Kujutise krediit: ESO
Euroopa lõuna vaatluskeskuse väga suure teleskoobi (VLT) kogutud uued andmed näivad viitavat sellele, et supernoovad ei pruugi plahvatades olla sümmeetrilised - nende heledus muutub sõltuvalt sellest, kuidas te neid vaatate. Kui need on heledamad või tuhmimad sõltuvalt sellest, kuidas te neid vaatate, võib see põhjustada kauguse arvutamisel vigu. Kuid uus uurimus näitab, et need muutuvad aja jooksul sümmeetrilisemaks, nii et astronoomid peavad lihtsalt enne arvutuste tegemist pisut ootama.
Rahvusvaheline astronoomide meeskond [2] on Paranali observatooriumis (Tšiili) ESO väga suure teleskoobiga (VLT) teinud uusi ja väga üksikasjalikke vaatlusi kauge galaktika supernoovas. Need näitavad esimest korda, et teatud tüüpi supernoova, mis on põhjustatud “valge kääbuse” - tiheda tähe massist, mille mass on umbes Päikese mass, plahvatusest on asümmeetriline laienemise algfaasis.
Selle vaatluse olulisus on palju suurem, kui esmapilgul võib tunduda. See konkreetne supernoova tüüp, tüüp Ia, mängib praegust universumi kaardistamise katset väga olulist rolli. Pikka aega on arvatud, et Ia tüüpi supernoovadel on kõigil sama sisemine heledus, mis teenib neile hüüdnime kui “tavalised küünlad”.
Kui jah, siis peegelduva heleduse erinevused seda tüüpi üksikute supernoovade vahel peegeldavad lihtsalt nende erinevaid vahemaid. See ja asjaolu, et nende supernoovade konkurentide tipptulemused nende alg galaktikas on võimaldanud mõõta isegi väga kaugete galaktikate kaugusi. Mõned hiljuti leitud ilmsed erinevused on viinud kosmilise kiirenduse avastamiseni.
See esimene plahvatuse asümmeetria täpne vaatlus Ia tüüpi supernoovas tähendab aga, et sellise objekti täpne heledus sõltub nurgast, kust seda näha on. Kuna see nurk pole ühegi konkreetse supernoova jaoks teada, toob see ilmselgelt kaasa teatud hulga ebakindlust universumi sedalaadi põhiliste vahemaa mõõtmiste osas, mida tuleb tulevikus arvestada.
Õnneks näitavad VLT andmed ka seda, et kui pisut oodata - mis vaatluslikult võimaldab laieneva tulekera sügavamale uurida -, muutub see sfäärilisemaks. Seetõttu on selles hilisemas etapis teostatavad supernoovade kauguse määramised täpsemad.
Supernoova plahvatused ja kosmilised kaugused
Ia tüüpi supernoova sündmuste ajal plahvatavad tähtede jäänused, mille algmass on kuni paar korda suurem kui Päikese mass (nn “valged kääbustähed”), jättes järele midagi muud kui kiiresti laieneva “stardust” pilve.
Ia tüüpi supernoovad on ilmselt üksteisega üsna sarnased. See annab neile väga kasuliku rolli "standardküünaldena", mida saab kasutada kosmiliste vahemaade mõõtmiseks. Nende maksimaalne heledus konkureerib nende emagalaktikaga, seega kvalifitseeritakse nad peamisteks kosmilisteks mõõdupuudeks.
Astronoomid on seda õnnelikku asjaolu kasutanud meie Universumi laienemise ajaloo uurimiseks. Hiljuti jõudsid nad põhimõttelisele järeldusele, et universum laieneb kiireneva kiirusega, vrd. ESO PR 21/98, detsember 1998 (vt ka Supernova kiirendussondi veebilehte).
Valge kääbustähe plahvatus
Ia tüüpi supernoovade kõige laialdasemalt aktsepteeritud mudelitel tiirleb plahvatuseelne valge kääbustäht päikesesarnase kaaslase tähekeses, viies iga paari tunni tagant läbi revolutsiooni. Tiheda vastasmõju tõttu kaotab kaastäht pidevalt massi, millest osa korjab üles valge kääbus (astronoomilises terminoloogias: “akrediteeritud”).
