Một câu chuyện nguồn gốc mới cho siêu tân tinh sau 94 năm

Kể từ năm 1930, siêu tân tinh loại Ia được cho là xuất phát từ sao lùn trắng vượt qua giới hạn khối lượng Chandrasekhar. Dưới đây là lý do tại sao điều này lại sai.

Quá trình hình thành siêu tân tinh

Mỗi khi một ngôi sao được hình thành, sẽ có hai cơ hội trong suốt vòng đời của nó để trở thành siêu tân tinh. Cơ hội đầu tiên xảy ra sớm: nếu ngôi sao đủ khối lượng, khi nó tiêu thụ hết hydro và sau đó là heli trong lõi của mình, nó có thể tiếp tục và hợp nhất carbon, neon, oxy, và sau đó là silicon theo thứ tự, cho đến khi lõi cuối cùng bị sụp đổ, dẫn đến một vụ nổ siêu tân tinh loại II (sụp đổ lõi). Nếu ngôi sao không đủ khối lượng để bị cuốn vào số phận đó, nó sẽ thổi bay các lớp vỏ ngoài sau khi đốt cháy heli và hình thành một tinh vân hành tinh, trong khi lõi sẽ co lại thành một sao lùn trắng. Nếu sao lùn trắng này gặp đủ điều kiện, phần lõi của nó sẽ phát nổ, tạo ra một loại siêu tân tinh khác (loại Ia): ngọn nến chuẩn xa nhất được biết đến trong thiên văn học.

Kể từ những năm 1920 và 1930, người ta đã biết rằng – trên một ngưỡng khối lượng nhất định – sao lùn trắng sẽ trở nên không ổn định trước sự sụp đổ hấp dẫn. Sự hiện diện của các electron và thực tế là không có hai electron nào trong cùng một hệ thống có thể chiếm cùng một trạng thái lượng tử là lý do sao lùn trắng không bị sụp đổ. Tuy nhiên, trên ngưỡng khối lượng được gọi là giới hạn khối lượng Chandrasekhar, áp lực thoái hóa electron đột ngột trở nên quá yếu, dẫn đến một thảm họa cho phần còn lại của sao lùn trắng.

Trong khoảng 94 năm qua, câu chuyện chủ đạo là siêu tân tinh loại Ia được gây ra bởi sao lùn trắng thu thập đủ vật chất để vượt qua giới hạn này, kích hoạt vụ nổ của chúng. Tuy nhiên, trong hai thập kỷ qua, nghiên cứu đã chỉ ra rằng câu chuyện này chủ yếu là không đủ. Thay vào đó, kịch bản nổ kép, được phát triển chi tiết trong những năm gần đây, cung cấp một câu chuyện nguồn gốc mới cho những sự kiện này. Giờ đây, khoa học cũng cần phải tiến hóa.

Khi Mặt Trời của chúng ta hết nhiên liệu, nó sẽ trở thành một sao khổng lồ đỏ, tiếp theo là một tinh vân hành tinh với một sao lùn trắng ở trung tâm. Tinh vân Mắt Mèo là một ví dụ tuyệt vời về số phận tiềm năng này, với hình dạng phức tạp, nhiều lớp và bất đối xứng của tinh vân này cho thấy một ngôi sao đồng hành đôi. Ở trung tâm, một sao lùn trắng trẻ sẽ nóng lên khi co lại, đạt nhiệt độ cao hơn hàng chục nghìn Kelvin so với bề mặt của sao khổng lồ đỏ đã sinh ra nó. Các lớp vỏ ngoài của khí chủ yếu là hydro, được trả lại cho môi trường liên sao vào cuối vòng đời của một ngôi sao giống Mặt Trời.

Những điều cần biết về sao lùn trắng

Chúng ta cần nhận ra nhiều sự thật về sao lùn trắng trước khi đi sâu vào các sự kiện phát nổ chính nó. Để bắt đầu, sao lùn trắng phát sinh từ lõi của các ngôi sao khổng lồ, những ngôi sao này đốt cháy hết tất cả hydro có trong chúng, nhưng thường không thể đốt cháy các nguyên tố nặng hơn heli, ngay cả sau khi lõi co lại và nóng lên do lực hấp dẫn. (Mặc dù, trong một số trường hợp kỳ lạ, các ngôi sao có thể bắt đầu đốt cháy carbon, neon, hoặc thậm chí oxy trong lõi của chúng, và vẫn trở thành sao lùn trắng nếu một ngôi sao đồng hành lấy đi đủ khối lượng.) Trong hầu hết các kịch bản, giai đoạn kết thúc dẫn đến sao lùn trắng xảy ra khi các lớp vỏ ngoài của ngôi sao tiến hóa, chủ yếu chứa hydro và heli, được thổi bay nhẹ nhàng, trong khi lõi còn lại, chủ yếu là carbon và oxy, co lại dưới tác động của lực hấp dẫn.

