Kuvan luotto: LBL
Mittaamalla polarisoitunutta valoa epätavalliselta räjähtävältä tähdeltä, kansainvälinen astrofysiikan ja tähtitieteilijöiden ryhmä on laatinut ensimmäisen yksityiskohtaisen kuvan tyypin Ia supernoovasta ja sen erottuvasta tähtijärjestelmästä, jossa se räjähti.
Euroopan eteläisen observatorion erittäin suurta teleskooppia käyttäen Chilessä tutkijat päättivät, että supernova 2002ic räjähti tasaisen, tiheän, kömpelön pöly- ja kaasukerroksen sisälle, joka oli aiemmin puhallettu toissijaistähdestä. Heidän työnsä ehdottaa, että tämä ja jotkut muut tyypin Ia supernoovien prekursorit muistuttavat protoplanetaarisina sumuina tunnettuja esineitä, jotka tunnetaan hyvin omassa Linnunradan galaksissamme.
Lifan Wang Lawrence Berkeleyn kansallisesta laboratoriosta, Euroopan eteläisen observatorion (ESO) Dietrich Baade, Peter H? Flich ja J. Craig Wheeler Texasin yliopistosta Austinissa, Koji Kawabata Japanin kansallisesta tähtitieteellisestä observatoriosta ja Ken'ichi Tokion yliopiston edustaja raportoi havainnoistaan 20. maaliskuuta 2004 ilmestyneessä Astrophysical Journal Letters -lehdessä.
Näytetään supernovat tyypin mukaan
Supernoovat merkitään niiden spektrissä näkyvien elementtien mukaan: Tyypin I spektristä puuttuu vetylinjat, kun taas tyypin II spektrissä nämä viivat. SN 2002ic tekee epätavallisesta, että sen spektri muistuttaa muuten tyypillistä tyypin Ia supernovaa, mutta osoittaa vahvaa vetypäästölinjaa.
Tyyppi II ja jotkut muut supernoovat esiintyvät, kun erittäin massiivisten tähtien ytimet romahtavat ja räjähtävät, jättäen taakseen erittäin tiheät neutronitähdet tai jopa mustat aukot. Tyypin Ia supernoovat räjähtävät kuitenkin hyvin erilaisella mekanismilla.
”Tyypin Ia supernoova on metallinen tulipallo”, Berkeley Labin Wang selittää supernovan spektropolarimetrian edelläkävijän. ”Tyypissä Ia ei ole vetyä tai heliumia, mutta paljon rautaa, plus radioaktiivinen nikkeli, koboltti ja titaani, vähän piitä ja vähän hiiltä ja happea. Joten yhden sen esi-isistä on oltava vanha tähti, joka on kehittynyt jättämään hiilen-hapen valkoisen kääpiön taakse. Mutta hiili ja happi ydinpolttoaineina eivät pala helposti. Kuinka valkoinen kääpiö voi räjähtää? ”
Laajimmin hyväksytyt tyypin Ia mallit olettavat, että valkoinen kääpiö - suurin piirtein maan koko, mutta pakkaaen suurimman osan auringon massasta - kerää ainetta kiertävästä seuralaisesta, kunnes se saavuttaa 1,4 aurinkomassan, joka tunnetaan Chandrasekhar-rajana. Nyt superdense valkoinen kääpiö syttyy voimakkaassa lämpöydinräjähdyksessä jättäen jälkeensä vain stardust.
Muihin järjestelmiin sisältyy kahden valkoisen kääpiön tai jopa yksinäisen valkoisen kääpiön fuusio, joka toistaa uudelleen nuoremman itsensä lähettämän asian. Kolmen vuosikymmenen etsinnästä huolimatta SN 2002icin löytöihin ja myöhemmin suoritettuihin spektropoliarimetrisiin tutkimuksiin ei ollut olemassa mitään vankkaa näyttöä mistään mallista.
Marraskuussa 2002 Michael Wood-Vasey ja hänen kollegansa Berkeley Labissa sijaitsevan lähistöllä sijaitsevan Supernova-tehtaan osastolla kertoivat SN 2002icin löytämisestä, pian sen räjähdyksen havaitsemisen jälkeen melkein miljardin valovuoden päässä anonyymissä galaksissa tähtikuvio Kalat.