Valge kääbus tähistab päikeseenergia tüüpi tähe eelviimast etappi. Selle tuumareaktoris on kütus ammu otsa saanud ja on nüüd passiivne. Kuid mingil hetkel on akumuleeruva materjali paigaldusmass suurendanud rõhku valge kääbuse sees nii palju, et seal olevad tuha tuhud süttivad ja hakkavad põlema veelgi raskemateks elementideks. See protsess muutub väga kiiresti kontrollimatuks ja dramaatilise sündmuse korral puhutakse kogu täht tükkideks. Näha on äärmiselt tulist tulekera, mis sageli ületab vastuvõtva galaktika.
Plahvatuse kuju
Ehkki kõigil Ia tüüpi supernoovadel on üsna sarnased omadused, pole siiani olnud selge, kui sarnane selline sündmus näib vaatlejatele, kes seda eri suundadest vaatavad. Kõik munad näevad sama nurga alt vaadates sarnased ja üksteisest eristamatud, kuid külgvaade (ovaalne) erineb ilmselgelt otsavaates (ümar).
Ja tõepoolest, kui Ia tüüpi supernoova plahvatused oleksid asümmeetrilised, paistaksid nad erineva eredusega eri suundades. Erinevate supernoovade vaatlusi - erineva nurga alt vaadatuna - ei saanud seetõttu otseselt võrrelda.
Neid nurki teadmata järeldavad astronoomid siis ebaõigeid vahemaid ja selle põhilise meetodi täpsus Universumi struktuuri mõõtmiseks on kahtluse all.
Polarimeetria päästmiseks
Lihtne arvutus näitab, et isegi VLT-interferomeetri (VLTI) kotkasilmadele ilmuvad kosmoloogilistel vahemaadel kõik supernoovad lahendamata valguse punktidena; nad on lihtsalt liiga kaugel. Kuid konkreetse supernoova vaatenurga määramiseks on veel üks viis: polarimeetria on triki nimi!
Polarimeetria toimib järgmiselt: valgus koosneb elektromagnetilistest lainetest (või footonitest), mis võnkuvad teatud suundades (tasapinnad). Valguse peegeldus või hajumine soosib elektri- ja magnetvälja teatud orientatsiooni teiste suhtes. Seetõttu saavad polariseeruvad päikeseprillid tiigist peegeldava päikesevalguse sära välja filtreerida.
Kui valgus hajub läbi supernoova laieneva prahi, säilitab see teavet hajuvate kihtide orientatsiooni kohta. Kui supernoova on sfääriliselt sümmeetriline, esinevad kõik orientatsioonid võrdselt ja keskmiselt välja, seega puudub neto polarisatsioon. Kui gaasi kest ei ole siiski ümmargune, trükitakse valgusele kerge võrgu polarisatsioon.
"Isegi üsna silmatorkava asümmeetria korral on polarisatsioon väga väike ja ületab vaevalt ühe protsendi taset," ütleb Dietrich Baade, ESO astronoom ja vaatlusi läbi viinud meeskonna liige. „Nende mõõtmiseks on vaja väga tundlikku ja väga stabiilset instrumenti. ”
Vähem kui ühe protsendi suuruste erinevuste mõõtmine nõrgas ja kaugemas valgusallikas on märkimisväärne vaatluslik väljakutse. "ESO väga suur teleskoop (VLT) pakub aga täpsust, valgust koguvat jõudu ja ka spetsiaalset mõõteriista, mis on nõutav sellise nõudliku polarimeetrilise vaatluse jaoks," selgitab Dietrich Baade. Kuid see projekt poleks olnud võimalik, kui VLT-d ei töötaks teenindusrežiimis. On tõesti võimatu ennustada, millal supernoova plahvatab ja me peame olema kogu aeg valmis. Ainult teenindusrežiim võimaldab vaatlust lühikese etteteatamisega. Mõni aasta tagasi oli ESO direktoraadi kaugelenägelik ja julge otsus panna teenuse režiimile nii palju rõhku. Ja kontseptsiooni praktilise edu saavutas Paranali kompetentsete ja pühendunud ESO astronoomide meeskond “, lisab ta.
Astronoomid [1] kasutasid VLT multi-mode FORS1 instrumenti, et jälgida SN 2001el, Ia tüüpi supernoovat, mis avastati 2001. aasta septembris galaktikas NGC 1448, vrd. PR Foto 24a / 03 60 miljoni valgusaasta kaugusel.
Vaatlused, mis saadi umbes nädal enne selle supernoova maksimaalse heleduse saavutamist 2. oktoobri paiku, näitasid polarisatsiooni tasemel 0,2–0,3% (PR Foto 24b / 03). Maksimaalse valguse lähedal ja kuni kaks nädalat pärast seda oli polarisatsioon endiselt mõõdetav. Kuus nädalat pärast maksimumväärtust oli polarisatsioon langenud allpool tuvastatavust.
