Phát hiện mới về Sao lùn trắng
Sao lùn trắng[sửa]
Phần lớn các ngôi sao có kích cỡ nhỏ và trung bình sẽ có kết thúc bằng quá trình chuyển thành sao lùn trắng. Khởi đầu, trong các sao này hiđrô chuyển thành hêli làm chúng biến thành sao khổng lồ đỏ và sau đó mất dần đi phần lớn các vật chất ở các lớp ngoài cùng (tạo ra tinh vân) trong khi trong lõi vẫn còn rất nóng (T > 100.000 K). Phần lõi này sau sẽ trở thành một ngôi sao lùn trắng trẻ tuổi.
Một ngôi sao lùn trắng có khối lượng tương đương khối lượng của Mặt Trời và kích thước tương đương (hay hơn một chút) so với Trái Đất. Khi khối lượng càng lớn thì kích thước của sao lùn trắng càng nhỏ. Giới hạn khối lượng lớn nhất của sao lùn trắng khoảng 1,4 lần khối lượng mặt trời.
Nhiều sao lùn trắng có kích thước xấp xỉ kích thước của Sao Hoả và nhỏ hơn kích thước Mặt Trời khoảng 100 lần nhưng cũng có thể có khối lượng xấp xỉ khối lượng của Mặt Trời vì thế chúng có mật độ vật chất trung bình rất lớn (khoảng 1.000.000 lần lớn hơn mật độ vật chất trung bình của Mặt Trời). Các vật chất ở trạng thái như vậy được gọi là suy biến. Trong những năm thập niên 1930 sự giải thích được cho là do hiệu ứng của cơ học lượng tử:
Trong so sánh độ sáng, các sao lùn trắng ở trong khu vực độ sáng thấp-màu nóng còn các sao có khối lượng nhỏ nằm trong chuỗi chính có màu đỏ (được gọi là sao lùn đỏ) hay sao lùn nâu (các sao nguội hơn). Các sao lùn đỏ và sao lùn nâu là các loại thiên thể khác hoàn toàn sao lùn trắng.
Giới thiệu nghiên cứu[sửa]
Kiểu sao tân tinh Ia thường được xem như những ngọn nến chuẩn để đo tốc độ giãn nở của vũ trụ mà không lưu tâm đến đặc điểm của các sao tổ tiên của nó cũng như cách thức các vụ nổ vẫn còn là điều bí ẩn. Giới khoa học thống nhất rằng khi một sao lùn trắng nổ tung sau sự hình thành sao khổng lồ đỏ hay thậm chí là một sao trắng khác. Cho đến nay chưa có dạng siêu tân tinh Ia được phát hiện gần trái đất đến mức có khả năng quan sát được sao trước khi quá trình nổ diễn ra. Gần đây nhóm nghiên cứu gồm các nhà khoa học từ nhiều quốc gia khác nhau phát hiện siêu tân tinh SN 2011fe trong thiên hà M101 cách trái đất 6,4 megaparsec (mỗi parsec có giá trị 3,2616 năm ánh sáng). Sao quan sát được có thể là sao lùn trắng gồm carbon-oxy. Khám phá mới được công bố (tháng 12 năm 2011) trên tạp chí Nature.
Abstract[sửa]
Type Ia supernovae have been used empirically as ‘standard candles’ to demonstrate the acceleration of the expansion of the Universe even though fundamental details, such as the nature of their progenitor systems and how the stars explode, remain a mystery. There is consensus that a white dwarf star explodes after accreting (sự lớn lên, bồi dần) matter in a binary system, but the secondary body could be anything from a main-sequence star to a red giant, or even another white dwarf. This uncertainty stems from the fact that no recent type Ia supernova has been discovered close enough to Earth to detect the stars before explosion. Here we report early observations of supernova SN 2011fe in the galaxy M101 at a distance7 from Earth of 6.4 megaparsecs. We find that the exploding star was probably a carbon–oxygen white dwarf, and from the lack of an early shock we conclude that the companion was probably a main-sequence star. Early spectroscopy shows high-velocity oxygen that slows rapidly, on a timescale of hours, and extensive mixing of newly synthesized intermediate-mass elements in the outermost layers of the supernova. A companion paper8 uses pre-explosion images to rule out luminous red giants and most helium stars as companions to the progenitor. Nature Vol.480,344–347