Khi những lớp vỏ bị thổi bay được trả lại cho môi trường liên sao, lõi co lại và đạt một giới hạn: các hạt lượng tử tạo nên nó – đặc biệt là các electron – bị nén vào một thể tích ngày càng nhỏ, khiến hàm sóng của chúng bắt đầu chồng lên nhau. Vì electron là fermion, một loại hạt mà không có hai electron nào có thể chiếm cùng một trạng thái lượng tử, sẽ có một loại áp lực đặc biệt (thuộc tính lượng tử) chống lại sự sụp đổ hấp dẫn: áp lực thoái hóa lượng tử. Miễn là vật thể này, sao lùn trắng, vẫn dưới giới hạn khối lượng Chandrasekhar, áp lực thoái hóa này sẽ đủ để ngăn chặn sự sụp đổ thêm.

Hình ảnh này cho thấy Sirius A và B, sao A xanh hơn và sáng hơn Mặt Trời của chúng ta và sao lùn trắng, lần lượt, được chụp bởi kính viễn vọng không gian Hubble. Sirius A, ngôi sao chính, là một sao loại A (so với Mặt Trời của chúng ta là sao loại G): gấp đôi khối lượng Mặt Trời, nóng hơn ~4000 K so với Mặt Trời ở quang phổ của nó, và sáng hơn Mặt Trời khoảng 25 lần về độ sáng nội tại. Sirius B, từng có khối lượng gấp năm lần Mặt Trời, nhưng hiện nay là sao lùn trắng có khối lượng nhẹ hơn sao đồng hành còn lại.

Thực tế, hầu hết các sao lùn trắng đã được quan sát hình thành trong vũ trụ không gần với giới hạn Chandrasekhar, mà thấp hơn nhiều. Sao lùn trắng thường có khối lượng dao động từ khoảng 0,5 khối lượng Mặt Trời đến khoảng 1,1 khối lượng Mặt Trời, với chỉ một vài sao lùn trắng có khối lượng ~1,2 hoặc ~1,3 khối lượng Mặt Trời được biết đến. Tuy nhiên, sao lùn trắng không chỉ là trạng thái kết thúc của những ngôi sao như Mặt Trời của chúng ta, mà là trạng thái kết thúc của hầu hết các ngôi sao có khối lượng từ 0,4 đến 8 khối lượng Mặt Trời. Khoảng 50% các ngôi sao này được tìm thấy trong các hệ đơn lẻ, giống như hệ sao của chúng ta, và 50% còn lại là thành viên của các hệ sao đa, với các hệ sao đôi là cấu hình phổ biến nhất.

Các hệ sao đôi, quan trọng là, thường hình thành với khối lượng tương tự nhau, có nghĩa là nếu một ngôi sao (đậm đặc hơn) trong hệ sao sẽ chết trong sự kết hợp giữa tinh vân hành tinh/sao lùn trắng, thì ngôi sao còn lại không nên quá lâu nữa và sẽ theo một lộ trình tiến hóa tương tự. Vì cách tiến hóa sao hoạt động, chúng ta biết rằng các ngôi sao:

– Đầu tiên bắt đầu hợp nhất hydro trong lõi của chúng,

– Sau đó, khi hydro cạn kiệt, chúng mở rộng thành sao khổng lồ đỏ và bắt đầu hợp nhất heli,

– Và sau đó, khi heli cạn kiệt, chúng thổi bay các lớp vỏ ngoài và trở thành sao lùn trắng.

Do đó, câu chuyện truyền thống nói rằng một sao lùn trắng đặc với một ngôi sao khổng lồ tiến hóa sẽ bắt đầu lấy đi khối lượng từ ngôi sao đồng hành ít đặc hơn cho đến khi đạt ngưỡng quan trọng: ngưỡng mà khối lượng của sao lùn trắng tích tụ vượt qua giới hạn Chandrasekhar. Và đó, vì vậy, là cách siêu tân tinh loại Ia xảy ra.