Carnegie Observatories -yrityksen Mario Hamuy ja hänen kollegansa ilmoittivat elokuussa 2003, että runsaan vetypitoisen kaasun lähde SN 2002ic -mallissa oli todennäköisesti ns. Asymptotic Giant Branch (AGB) tähti, tähti viimeisessä vaiheessa sen käyttöikä on kolme - kahdeksankertainen auringon massaan verrattuna - vain sellainen tähti, joka sen jälkeen kun se on puhallut pois vety-, helium- ja pölykerroksensa, jättää valkoisen kääpiön taakse.
Lisäksi tämä näennäisesti ristiriitainen supernova - tyypin Ia vety kanssa - oli tosiasiassa samanlainen kuin muut vetypitoiset supernovat, joita aikaisemmin nimitettiin tyypiksi IIn. Tämä puolestaan ehdotti, että vaikka tyypin Ia supernovat ovat todellakin huomattavan samankaltaisia, niiden esi-isien välillä voi olla suuria eroja.
Koska tyypin Ia supernoovat ovat niin samankaltaisia ja niin kirkkaita - niin kirkkaita tai kirkkaampia kuin kokonaiset galaksit -, niistä on tullut tärkeimmät tähtitieteelliset kynttilät kosmisen etäisyyden mittaamiseen ja maailmankaikkeuden laajenemiseen. Vuoden 1998 alussa analysoidessaan kymmeniä havaintoja tyypin Ia supernovoista, Berkeley Labissa toimivan energiaosaston Supernova-kosmologiaprojektin jäsenet yhdessä kilpailijoidensa kanssa Australiassa sijaitsevassa High-Z Supernova -hakutiimissä ilmoittivat hämmästyttävän löytön, jonka maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy.
Kosmologit päättivät myöhemmin, että yli kaksi kolmasosaa maailmankaikkeudesta koostuu salaperäisestä jostakin nimeltään ”pimeä energia”, joka venyttää tilaa ja ajaa kiihtyvää laajentumista. Mutta pimeästä energiasta oppiminen riippuu monien etäämpien tyypin Ia supernovien huolellisesta tutkimisesta, mukaan lukien parempi tieto siitä, millaiset tähtijärjestelmät niitä laukaistavat.
Kuvanomainen rakenne spektropolarimetrialla
SN 2002ic: n spektropolarimetria on tarjonnut yksityiskohtaisimman kuvan tyypin Ia järjestelmästä. Polarimetria mittaa valon aaltojen suuntaa; esimerkiksi Polaroid-aurinkolasit mittaavat vaakapolarisaatiota, kun ne estävät osan tasaisilta pinnoilta heijastuneesta valosta. Kohteessa, kuten pölypilvi tai tähtien räjähdys, valo ei heijastu pinnoista, vaan hajallaan hiukkasista tai elektronista.
Jos pölypilvi tai räjähdys on pallomaista ja tasaisesti tasaista, kaikki suunnat on esitetty yhtäläisesti ja nettopolarisaatio on nolla. Mutta jos esine ei ole pallomainen - esimerkiksi levyn tai sikarin muotoinen -, enemmän valoa värähtelee tietyissä suunnissa kuin toisissa.
Jopa melko havaittavissa olevien epäsymmetrioiden tapauksessa nettopolarisaatio ylittää harvoin yhden prosentin. Siksi ESO: n spektropolarimetria-instrumentille oli haaste mitata heikko SN 2002ic, jopa tehokkaalla erittäin suurella teleskoopilla. Tarvittavien korkealaatuisten polarimetria- ja spektroskopiatietojen hankkiminen kesti useita tunteja neljänä eri yönä.
Ryhmän havainnot tulivat melkein vuoden kuluttua siitä, kun SN 2002ic havaittiin ensimmäisen kerran. Supernoova oli kasvanut paljon ohuemmaksi, mutta silti sen näkyvä vetypäästöjohto oli kuusi kertaa kirkkaampi. Spektroskopialla tähtitieteilijät vahvistivat Hamuyn ja hänen kumppaneidensa havainnon, että räjähdyksestä suurella nopeudella ulospäin ulottuva ejekta oli joutunut ympäröivään paksuun, vetypitoiseen aineeseen.
