Supernovas Tipo II: um desfecH0?

Título: A 5% measurement of the Hubble constant from type II supernovae

Autores: T. de Jaeger, L. Galbany, A. G. Riess, B. E. Stahl, B. J. Shappee, A. V. Filippenko, W. Zheng

Instituição do primeiro autor: Institute for Astronomy, University of Hawaii

Status: Submetido a MNRAS

Nunca pergunte ao Universo quantos anos ele tem

A constante de Hubble (H0) é sem dúvida o parâmetro mais influente da cosmologia, ele determina a idade e a taxa de expansão do Universo. Trabalhos anteriores mediram a constante de Hubble, com dois dos métodos mais precisos (precisão = menor erro) utilizando a radiação cósmica de fundo (da sigla em inglês CMB) e luminosidade de supernovas. No entanto, essas medidas discordam de tal forma que é como se a discordância fosse causada pelo acaso com probabilidade de 1 em 3.5 milhões.

Entender a raiz desta tensão é um dos tópicos mais discutidos na astronomia atual. Existe muita motivação para medir H0 usando outros métodos independentes, para que mostrem quem está mais correto CMB ou supernovas.

A medida convencional de H0 com supernovas utiliza um tipo de estrela em explosão chamadas supernovas tipo Ia (Sne Ia). Elas sempre foram boas fontes de medidas de distâncias por terem uma relação bem definida entre pico de luminosidade e taxa da queda da luminosidade e sua taxa de queda de luminosidade.

Supernova tipo II

Figura 1: Ciclo de vida de uma estrela massiva (M>8 M). Depois de exaurir o hidrogênio de seu núcleo por fusão nuclear, essas estrelas se tornam supergigantes vermelhas(como Betelgeuse) e então explodem em Sne II. Se forem extremamente massivas (M>40), elas viram buracos negros. Caso contrário, viram estrelas de nêutrons. Figura de National Schools Observatory.

Ao invés de utilizar dados de supernova tipo Ia, o artigo de hoje usa as supernovas tipo II (Sne II). Essas supernovas, também conhecidas como supernovas de colapso do núcleo, são explosões de estrelas massivas de massa maior que oito massas solares. Enquanto as Sne Ia são originadas em explosões termonucleares de anãs brancas, Sne II ocorrem quando a estrela massiva colapsa sobre a própria gravidade (veja Figura 1 para um esquema do ciclo de vida da supernova tipo II). Astrônomos conseguem distinguir entre essas duas classificações, pois as Sne II possuem hidrogênio em suas emissões espectrais, enquanto as de tipo Ia não possuem.

Figura 2: Gráfico de pizza mostrando a abundância relativa dos três tipos de supernovas mais comuns. Sne II é cerca de 2.4 vezes mais abundante que a Sne Ia. (adaptado de uma palestra de T. de Jaeger)

É fato que as Sne Ia são mais luminosas, mas também são menos comuns que as do tipo II, então desenvolver um método para medir H0 que utilize Sne II seria vantajoso (veja a Figura 2). Embora não possuam a relação pico de luminosidade e declínio, as supernovas tipo II apresentam uma relação bem definida entre luminosidade, velocidade de expansão fotosférica e cor durante a fase de platô da explosão, onde Sne II intrinsecamente mais brilhantes possuem velocidades maiores e são mais azuis. A velocidade de expansão fotosférica é a velocidade de expansão da supernova depois de um tempo que ela explode.

Medindo a constante de Hubble com Sne II

Para calibrar a luminosidade intrínseca (o quão brilhante uma estrela seria sem os efeitos de distância fazendo elas parecerem mais apagadas, ou seja, menos luminosas) dessas supernovas, os autores utilizaram o método de escada de distância cosmológica. Nesse método, os autores mediram a distância até uma galáxia contendo Sne II usando outro indicador de distância, como a relação P-L de cepheidas, tip of the red giant branch (ponta do ramo de gigantes vermelhas) ou megamasers de água. Depois de saber a distância, eles podem medir a luminosidade aparente das supernovas para determinar suas luminosidades intrínsecas, e depois disso, usar a calibração para medir as distâncias de Sne muito distantes.

Os autores usaram 13 Sne para calibrar as luminosidades, como mostrado na Figura 3. Então, com a calibração, os autores mediram distâncias até 89 outras supernovas (usando dados de 8 surveys de supernovas diferentes!) que resultou em H0 = 75.4 +/- 3.8 km/s/Mpc. Este valor é estatisticamente consistente com a medida de Sne Ia 73.04 +/- 1.04 km/s/Mpc, mas é em torno de 2.2-sigma diferentes de resultados de CMB cujo H0=67.4 +/- 0.5 km/s/Mpc. Os autores esperam continuar com esse estudo aumentando o número de Sne II no conjunto de dados e reduzir erros sistemáticos em investigações futuras.

Figura 3: Supernovas calibradas com magnitudes da banda i 43 dias depois da explosão para as 13 Sne II de calibração. Essas magnitudes são baseadas na relação P-L de cepheidas (preto),  ponta do ramo de gigantes vermelhas (vermelho) e water megamaser de água (azul). A média ponderada das 13 supernovas é  -16.79 ± 0.29 mag. Note que na astronomia, magnitudes menores correspondem a maior luminosidade (então o eixo-y do gráfico cresce com a luminosidade). Figura 1 do artigo.

Adaptado de Type II Supernovae are H0t on the Trail, escrito por Abby Lee.

Créditos da imagem de destaque: WIRED, adaptado por Abby Lee.

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