Khi một ngôi sao được hình thành, sẽ có hai cơ hội trong suốt cuộc đời của nó để trở thành siêu tân tinh. Cơ hội đầu tiên đến rất sớm: nếu ngôi sao đủ khối lượng, khi nó tiêu thụ hết hydro và sau đó là heli trong lõi, nó có thể tiếp tục tiến hành tổng hợp carbon, neon, oxy, và sau đó là silicon, cho đến khi lõi cuối cùng bị sụp đổ, dẫn đến siêu tân tinh sụp đổ lõi (loại II). Nếu ngôi sao không đủ khối lượng để gặp phải kết cục này, nó sẽ thổi bay các lớp ngoài sau khi đốt cháy heli và tạo thành một tinh vân hành tinh, trong khi lõi của nó co lại để hình thành một sao lùn trắng. Nếu sao lùn trắng đó sau đó trải qua các điều kiện phù hợp, nội bộ của nó sẽ phát nổ, tạo ra một loại siêu tân tinh khác (loại Ia): loại đèn tiêu chuẩn xa nhất được biết đến trong thiên văn học.

Câu chuyện cũ nhưng sai lệch

Kể từ những năm 1920 và 1930, người ta đã biết rằng – vượt qua một ngưỡng khối lượng nhất định – các sao lùn trắng sẽ trở nên không ổn định trước sự sụp đổ do trọng lực. Sự hiện diện của các electron và thực tế là không có hai electron nào trong cùng một hệ có thể chiếm cùng một trạng thái lượng tử chính là điều ngăn không cho các sao lùn trắng bị sụp đổ. Tuy nhiên, khi vượt qua một ngưỡng khối lượng được gọi là giới hạn khối lượng Chandrasekhar, áp lực phân rã electron đột ngột trở nên quá yếu, dẫn đến một thảm họa cho tàn dư sao lùn trắng.

Trong khoảng 94 năm qua, câu chuyện chủ đạo là các siêu tân tinh loại Ia do các sao lùn trắng tích tụ đủ vật chất để vượt qua giới hạn này, gây ra vụ nổ của chúng. Tuy nhiên, trong hai thập kỷ qua, nghiên cứu đã chỉ ra rằng câu chuyện này chủ yếu không đầy đủ. Thay vào đó, kịch bản hai vụ nổ, được phát triển chi tiết trong những năm gần đây, cung cấp một câu chuyện nguồn gốc mới cho những sự kiện này. Đã đến lúc khoa học cũng cần phải phát triển.

Khi Mặt Trời của chúng ta hết nhiên liệu, nó sẽ trở thành một sao khổng lồ đỏ, tiếp theo là một tinh vân hành tinh với một sao lùn trắng ở trung tâm. Tinh vân Mắt Mèo là một ví dụ đẹp mắt về kết cục tiềm năng này, với hình dạng phức tạp, nhiều lớp, bất đối xứng của nó cho thấy một người bạn đồng hành nhị phân. Ở trung tâm, một sao lùn trắng trẻ nóng lên khi nó co lại, đạt đến nhiệt độ cao hơn hàng chục nghìn Kelvin so với bề mặt của sao khổng lồ đỏ đã sinh ra nó. Các lớp khí ngoài chủ yếu là hydro, được trả lại cho môi trường giữa các vì sao khi một ngôi sao giống như Mặt Trời kết thúc cuộc đời của nó.

Chúng ta cần nhận thức được nhiều sự thật về sao lùn trắng trước khi đi vào các sự kiện phát nổ. Để bắt đầu, sao lùn trắng xuất hiện từ lõi của các ngôi sao khổng lồ đã đốt hết toàn bộ hydro trong chúng, nhưng (thường thì) không thể đốt cháy các nguyên tố nặng hơn heli, ngay cả khi lõi của chúng co lại do lực hấp dẫn và nóng lên. (Mặc dù, trong một số trường hợp kỳ lạ, các ngôi sao có thể bắt đầu đốt cháy carbon, neon hoặc thậm chí oxy trong lõi của chúng, và vẫn trở thành sao lùn trắng nếu một ngôi sao đồng hành nhị phân lấy đi đủ khối lượng.) Trong hầu hết các kịch bản, giai đoạn cuối cùng tạo ra sao lùn trắng xảy ra khi các lớp ngoài của ngôi sao tiến hóa, chủ yếu chứa hydro và heli, được thổi bay nhẹ nhàng, trong khi lõi còn lại, chủ yếu là carbon và oxy, co lại do lực hấp dẫn.

