Sedih, Kematian Lambat Dari Bintang Seperti Matahari

SEBUAH Tipe Ia supernova adalah kelas supernova yang terjadi dalam sistem biner di mana dua bintang kembar berada di orbit di sekitar satu sama lain. Salah satu kakak-bintang harus menjadi bentuk jenazah bintang yang disebut a katai putih– sisa sisa bintang kecil seperti Matahari kita – sementara yang lain dapat berupa bintang apa pun, dari raksasa yang bergolak, melotot, berapi-api sampai yang lebih kecil katai putih. Matahari kita, karena ia adalah bintang kecil yang soliter, ditakdirkan untuk mati dengan damai ketika mencapai puncaknya katai putih panggung – tetapi amukan bintang yang meledak-ledak terjadi ketika bintang-bintang seperti Matahari kita memiliki perusahaan persaudaraan. Pada bulan Februari 2016, tiga tahun setelah terjadinya ledakan bintang seperti bencana, penelitian baru diterbitkan menunjukkan bahwa terutama membingungkan Tipe Ia supernova terus bersinar jauh lebih cerah, dan untuk waktu yang lebih lama, dari yang diperkirakan para astronom. Pengamatan ini menunjukkan bahwa ledakan kuat menghasilkan kelimpahan bentuk berat kobalt yang memberikan panas yang dihasilkan dari peluruhan nuklir dorongan energi tambahan.

Makalah yang melaporkan penelitian ini telah diterbitkan dalam edisi 24 Februari 2016 tentang The Astrophysical Journal. Studi ini penting karena bisa membantu peneliti menentukan a Tipe Ia supernova– yang disebut "lilin standar" – yang sering digunakan untuk mengukur jarak yang sangat jauh ke galaksi terpencil, dan untuk mengungkap pemicu misterius di balik ledakan bintang raksasa ini.

"Tipe Ia supernova menjadi sangat penting bagi fisika, secara keseluruhan, beberapa dekade yang lalu ketika mereka digunakan untuk menunjukkan bahwa perluasan alam semesta semakin cepat. Namun kita masih tidak tahu persis apa jenis sistem bintang meledak sebagai Tipe Ia supernova atau bagaimana ledakan itu terjadi. Banyak penelitian telah membahas dua pertanyaan ini, tetapi jawabannya masih sulit dipahami, "jelas penulis utama penelitian, Dr. Or Graur, dalam 24 Februari 2016. Siaran pers Museum Sejarah Alam Amerika. Dr Graur adalah asosiasi penelitian di Museum Sejarah Alam Amerika Departemen Astrofisika dan penelitian postdoctoral di New York University. Itu Museum Sejarah Alam Amerika terletak di New York City.

Bintang tidak abadi. Ketika bintang yang kesepian meledakkan dirinya menjadi serpihan dan "mati", dalam apa yang disebut a core-collapse Tipe II supernova, bintang progenitor yang meninggal adalah bintang berat, dengan inti masif yang membebani sekitar 1,4 massa matahari (Batas Chandrasekhar). Namun, ketika bintang-bintang yang lebih kecil dan kurang masif – seperti Matahari kita – binasa, mereka pergi "jauh lebih lembut ke dalam malam yang baik itu" daripada sepupu bintang yang lebih mahal.

Hari ini, Matahari kita adalah penghuni bintang Bimasakti biasa, kecil (bintang-standar) dari Bima Sakti kita, dan itu masih dalam pembakaran hidrogen urutan utama dari Diagram Hertzsprung-Russell evolusi bintang. Bintang kami menyalakan langit siang hari kami sebagai bola emas brilian yang besar, cahaya yang menyala dan menyala. Ada delapan planet besar yang mengorbit Bintang kita, bersama dengan banyak bulan dan bulan bulan menari, serta berbagai benda yang lebih kecil, seperti asteroid dan komet. Pada titik waktu ini, Matahari kita yang "hidup" terletak di pinggiran jauh Galaksi Bima Sakti kita yang besar, di salah satu lengan spiral.

Tapi, seperti semua bintang, Matahari kita ditakdirkan untuk "mati". Namun, Bintang kami tidak akan sampai ke akhir tragis dari jalan bintang yang panjang itu selama miliaran tahun. Bintang-bintang dari massa Matahari kita yang relatif kecil biasanya "hidup" selama sekitar 10 miliar tahun, masih menjaga diri melayang dengan meleburkan atom-atom hidrogen ke dalam inti yang membakar panas ke dalam elemen-elemen atom yang lebih berat dan lebih berat. (nukleosintesis bintang). Bintang seperti Matahari melakukan ini dengan cara proses fusi nuklir.

Tapi Sun setengah baya kita tidak lagi dalam masa mudanya yang menyala. Bahkan, itu adalah bintang setengah baya. Namun demikian, Matahari kita masih hidup dan cukup energik untuk terus aktif menggabungkan hidrogen dalam intinya menjadi elemen atom yang lebih berat dan lebih berat. Matahari kita berusia sekitar 4,56 miliar tahun, dan masih memiliki 5 miliar tahun lagi sehingga kita menghabiskannya untuk pembakaran hidrogen main-sequence–itu tidak tua, menurut standar bintang, tetapi tidak muda juga.

