Pildikrediit: LBL
Mõõtes ebaharilikult plahvatavast tähest polariseeritud valgust, töötas rahvusvaheline astrofüüsikute ja astronoomide meeskond välja esimese üksikasjaliku pildi Ia tüüpi supernoovast ja eristatavast tähesüsteemist, milles see plahvatas.
Kasutades Euroopa lõuna vaatluskeskuse Tšiilis asuvat väga suurt teleskoopi, tuvastasid teadlased, et supernoova 2002ic plahvatas tasase, tiheda ja kohmaka tolmu ja gaasi ketta sees, mis oli enne kaasatähte puhutud. Nende töö viitab sellele, et see ja mõned muud Ia tüüpi supernoovade eellased sarnanevad protoplanetaarsete udukogudena tuntud objektidega, mis on hästi teada meie enda Linnutee galaktikas.
Lifan Wang Lawrence Berkeley riiklikust laborist, Euroopa lõunaobservatooriumi (ESO) Dietrich Baade, Peter H? Flich ja J. Craig Wheeler Austraalia Texase ülikoolist, Jaapani Riikliku Astronoomilise Vaatluskeskuse Koji Kawabata ja Ken'ichi Tokyo ülikooli Nomoto annab teada oma järeldustest Astrophysical Journal Letters 20. märtsi 2004. aasta numbris.
Supernoovade ülekandmine tüüpimiseks
Supernoovad märgistatakse vastavalt nende spektrites nähtavatele elementidele: I tüübi spektritel puuduvad vesinikujooned, II tüübi spektritel aga need jooned. SN 2002ic teeb ebaharilikuks asjaolu, et selle spekter sarnaneb muidu tüüpilise Ia tüüpi supernoovaga, kuid sellel on tugev vesiniku emissiooni joon.
II tüüp ja mõned muud supernoovad tekivad siis, kui väga massiivsete tähtede tuumad varisevad ja plahvatavad, jättes endast maha eriti tihedad neutronitähed või isegi mustad augud. Ia tüüpi supernoovad plahvatavad aga hoopis teistsuguse mehhanismi abil.
“Ia tüüpi supernoova on metalliline tulekera,” selgitab Berkeley Lab’i Wang, supernoova spektropolarimeetria valdkonnas teerajaja. „Ia tüübil ei ole vesinikku ega heeliumi, vaid palju rauda, lisaks radioaktiivne nikkel, koobalt ja titaan, natuke räni ning natuke süsinikku ja hapnikku. Nii et üks selle eellastest peab olema vana täht, mis on välja kujunenud, et jätta maha süsiniku-hapniku valge kääbus. Kuid süsinik ja hapnik kui tuumkütus ei põle kergesti. Kuidas saab valge kääbus plahvatada? ”
Kõige laiemalt aktsepteeritud Ia tüübi mudelid eeldavad, et valge kääbus - umbes Maa suurus, kuid mis täidab suurema osa Päikese massist - akroteerib orbiidil liikuvat kaaslast, kuni jõuab 1,4 päikesemassi, mida nimetatakse Chandrasekhari piiriks. Nüüd ülitugev valge kääbus süttib võimsas termotuumaplahvatuses, jättes endast järele vaid ängistuse.
Muud skeemid hõlmavad kahe valge pöialpoisi või isegi üksikvalge kääbiku ühinemist, mis kordab noorema mina heidetud asja uuesti. Vaatamata kolme aastakümne pikkustele otsingutele, kuni SN 2002ici avastamiseni ja hilisematele spektrolarimeetrilistele uuringutele, ei olnud ühegi mudeli kohta kindlaid tõendeid.
2002. aasta novembris teatasid Michael Wood-Vasey ja tema kolleegid Berkeley laboris asuva läheduses asuva Supernova tehase energeetikaosakonna SN 2002ici avastamisest, vahetult pärast seda, kui selle plahvatus avastati anonüümses galaktikas peaaegu miljard valgusaasta kaugusel tähtkuju Kalad.
2003. aasta augustis teatasid Carnegie observatooriumist pärit Mario Hamuy ja tema kolleegid, et SN 2002ici rikkaliku vesinikurikka gaasi allikas oli tõenäoliselt niinimetatud asümptootiline hiiglasliku haru (AGB) täht, täht lõppfaasis. selle eluiga on päikese massist kolm kuni kaheksa korda suurem - just selline täht, mis pärast vesiniku, heeliumi ja tolmu välimiste kihtide puhumist jätab endast valge kääbuse.
Pealegi sarnanes see näiliselt iseenesest vastuoluline supernoova - vesinikuga Ia tüüp - tegelikult teiste vesinikurikkate supernoovadega, mida varem nimetati IIn tüübiks. See omakorda viitas sellele, et kuigi Ia tüüpi supernoovad on tõepoolest märkimisväärselt sarnased, võivad nende eellaste vahel olla suured erinevused.
Kuna Ia tüüpi supernoovad on nii sarnased ja nii eredad - kui heledad või heledamad kui terved galaktikad -, on neist saanud kõige olulisemad astronoomilised standardküünlad kosmiliste vahemaade mõõtmiseks ja universumi laienemiseks. 1998. aasta alguses, pärast kümnete kaugete Ia tüüpi supernoovade vaatluste analüüsimist, teatasid Berkeley Labis asuva energeetikaosakonna supernoova kosmoloogiaprojekti liikmed koos oma konkurentidega Austraalias asuvas High-Z Supernova otsimisrühmas hämmastava avastusega, et universumi laienemine kiireneb.