Khi các lớp ngoài bị thổi bay trở lại môi trường giữa các vì sao, lõi co lại và đạt đến một biên giới: thực tế là các hạt lượng tử tạo thành nó – đặc biệt là electron – bị nén vào một thể tích ngày càng nhỏ, sao cho các hàm sóng của chúng bắt đầu chồng lên nhau. Vì electron là fermion, một loài hạt mà không có hai electron nào có thể chiếm cùng một trạng thái lượng tử, sẽ có một loại áp lực đặc biệt (theo bản chất lượng tử) chống lại sự sụp đổ trọng lực: áp lực phân rã lượng tử. Miễn là vật thể này, một sao lùn trắng, vẫn dưới giới hạn khối lượng Chandrasekhar, áp lực phân rã này sẽ đủ để ngăn sự sụp đổ tiếp theo.

Vấn đề lớn hơn: Sự khác biệt trong siêu tân tinh loại Ia

Điều này đã dẫn đến một câu chuyện đơn giản và dễ hiểu, tuân thủ tất cả các định lý vật lý đã biết, nhưng lại hoàn toàn sai lầm. Kịch bản này không giải thích được các siêu tân tinh loại Ia mà chúng ta quan sát, bởi nếu nó đúng, tất cả các siêu tân tinh loại Ia sẽ có cùng một khối lượng khi phát nổ: một khối lượng vừa đủ vượt qua ngưỡng khối lượng. Điều này sẽ dẫn đến cùng một lý thuyết vật lý cho mỗi siêu tân tinh loại Ia, và sẽ tạo ra cùng một đồ thị sáng như nhau: độ sáng tăng lên, đạt đỉnh, rồi giảm dần theo thời gian với biên độ và tốc độ nội tại giống nhau trên toàn vũ trụ.

Tuy nhiên, ý tưởng đó chưa bao giờ khớp với những gì chúng ta đã quan sát.

Thay vào đó, các siêu tân tinh loại Ia theo nhiều đồ thị sáng khác nhau, với các siêu tân tinh sáng hơn mất nhiều thời gian hơn để đạt đỉnh sáng và mất nhiều thời gian hơn để giảm độ sáng sau đỉnh, trong khi các loại ít sáng hơn đạt đỉnh sáng sớm hơn và mờ đi nhanh hơn. Để giải thích điều này, điều gì đó cần phải khác biệt giữa chúng: không chỉ ở các môi trường nơi chúng xảy ra, mà còn về bản chất của chính các siêu tân tinh này. Nói cách khác, không hợp lý về mặt thiên văn học nếu tất cả các siêu tân tinh loại Ia này đều có cùng một khối lượng trên cùng một loại vật thể vượt qua cùng một ngưỡng. Một điều gì đó về chúng phải khác biệt.

Một kịch bản thay thế đã được xem xét trong thời gian dài: thay vì phát nổ khi một lượng lớn vật chất được tích tụ lên sao lùn trắng, một vụ nổ sao lùn trắng có thể được kích hoạt khi nó va chạm và/hoặc hợp nhất với một sao lùn trắng khác. Cuối cùng, chúng ta chỉ cần đi một bước tiếp theo trong tiến trình tiến hóa sao của một hệ sao nhị phân để đạt được kết quả này; nếu một sao lùn trắng có thể tồn tại qua giai đoạn sao khổng lồ đỏ của sao đồng hành, thì sao khổng lồ đỏ đó sẽ thổi bay các lớp ngoài của nó và co lại để hình thành một sao lùn trắng. Khi hai sao lùn trắng này hợp nhất với nhau, khối lượng kết hợp của chúng sẽ vượt quá giới hạn khối lượng Chandrasekhar, và một vụ nổ sẽ là điều không thể tránh khỏi.

Như chính Chandrasekhar đã chỉ ra từ năm 1939, chính sự ổn định hay không ổn định của các electron trong lõi sao lùn trắng sẽ quyết định liệu nó có giữ nguyên trạng thái hay không.