See on esimene kord, kui leitakse, et normaalsel Ia tüüpi supernooval on asümmeetria kohta selged tõendid.
Vaadates sügavamale supernoovat
Vahetult pärast supernoova plahvatust liigub suurem osa väljasadetud ainest kiirusega umbes 10 000 km / sek. Selle laiendamise käigus muutuvad äärepoolseimad kihid järk-järgult läbipaistvamaks. Aja jooksul saab seeläbi vaadata üha sügavamale supernoovasse.
SN 2001el mõõdetud polarisatsioon annab seega tõestuse, et supernoova äärepoolsemad osad (mis on esmapilgul näha) on märkimisväärselt asümmeetrilised. Hiljem, kui VLT vaatlused “tungivad” sügavamale supernoova südame poole, on plahvatuse geomeetria üha sümmeetrilisem.
Kui mõõta lameda sfääri kuju, tähendab SN 2001el mõõdetud polarisatsioon väikseima ja suurema telje suhet umbes 0,9 enne maksimaalse heleduse saavutamist ja sfääriliselt sümmeetrilist geomeetriat umbes nädal pärast seda maksimumi ja edasi.
Kosmoloogilised mõjud
Üks peamisi parameetreid, millel Ia tüübi kauguse hinnang põhineb, on maksimaalne optiline heledus. Mõõdetud asfäärilisus tooks sel hetkel absoluutse heleduse määramatuse (hajutatuse) umbes 10%, kui vaatenurka ei korrigeerita (mis pole teada).
Kui Ia tüüpi supernoovad on kaugelt parimad küünlad kosmoloogiliste vahemaade mõõtmiseks ja seega ka nn tumeenergia uurimiseks, püsib väike mõõtemääramatus.
"Asümmeetria, mida me SN 2001el mõõtsime, on piisavalt suur, et seletada suurt osa sellest sisemisest ebakindlusest," ütleb meeskonna juht Lifan Wang. „Kui kõik Ia tüüpi supernoovad on sellised, siis arvestaks see heleduse mõõtmisel suurt hajutatust. Need võivad olla isegi ühtlasemad, kui me arvasime. ”
Heleduse mõõtmisel hajuvuse vähendamist võiks muidugi saavutada ka vaatlusaluste supernoovade arvu märkimisväärsel suurendamisel, kuid arvestades, et need mõõtmised nõuavad maailma suurimaid ja kõige kallimaid teleskoope, nagu näiteks VLT, pole see kõige tõhusam meetod.
Seega, kui selle asemel oleks kasutatud nädal või kaks pärast maksimaalset mõõdetut heledust, oleks sfäärilisus siis taastunud ja tundmatu vaatenurga alt ei ilmneks süstemaatilisi vigu. Selle vaatlusprotseduuri väikese muudatuse abil võivad Ia tüüpi supernoovad muutuda veelgi usaldusväärsemateks kosmilisteks mõõdupuudeks.
Teoreetiline tähendus
Polariseeritud spektrijoonte praegune tuvastamine viitab kindlalt sellele, et aluseks oleva füüsika mõistmiseks tuleb Ia tüüpi supernoovade sündmuste teoreetiline modelleerimine läbi viia kõigis kolmes mõõtmes suurema täpsusega kui praegu. Tegelikult ei ole olemasolevad, väga keerulised hüdrodünaamilised arvutused seni suutnud SN 2001eli paljastatud struktuure reprodutseerida.
Rohkem informatsiooni
Selles pressiteates esitatud tulemusi on kirjeldatud uurimistöös ajakirjas “Astrophysical Journal” (“SN 2001eli spektropolarimeetria NGC 1448-s: Normaalse Ia tüüpi supernova asfäärilisus”), autorid Lifan Wang ja kaasautorid, köide 591, lk 1110).
Märkused
[1]: See on koordineeritud ESO / Lawrence Berkeley riiklik labor / Univ. Texas Pressiteate. LBNL-i pressiteade on saadaval siin.
[2]: meeskonda kuuluvad Lifan Wang, Dietrich Baade, Peter H? Flich, Aleksei Khokhlov, J. Craig Wheeler, Daniel Kasen, Peter E. Nugent, Saul Perlmutter, Claes Fransson ja Peter Lundqvist.
Algne allikas: ESO pressiteade