Ketika bintang-bintang seperti Matahari kita akhirnya berhasil memadukan sebagian besar pasokan hidrogen mereka, mereka mengalami perubahan-laut, berkembang menjadi bengkak, melotot bintang raksasa merah. Bintang seperti Matahari yang sudah tua ini telah melewati usia pertengahan, dan sekarang sudah tua. Dalam usia lanjut, bintang mirip Matahari yang sekarat adalah jantung panas yang terdiri dari helium, yang dikelilingi oleh cangkang yang masih dalam proses peleburan hidrogen menjadi helium. Balon tempurung keluar, dan jantung bintang yang sekarat tumbuh lebih besar dan lebih besar, karena terus bertambah tua dan lebih tua. Akhirnya, jantung helium itu sendiri mulai mengerut di bawah tekanan beratnya sendiri, dan ia tumbuh lebih panas – sampai akhirnya menjadi sangat panas di pusatnya sehingga helium sekarang menyatu menjadi unsur atom yang lebih berat, karbon. Bekas bintang seperti Matahari yang mati dan surut itu berakhir hanya dengan hati kecil yang sangat panas, yang menghasilkan lebih banyak energi daripada dulu, sangat lama lalu, ketika masih muda, bintang hidrogen-pembakaran pada urutan utama. Lapisan-lapisan gas luar dari bintang tua yang sekarat dan terkutuk itu membengkak hingga proporsi yang mengerikan. Di Tata Surya kita sendiri, ketika Matahari kita telah mencapai raksasa merah tahap evolusinya, ia akan membakar beberapa keturunan planetnya sendiri – pertama, Merkurius, lalu Venus, dan kemudian (mungkin), Bumi kita. Suhu mendesis dari permukaan yang berapi-api ini sangat besar, mengerikan raksasa merah benar-benar akan sedikit lebih dingin daripada ketika Bintang kami masih berada di masa muda keemasannya, sebagai Bintang Hidrogen yang terbakar, masih mendesis di urutan utama.

Kemarahan yang relatif lembut dari bintang-bintang kecil, seperti Matahari kita, melibatkan hembusan damai dari lapisan luar, gas-gas yang indah, bersinar, beraneka warna ke angkasa di antara bintang-bintang. Bentuk kematian bintang yang lembut ini menciptakan objek bercahaya luar biasa indah, yang disebut a nebula planetary–sekali disebut sebagai "kupu-kupu" dari alam semesta.

Ini adalah cara Matahari kita akan binasa miliaran tahun dari sekarang. Itu akan mati dalam kedamaian yang relatif dan keindahan yang menakjubkan. Mayat Sun kami akan menjadi peninggalan bintang kecil yang padat – a dwarf putih–yang dikelilingi oleh kilauan yang indah dari gas-gas bercahaya yang berkilauan. Tapi ini karena Matahari kita adalah bintang yang kesepian. Sesuatu yang sangat berbeda terjadi ketika bintang seperti kita berada dalam sistem biner dengan bintang kembar. Bintang kakak yang kasar dan tidak berperasaan mengganggu kesendirian saudaranya yang damai dan berharga, dan dalam kasus ini, bintang kecil yang sedang sekarat itu menjadi supernova – seperti sepupu bintangnya yang lebih besar dan lebih besar, ketika mereka akhirnya selesai berkeliaran di jalan panjang yang terlama itu. kehancuran eksplosif mereka.

Katai putih dari varietas karbon-oksigen umum mampu mempertahankan reaksi fusi lebih lanjut yang memancarkan sejumlah besar energi jika suhu mereka berhasil melambung cukup tinggi. Secara fisik, karbon-oksigen katai putih ditandai oleh tingkat rotasi yang lambat, dan itu terbatas dalam ukuran kurang dari 1,38 massa matahari. Jika bintang melebihi ini, ia dapat kembali menyala dan dalam beberapa kasus meledak dalam amukan supernova yang dahsyat dan dahsyat.

Secara umum disepakati bahwa jika a katai putih perlahan-lahan meningkatkan massa yang dicuri dari bintang pendamping binernya, intinya akan mencapai suhu pengapian untuk fusi karbon saat mendekati batas. Pada titik ini, ia tidak akan mampu mencegah kehancuran inti dari bencana – memicu a Tipe Ia supernova ledakan. Jika itu katai putih menyatu dengan yang lain katai putih–sebuah peristiwa langka – akan sesaat melampaui batas dan memulai keruntuhan fatalnya, sekali lagi meningkatkan temperamennya melewati titik pengapian fusi nuklir. Hanya dalam beberapa detik dari awal proses fusi, sejumlah besar masalah yang dikandung oleh katai putih akan mengalami reaksi termonuklir pelarian, sehingga melepaskan energi yang cukup untuk merobek bintang terpisah dalam Tipe Ia supernova ledakan.