Nếu lõi phân rã đạt đủ mật độ cao, các proton và electron sẽ kết hợp để tạo thành neutron. Điều này sẽ gây ra sự giảm đột ngột của áp lực dẫn đến sự sụp đổ của sao xuống một lõi neutron.

Tuy nhiên, Chandrasekhar đã sai trong nhận định này: trước khi đạt được mật độ đó, các phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra giữa các nguyên tử carbon trong lõi: một phản ứng tổng hợp xảy ra trước khi sự bắt giữ electron bắt đầu. Kết quả là, sau khoảng ~1000 năm tổng hợp carbon, sao lùn trắng ban đầu bị phá hủy bởi một phản ứng không thể kiểm soát, không để lại tàn dư nào.

Thật không may, việc thêm yếu tố này cũng quá đơn giản để giải thích những gì chúng ta quan sát! Có những phức tạp khác mà các mô hình đơn giản bỏ qua, và chúng ta phải bao gồm chúng. Một trong những phức tạp đó là sao lùn trắng không chỉ là những quả cầu rắn của vật chất phân rã, bao gồm các nguyên tố nặng như carbon (và lên trên), mà còn có bầu khí quyển của các nguyên tố nhẹ ở trên, nơi có lớp heli và thậm chí (có thể) hydro.

Khi đủ vật chất tích tụ trên bề mặt của các sao lùn trắng này (điều này thường xuyên xảy ra qua sự tích tụ từ một sao đồng hành nhị phân), một nova thông thường có thể xảy ra: nơi các phản ứng tổng hợp hạt nhân kích hoạt trong lớp ngoài này, gây ra sự sáng lên tạm thời do những phản ứng này trước khi mờ đi, và mất từ hàng năm đến hàng thiên niên kỷ để nạp lại.

Sự khác biệt giữa một sự kiện tích tụ tạo ra nova và một sự kiện tích tụ tạo ra siêu tân tinh đã lâu được cho là chỉ phụ thuộc vào việc sao lùn trắng tiền thân có khối lượng lớn gần giới hạn khối lượng Chandrasekhar hay không: gần giới hạn này, bạn có thể tạo ra siêu tân tinh, nhưng xa nó, bạn sẽ chỉ có một nova thông thường. Tuy nhiên, có một khả năng khác ngoài nova (dưới âm thanh) cho các sao lùn trắng này – bất kể chúng có tích tụ vật chất hay hợp nhất/va chạm với một vật thể vũ trụ khác hay không – và đó là nơi một phản ứng tổng hợp hạt nhân thực sự được kích hoạt trên bề mặt của sao lùn trắng dẫn đến một vụ nổ, nơi một sóng sốc không cháy sau đó sẽ lan truyền thành công vào lõi, từ đó kích hoạt một vụ nổ khác (chuỗi phản ứng hạt nhân) trong lõi: phá hủy sao lùn trắng trong một phản ứng không thể kiểm soát mà thực sự là một siêu tân tinh loại Ia.

Minh họa này cho thấy hai sao lùn trắng hợp nhất, cơ chế lý thuyết ưa thích để kích hoạt một số siêu tân tinh loại Ia, và có thể là hầu hết hoặc gần như tất cả các siêu tân tinh loại Ia. Kịch bản hai vụ nổ, nơi một sự kiện detonation trên bề mặt lan truyền xuống lõi và gây ra một vụ nổ dẫn đến sự phá hủy hoàn toàn của tàn dư sao, là một khả năng lý thuyết rất thú vị cho hầu hết các sự kiện siêu tân tinh loại Ia, mặc dù có thể tìm thấy các ví dụ đặc biệt không khớp với kịch bản này.

Tổng quan về kịch bản phát nổ kép

Kịch bản phát nổ kép chủ yếu là một giải thích về quá trình siêu nova loại Ia. Không phải là sự thay đổi dần dần hay đột ngột trong khối lượng tổng thể của sao khiến áp suất hấp dẫn tăng lên, dẫn đến một sự phát nổ trong lõi sao gây ra siêu nova loại Ia. Có rất nhiều lý do tại sao ý tưởng này không chính xác:

– Khối lượng vật chất trong các tàn dư siêu nova này quá ít để có thể đạt được hoặc vượt qua giới hạn Chandrasekhar,

– Có quá nhiều sự biến thiên về độ sáng và đường cong sáng của siêu nova, điều này không thể giải thích sự phát nổ với các khối lượng và quá trình giống nhau,

– Và các sao lùn trắng mà chúng ta thực sự tìm thấy trong tự nhiên hầu như luôn có khối lượng thấp hơn nhiều so với giới hạn khối lượng Chandrasekhar, khiến việc giải thích cách mà một số lượng lớn siêu nova loại Ia được quan sát trở nên khó khăn khi có rất ít sao lùn trắng đạt gần 1.4 khối lượng mặt trời.

