Com base nos resultados de uma pesquisa de velocidade radial, Warren Brown (Observatório Astrofísico Smithsonian) e sua equipe colocaram mais algumas peças no quebra-cabeça da supernova.
As supernovas têm muitos sabores. Também temos supernovas tipo II que se acredita serem o colapso central de estrelas únicas e supermassas. Também existem supernovas super-luminosas, que podem ser a conversão explosiva de uma estrela de nêutrons em uma estrela de quarks e, finalmente, os primos de joelhos fracos do grupo, as supernovas sub-luminosas de baixo desempenho.
As supernovas subluminosas são um tipo raro de explosão de supernova 10 a 100 vezes menos luminosa que um SN tipo Ia normal e ejetam apenas 20% da matéria. Brown e sua equipe estão investigando a conexão entre supernovas pouco iluminadas e a fusão de pares de anãs brancas.
Nos anos 80, com base em nossa compreensão teórica da evolução estelar e binária, foi previsto que existiriam muitas anãs brancas duplas próximas. No entanto, não foi até 1988 que o primeiro foi realmente descoberto.
A maneira de encontrar anãs brancas duplas próximas é pegar espectros de alta resolução da linha de absorção H-alfa de uma anã branca em vários momentos diferentes e procurar variações causadas pelo movimento orbital da anã branca em torno de um invisível (dimmer) companheiro. As primeiras buscas sistemáticas não tiveram muito sucesso. Apenas um sistema foi encontrado. Então, durante os anos 90, Tom Marsh e colaboradores concentraram sua pesquisa em anãs brancas de baixa massa, que, com base nas teorias atuais, só podiam ser formadas em um sistema binário. Dessa maneira, foram encontrados mais uma dúzia de sistemas.
As anãs brancas de massa extremamente baixa (ELM) com menos de 0,3 massa solar são os remanescentes de estrelas que nunca inflamaram hélio em seus núcleos. O Universo não tem idade suficiente para produzir WDs ELM por evolução de uma única estrela. Portanto, os WDs do ELM devem sofrer perda de massa significativa em algum momento de sua evolução. Produzir WDs com 0,2 massas solares provavelmente requer sistemas binários compactos.
"Essas anãs brancas passaram por um dramático programa de perda de peso", disse Carlos Allende Prieto, astrônomo do Instituto de Astrofísica de Canarias da Espanha e co-autor do estudo. "Essas estrelas estão em órbitas tão próximas que forças de maré, como as que balançam os oceanos na Terra, levaram a enormes perdas de massa."
É difícil obter dados de observação para os WDs do ELM por causa de sua raridade. Por exemplo, dos 9316 WDs identificados no Sloan Digital Sky Survey, menos de 0,2% têm massas abaixo de 0,3 solares.
Metade dos pares descobertos por Brown e colaboradores está se fundindo e pode explodir como supernova em 100 milhões de anos ou mais.
"Triplicamos o número de sistemas conhecidos de fusão de anãs brancas", disse o astrônomo e co-autor do Smithsonian Mukremin Kilic. "Agora, podemos começar a entender como esses sistemas se formam e o que podem se tornar no futuro próximo". Ao contrário das anãs brancas normais feitas de carbono e oxigênio, elas são feitas quase inteiramente de hélio.
"A taxa na qual nossas anãs brancas estão se fundindo é a mesma que a das supernovas sob luminosidade - cerca de uma a cada 2.000 anos", explicou Brown. "Embora não tenhamos certeza se nossas anãs brancas em fusão explodirão como supernovas sub-luminosas, o fato de as taxas serem as mesmas é altamente sugestivo".
Pelo menos 25% desses WDs do ELM pertencem aos antigos componentes de disco grosso e halo da Via Láctea. Isso ajuda os astrônomos a saber onde procurar por SNe pouco luminoso e onde é improvável encontrá-los, se os modelos estiverem corretos. Se os sistemas ELM WD em fusão são os progenitores da SNe subluminosa, a próxima geração de pesquisas, como a Fábrica de Transientes Palomar, Pan-STARRS, Skymapper e o Grande Telescópio de Pesquisa Sinóptica, deve encontrá-las entre as populações mais antigas de estrelas, tanto elípticas quanto espirais. galáxias.
Os artigos que anunciam sua descoberta estão disponíveis online em: http://arxiv.org/abs/1011.3047 e http://arxiv.org/abs/1011.3050.