Tipe Ia supernova menghasilkan luminositas puncak yang konsisten. Hal ini disebabkan oleh massa seragam katai putih yang meledakkan diri mereka sampai hancur karena mekanisme akresi. Stabilitas nilai ini memberikan hadiah kepada para astronom karena memungkinkan untuk pertunjukan perpisahan bintang peledak ini untuk digunakan sebagai lilin standar untuk mengukur jarak ke galaksi tuan rumah mereka. Ini karena besarnya visual dari a Tipe Ia supernova terutama tergantung pada jaraknya.

Sedih, Kematian Lambat Dari Bintang Seperti Matahari

SEBUAH Tipe Ia supernova Ledakan adalah hasil dari reaksi berantai termonuklir, yang memproduksi sejumlah besar unsur atom berat. Cahaya yang bisa dilihat para astronom, ketika a Tipe Ia supernova meledak, disebabkan oleh peluruhan radioaktif dari isotop nikel ke dalam isotop kobalt – dan kemudian menjadi isotop besi stabil. Peak brightess dicapai relatif cepat, dan sebagian besar astronom berhenti menonton supernova sekitar 100 hari setelah ledakan. Namun, cahaya terus memancar selama berhari-hari.

Penelitian sebelumnya memperkirakan bahwa sekitar 500 hari setelah ledakan bintang yang mematikan, para astronom harus melihat penurunan dramatis dalam kecerahan ini. Tipe Ia supernova–sebuah teori yang disebut bencana inframerah. Namun, tidak ada penurunan tajam seperti yang telah diamati. Untuk alasan ini, Dr. Ivo Seitenzahl, seorang astronom di Australian National University dan ARC Center for All-Sky Astrophysics, dan salah satu rekan penulis makalah penelitian, memperkirakan kembali pada tahun 2009 bahwa itu harus menjadi hasil peluruhan radioaktif dari isotop kobalt. Isotop khusus kobalt ini sangat berat, dan juga memiliki waktu paruh yang panjang – dan, sebagai hasilnya, diharapkan untuk mengeluarkan dorongan energi ekstra yang akan menendang sekitar dua hingga tiga tahun setelah ledakan supernova yang fatal.

Para astronom kemudian melanjutkan untuk menguji prediksi ini secara langsung dengan menggunakan Teleskop Luar Angkasa Hubble (HST) untuk mengamati Tipe Ia supernova bernama SN 2012cg lebih dari tiga tahun setelah itu grand finale ledakan di galaksi NGC 4424, yang terletak sekitar 50 juta tahun cahaya dari Bumi – relatif dekat dalam istilah astronomi.

"Kami melihat kecerahan supernova berevolusi seperti yang diperkirakan Ivo. Menariknya, kami menemukan bahwa jumlah (kobalt berat) yang diperlukan untuk menghasilkan kecerahan yang diamati adalah sekitar dua kali jumlah yang diharapkan. Kedua potongan informasi ini memberikan batasan baru pada nenek moyang dan model ledakan .. Dinyatakan berbeda, kita sekarang memiliki potongan baru dalam teka-teki itu Tipe Ia supernova, salah satu alat paling penting dalam kosmologi modern, "Dr. Graur menjelaskan dalam 24 Februari 2016 Siaran pers Museum Sejarah Alam Amerika.

"Ketika kami membuat prediksi kami pada tahun 2009, saya merasa skeptis apakah petunjuk untuk kehadiran (heavy cobalt) di Tipe Ia supernova akan diamati dalam hidupku. Saya benar-benar senang bahwa sekarang, hanya tujuh tahun kemudian, kami sudah membatasi skenario ledakan berdasarkan pengukuran kami, "Dr. Seitenzahl menambahkan dalam yang sama Jumpa pers.

Namun, ada satu masalah yang belum terselesaikan dengan hasil penelitian ini. Kecerahan yang berlebihan bisa disebabkan oleh fenomena yang dikenal sebagai gema cahaya bukannya kobalt berat. SEBUAH gema cahaya terjadi ketika cahaya memancar dari ledakan – seperti supernova – berinteraksi dengan awan debu raksasa, yang menyebarkan cahaya ke segala arah. Dalam hal ini, cahaya yang mengalir keluar dari ledakan akan mencapai Bumi dua kali: sekali langsung dari ledakan supernova itu sendiri dan kemudian bertahun-tahun kemudian sebagai hasil dari gema. Untuk mengesampingkan kemungkinan cahaya yang berasal dari suatu gema, observasi tambahan harus dilakukan dari yang lain Tipe Ia supernova yang tinggal lebih dekat ke planet kita.

Penulis lain di atas kertas termasuk Dr. Michael Shara dan Dr. David Zurek (Museum Sejarah Alam Amerika), Adam Riess (Universitas Johns Hopkins dan Institut Sains Angkasa Luar Angkasa), dan Dr. Armin Rest (Space Telescope Science Institute).