Thay vào đó, kịch bản phát nổ kép giả định một sao lùn trắng có khối lượng thấp hơn nhiều so với giới hạn khối lượng Chandrasekhar – một tàn dư sao chỉ khoảng 1.0 khối lượng mặt trời – và xem xét sự phát nổ trên lớp heli nhẹ, phát sinh từ một sự kiện tích tụ vật chất trước đó, một sự hợp nhất với một sao lùn trắng khác, hoặc đơn giản là do đã được sinh ra với đủ heli để khởi phát quá trình này. Với một lõi carbon-oxygen có khối lượng khoảng ~0.8-1.1 khối lượng mặt trời, lõi của sao lùn trắng điển hình sẽ nhận được một cú sốc đủ mạnh từ sự phát nổ bề mặt để kích hoạt sự phát nổ trong lõi của nó: phá hủy hoàn toàn sao đó.

Một loạt các biểu đồ khoa học hiển thị các bản đồ nhiệt đỏ và cam với các đường viền xanh. Mỗi biểu đồ mô tả một điểm khởi đầu và sự thay đổi theo thời gian, được đánh dấu với các khoảng thời gian từ 0.0s đến 2.0s. Bức tranh mô phỏng động lực học sáu bảng này cho thấy kịch bản phát nổ kép, nơi các đường chấm biểu thị phạm vi của lớp heli giả định quanh sao lùn trắng carbon-oxygen. Lưu ý rằng một sự phát nổ hạt nhân bề mặt lan tỏa quanh lớp heli nơi nó cuối cùng kích hoạt một sự kiện hạt nhân thứ hai trong lõi. Chính sự kiện thứ hai này sẽ kích hoạt siêu nova loại Ia trong kịch bản phát nổ kép.

Kịch bản phát nổ kép giải thích dữ liệu tốt hơn rất nhiều. Vật chất được tìm thấy trong tất cả các vật chất thoát ra từ một siêu nova loại Ia phù hợp hơn với các sao lùn trắng có khối lượng thấp thay vì các sao có khối lượng như Chandrasekhar, và những sao lùn trắng dưới khối lượng Chandrasekhar này là những sao được tìm thấy với số lượng lớn trong dải Ngân Hà và Vũ Trụ, thay vì những sao cực kỳ hiếm đạt gần giới hạn khối lượng Chandrasekhar. Thêm vào đó, một loạt các khối lượng, đặc biệt là khối lượng lõi carbon-oxygen, của các sao lùn trắng tiền thân có thể giải thích tốt hơn sự đa dạng về các đường cong sáng của siêu nova đã được quan sát. Các câu hỏi không thể giải đáp từ các sao lùn trắng có khối lượng vượt qua giới hạn Chandrasekhar đều có thể được giải quyết bằng một kịch bản phát nổ kép.

Tuy nhiên, có một quan sát khác có thể được giải thích một cách tình cờ qua các kịch bản phát nổ kép: một lớp các vật thể sống sót siêu vận tốc từ siêu nova. Vào năm 2018, bằng cách sử dụng dữ liệu từ vệ tinh Gaia, nghiên cứu các sao và tàn dư sao trong dải Ngân Hà, các nhà khoa học (do Ken Shen dẫn đầu, người đã thảo luận về kịch bản phát nổ kép trong podcast Starts With A Bang) đã phát hiện ba sao lùn trắng có vận tốc cực lớn: trên 1000 km/s và trong một số trường hợp đạt gần 3000 km/s, hay 1% tốc độ ánh sáng. Những tốc độ này cao hơn nhiều so với tốc độ thoát của dải Ngân Hà, vì vậy chắc chắn có điều gì đó đã “đẩy” chúng với tốc độ này gần đây. Sau khi một thời gian đủ dài trôi qua (chỉ cần thêm vài chục triệu năm nữa), những sao lùn trắng này sẽ đi vào không gian liên thiên hà.