Seejärel otsustasid kosmoloogid, et üle kahe kolmandiku universumist koosneb salapärane asi, mida nimetatakse tumedaks energiaks, mis venib ruumi ja juhib kiirenevat laienemist. Kuid tumeda energia kohta lisateabe saamine sõltub paljude kaugemate Ia tüüpi supernoovade hoolikast uurimisest, sealhulgas parematest teadmistest, millised tähesüsteemid neid käivitavad.
Kujutisstruktuur spektropolarimeetriaga
SN 2002ici spektropolarimeetria on seni andnud kõige üksikasjalikuma pildi Ia tüübi süsteemist. Polarimeetria mõõdab valguslainete orientatsiooni; näiteks Polaroid päikeseprillid mõõdavad horisontaalset polarisatsiooni, kui need blokeerivad osa tasastelt pindadelt peegeldunud valgust. Objektis, nagu tolmupilv või täheplahvatus, ei peegeldu valgus pinnalt, vaid hajub osakestest või elektronidest.
Kui tolmupilv või plahvatus on sfääriline ja ühtlaselt sile, on kõik orientatsioonid võrdselt esindatud ja neto polarisatsioon on null. Kuid kui objekt pole sfääriline - näiteks ketta või sigari kujuline - võngub mõnes suunas rohkem valgust kui teistes.
Isegi üsna märgatava asümmeetria korral ületab neto polarisatsioon harva ühe protsendi. Seega oli ESO spektropolarimeetrilise instrumendi jaoks väljakutse mõõta nõrka SN 2002ic, isegi võimsa väga suure teleskoobi abil. Vajaliku kvaliteetse polarimeetria ja spektroskoopia andmete saamiseks kulus mitu tundi vaatlust neljal erineval õhtul.
Meeskonna tähelepanekud saabusid peaaegu aasta pärast SN 2002icu esmakordset avastamist. Supernoova oli kasvanud palju õhemaks, kuid selle silmapaistev vesinikuheitmete joon oli kuus korda heledam. Spektroskoopia abil kinnitasid astronoomid Hamuy ja tema kaaslaste tähelepanekut, et suure kiirusega plahvatusest väljapoole ulatuv väljund on sattunud ümbritsevasse paksu, vesinikurikka ainega.
Ainult uued polarimeetrilised uuringud võisid siiski näidata, et suurem osa sellest ainest oli õhukese ketta kuju. Polarisatsioon oli tõenäoline plahvatuse ajal tekkiva kiire ejekta interaktsiooni tõttu tolmuosakeste ja elektronidega aeglasemalt liikuvas ümbritsevas aines. Kuna vesinikujoon oli helendanud juba pikka aega pärast supernoova esmakordset vaatlemist, järeldasid astronoomid, et ketas sisaldas tihedaid tükke ja oli paigal juba enne valge kääbuse plahvatust.
"Need jahmatavad tulemused viitavad sellele, et SN 2002ici progenitor oli märkimisväärselt sarnane objektidega, mis on meie enda Linnutee astronoomidele tuttavad, nimelt protoplanetaarsed udud," ütleb Wang. Paljud neist udukogudest on asümptootiliste hiiglaslike harude tähtede mahapuhutud väliskestade jäänused. Kui sellised tähed kiiresti pöörlevad, viskavad ära õhukesed, ebakorrapärased kettad.
Ajastuse küsimus
Kui valge kääbus kogub Chandrasekhari piirini jõudmiseks piisavalt materjali, kulub umbes miljon aastat. Seevastu AGB täht kaotab suhteliselt kiiresti ohtralt aineid; protoplanetaarne udukogu etapp on mööduv ja kestab vaid paar sadu või tuhandeid aastaid enne, kui puhutud aine hajub. "See on väike aken," ütleb Wang. Pole piisavalt kaua aega, et järelejäänud südamik (ise valge kääbus) saaks piisavalt plahvatada.
Seega on tõenäolisem, et valge kääbuse kaaslane SN 2002ic süsteemis kogub asja juba tükk aega enne udukogu moodustumist. Kuna protoplanetaarne faas kestab vaid paarsada aastat ja kui oletada, et Ia tüüpi supernoova väljakujunemine võtab tavaliselt miljon aastat, siis eeldatakse, et ainult umbes tuhandik kõigist Ia tüüpi supernoovadest sarnaneb SN 2002icuga. Vähemasti eksponeeritakse selle spektraalseid ja polarimeetrilisi omadusi, ehkki “oleks äärmiselt huvitav otsida teisi Ia tüübi supernoove, millel oleks ringikujuline aine”, ütleb Wang.
Sellegipoolest, VLT-d kasutanud polarimeetria projekti uurija Dietrich Baade sõnul on "eeldus, et kõik Ia tüüpi supernoovad on põhimõtteliselt samad, mis võimaldab selgitada SN 2002ici vaatlusi."
Erinevate orbitaalkarakteristikutega binaarsüsteemid ja erinevat tüüpi kaaslased tähe evolutsiooni erinevatel etappidel võivad akretsioonimudeli kaudu siiski põhjustada sarnaseid plahvatusi. Märgib Baade, "SN 2002ici näiliselt omapärane juhtum annab kindlaid tõendeid selle kohta, et need objektid on tegelikult väga sarnased, nagu viitab nende heledate kõverate hämmastav sarnasus."
Gaasi ja tolmu jaotust näidates näitas spektromeetriline mõõtmine, miks Ia tüüpi supernoovad on nii sarnased, ehkki nende eellaste süsteemide massid, vanused, evolutsioonilised olekud ja orbiidid võivad nii väga erineda.
Berkeley Lab on USA energeetikaosakonna riiklik labor, mis asub Californias Berkeley linnas. See viib läbi salastamata teadusuuringuid ja seda juhib California ülikool. Külastage meie veebisaiti aadressil http://www.lbl.gov.
Algne allikas: Berkeley Labi pressiteade
