs that 1987A wasn't the spherically symmetrical explosion that theory predicted.

X rays and gamma rays from deep within the exploded star appeared sooner than expected, indicating that the inner and outer parts of the star had mixed thoroughly in the outburst. Some material from the deepest layers was found in the first one-third of the ejected debris. And some material from the star's outer layers was observed only later in the explosion.

"It was more like scrambled eggs than sunny-side up," recalls Willy Benz of the University of Arizona in Tucson. Further analysis suggested that the star had ejected more material in some directions than in others.

Prompted by these findings, several research groups developed multidimensional models to account for the lopsided explosion. But the models couldn't explain the mixing. So Benz, in collaboration with Marc Herant and Stirling A. Colgate of Los Alamos (N.M.) National Laboratory, began work on a two-dimensional model that would. Another team, which includes Adam S. Burrows and John C. Hayes of the University of Arizona and Bruce A. Fryxell of NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md., developed a similar model. They described their simulations at last month's AAS meeting.

In the new models, colder gas from outside the core still rains down on the core and meets an increasingly higher concentration of neutrinos. But in two dimensions the gas is free to rotate like a ferris wheel.

This swirling motion has a profound effect. As the infalling gas absorbs neutrinos and grows hotter, it floats upward in huge bubbles, like giant hot-air balloons. The heated gas imparts its energy to a much larger percentage of the star than it did in the one-dimensional model. By converting heat into motion, the neutrinos aid the shock wave expanding from the collapsed core.

The wave still stalls, but it does so farther from the star's center, in a considerably less dense region, notes Burrows. This time, the shock wave stops only momentarily. In a few seconds, the wave gathers enough speed to explode as a type II supernova.

If the bubbles of heated gas are large enough, they rocket the neutron star core into space. This may explain the high velocity of neutron stars, Burrows says.

Although the broad outline of their studies seems to match observations, Burrows and Benz both emphasize that they need to extend their work to three dimensions. In both models, the exploded stars produce far too much yttrium, thorium, and strontium.

The two teams differ in their exact interpretation of why massive stars explode as type II supernovas. Burrows, for example, eschews the pot lid analogy, arguing that the neutrino-driven transfer of heat by rising gas bubbles holds the key. Nonetheless, notes Benz, "we've moved from having models that failed to arguing about the interpretation of models that are successful."

Although they have less mass, Ia supernovas flash even more brightly than type II supernovas because they produce 10 times as much radioactive nickel. Astronomers believe that Ia supernovas form a set of "standard candles," meaning that they all have the same intrinsic brightness, like lightbulbs of a particular wattage (SN: 10/8/94, p.232).

Standard candles enable researchers to measure the distance from the Milky Way to various galaxies. If a galaxy lies far enough away, astronomers can use that measure to calculate the Hubble constant. The premiere standard candle remains a type of pulsating star known as a Cepheid variable. But astronomers can detect Ia supernovas in galaxies 10 to 100 times farther away than the Cepheids, potentially improving measurements of the Hubble constant.

Allan R. Sandage of the Carnegie Observatories in Pasadena, Calif., and his colleagues have used Ia supernovas to calculate a Hubble constant of about 50, a number that implies the universe is about 20 billion years old. That makes many theorists happy, because it doesn't conflict with the ages of some of the oldest known groupings of stars in the cosmos, estimated to be 16 billion years old.

However, his team's calculations conflict with those of many other research groups, who get a higher value for the Hubble constant and a correspondingly younger age for the cosmos.

Results of a survey of Ia supernovas suggest a way to reconcile the disparity. In analyzing half of the 50 type Ia supernovas discovered during the past 4 years at the Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in La Serena, Chile, researchers found that not all of these exploded stars have the same intrinsic brightness.

In particular, Ia supernovas that have the longest peak brightness are in fact more luminous than those that fade faster. CTIO astronomers Mario Hamuy, Mark Phillips, and their colleagues also announced at the Tucson meeting that the brightest Ia supernovas typically reside in either spiral galaxies or galaxies with many bright, young stars.

Phillips and his colleagues note that, in order to calibrate the distance to supernovas in galaxies farther from the Milky Way, Sandage's team relied on two nearby Ia supernovas. One of these supernovas exploded in 1972, the other in 1937, but both faded slowly.

The slow decline indicates that each of these reference supernovas was slightly more luminous than Sandage's team had assumed, Phillips says. The Chile-based astronomers assert that when the true luminosity of these supernovas is taken into account, their survey will yield a Hubble constant of between 60 and 70, a value more in line with recently reported results that give the universe an age of 8 to 12 billion years.

But what makes the intrinsic brightness of Ia supernovas vary in the first place? Philip A. Pinto of the University of Arizona suggests that the answer lies in the properties of the stars that end their lives in these explosions.

Astronomers believe that Ia supernovas occur when a kind of dense star known as a white dwarf gravitationally grabs a critical amount of matter from a companion star, sparking a thermonuclear explosion.

Standard theory holds that all white dwarfs that give rise to Ia supernovas have the same mass -- about 1.4 times that of the sun. But Pinto proposes that some white dwarfs steal more matter than others, resulting in explosions that can vary slightly in power and luminosity.

Other researchers have other explanations, and thinking remains unsettled. Even though computer simulations of type Ia events are more advanced than those of the type II phenomenon, "we still don't understand how these stars explode," Pinto says. The CTIO findings may well spark a minor revolution in the way astrophysicists think about these explosions, he adds.

"Every kid loves an explosion," notes Colgate. "This is just the biggest one you can play with -- at least in your head."