Điều đáng chú ý là, như đã được tranh luận trong một bài báo mới đây được chấp nhận đăng trên The Astrophysical Journal, câu trả lời có khả năng nhất là từ sự hợp nhất của hai sao lùn trắng. Khi các sao lùn trắng sắp hợp nhất, có khả năng rất lớn sẽ xảy ra một sự phát nổ bề mặt trên một trong số chúng, và cũng có khả năng rất lớn sự phát nổ bề mặt này sẽ kích hoạt một sự phát nổ trong lõi sau đó: kịch bản phát nổ kép.

Tuy nhiên, giờ đây có một sao lùn trắng thứ hai cần phải xem xét. Có khả năng sao lùn trắng này cũng sẽ trải qua một sự phát nổ kép, khi vật chất từ siêu nova loại Ia sẽ tác động vào sao lùn trắng, kích hoạt một phản ứng nhiệt hạch có thể lan ra đến lõi, dẫn đến một sự phát nổ kép. Một số sao lùn trắng phụ, tuy nhiên, có thể không trải qua sự phát nổ kép, mà thay vào đó:

– Chỉ trải qua một loạt phản ứng bề mặt mà không tạo ra sóng xung kích lan vào lõi,

– Bị bào mòn và tước mất khối lượng do tương tác với siêu nova và vật chất thoát ra từ nó,

– Trong khi bị đẩy đi với tốc độ cực cao nhờ hiệu ứng đòn bẩy từ sự phá hủy của sao lùn trắng chính.

Điều này có thể giải thích cho các sao lùn trắng siêu vận tốc mà chúng ta đã quan sát, bao gồm một ví dụ trong đó sao lùn trắng có vẻ như đang di chuyển trực tiếp ra xa một tàn dư siêu nova cổ xưa.

Tuy nhiên, không phải tất cả các sao lùn trắng siêu vận tốc đều là “bằng chứng rõ ràng” của một sự kiện phát nổ kép. Ví dụ, có một sao lùn trắng rất bất thường được gọi là SDSS J1240+6710. Sao lùn trắng này có một bầu khí quyển rất kỳ lạ: không có hydro hoặc heli, cũng như không có sắt, niken, crom hoặc mangan – những đặc điểm chung của tất cả các siêu nova nhiệt hạch. Thay vào đó, các nguyên tố như carbon, oxygen, neon, magiê, silicon, natri và nhôm rất phong phú, cho thấy rằng một phản ứng nhiệt hạch bề mặt đã xảy ra. Thêm vào đó, sao lùn trắng này có khối lượng cực kỳ thấp: chỉ 40% khối lượng Mặt Trời, trong khi nó di chuyển nhanh qua dải Ngân Hà sau khi bị đẩy đi với tốc độ ước tính ~500 km/s.

Liệu đây có phải là sao lùn trắng sống sót sau khi ở rất gần sao lùn trắng đã trải qua phát nổ kép? Hóa ra câu trả lời là có lẽ không, vì đây có thể là một ví dụ khác của lớp siêu nova loại Iax hiếm gặp: như SN 1181 mà người ta nghi ngờ là tàn dư của nó. Chúng ta cần phải thận trọng khi không giả định rằng mọi sao lùn trắng siêu vận tốc đều đến từ sự phát nổ kép của một sao bạn đồng hành.

Kết luận

Nếu kịch bản phát nổ kép đúng – và chứng cứ ngày càng hỗ trợ nó và chống lại kịch bản giới hạn khối lượng Chandrasekhar truyền thống – thì có thể điều này có nghĩa là phát nổ kép không chỉ là cơ chế chủ đạo trong việc tạo ra siêu nova loại Ia trong Vũ Trụ, mà cơ chế này có thể giải thích tất cả các siêu nova loại Ia “bình thường” đã được quan sát. Trong suốt phần lớn thế kỷ 20 và ngay cả vào đầu thế kỷ 21, các nhà thiên văn học vẫn dạy rằng giới hạn khối lượng Chandrasekhar là ngưỡng quan trọng khi nói đến sự ổn định của sao lùn trắng. Với sự ra đời và phát triển của kịch bản phát nổ kép, có thể đã đến lúc để từ bỏ câu chuyện đã lỗi thời này về cách mà siêu nova loại Ia thực sự bùng nổ!