Vain uudet polarimetriset tutkimukset saattoivat kuitenkin paljastaa, että suurin osa tästä aineesta oli muotoiltu ohutlevyksi. Polarisaatio johtui todennäköisesti räjähdyksen aiheuttaman nopean ejektan vuorovaikutuksesta hitaammin liikkuvan ympäröivän aineen pölyhiukkasten ja elektronien kanssa. Koska vetylinja oli kirkastunut kauan sitten supernoovan havaitsemisen, astronomit päättelivät, että levy sisälsi tiheitä kohoumia ja että se oli paikallaan hyvissä ajoin ennen kuin valkoinen kääpiö räjähti.
"Nämä hätkähdyttävät tulokset viittaavat siihen, että SN 2002ic -prosessori oli huomattavan samanlainen kohteisiin, jotka ovat tuttuja tähtitieteilijöille omassa Linnunradassa, nimittäin protoplanetaarisissa sumuissa", Wang sanoo. Monet näistä sumuista ovat jäänteitä asymptoottisten jättiläishaaran tähtien puhalletuista ulkokuorista. Tällaiset tähdet, jos ne pyörivät nopeasti, heittävät pois ohuet, epäsäännölliset levyt.
Ajan kysymys
Jotta valkoinen kääpiö kerää tarpeeksi materiaalia Chandrasekhar-rajan saavuttamiseksi, vie noin miljoona vuotta. Sitä vastoin AGB-tähti menettää runsaasti ainetta suhteellisen nopeasti; protoplanetaarisen sumun vaihe on ohimenevä ja kestää vain muutama sata tai tuhansia vuosia ennen kuin puhallettu aine hajoaa. "Se on pieni ikkuna", Wang sanoo, ettei tarpeeksi kauan jäljellä olevan ytimen (itse valkoinen kääpiö) kerätäkseen uudelleen tarpeeksi materiaalia räjähtääkseen.
Siten on todennäköisempää, että valkoinen kääpiökumppani SN 2002ic -järjestelmässä oli jo vilkkaasti kerännyt ainetta kauan ennen sumun muodostumista. Koska protoplanetaarinen vaihe kestää vain muutama sata vuotta ja olettaen, että tyypin Ia supernoovan kehittyminen vie tyypillisesti miljoona vuotta, vain noin tuhannen osan kaikista tyypin Ia supernoovista odotetaan muistuttavan SN 2002ic: ää. Harvemmat vielä esittävät sen spektrisiä ja polarimetrisiä piirteitä, vaikkakin "olisi erittäin mielenkiintoista etsiä muita tyypin Ia supernoovia, joissa on ympyräkohtainen aine", Wang sanoo.
Siitä huolimatta, VTR: tä käyttäneen polarimetriaprojektin päätutkija Dietrich Baade toteaa, että "oletetaan, että kaikki tyypin Ia supernovat ovat periaatteessa samat, mikä mahdollistaa SN 2002ic: n havaintojen selittämisen."
Binaarijärjestelmät, joilla on erilaiset kiertorataominaisuudet ja erityyppiset seuralaiset tähtien evoluution eri vaiheissa, voivat silti aiheuttaa samanlaisia räjähdyksiä lisääntymismallin kautta. Baade toteaa, "SN 2002icin näennäisesti ominainen tapaus antaa vahvan todisteen siitä, että nämä esineet ovat todellakin samanlaisia, kuten niiden valokaarevien upea samankaltaisuus osoittaa."
Näyttämällä kaasun ja pölyn jakautumisen spektropolarimetria on osoittanut, miksi tyypin Ia supernoovat ovat niin samankaltaisia, vaikka niiden edeltäjäjärjestelmien massat, ikä, evoluutiotila ja kiertoradat voivat vaihdella niin suuresti.
Berkeley Lab on Yhdysvaltain energiaministeriön kansallinen laboratorio, joka sijaitsee Berkeleyssä, Kaliforniassa. Se harjoittaa luokittelematonta tieteellistä tutkimusta, ja sitä johtaa Kalifornian yliopisto. Käy verkkosivuillamme osoitteessa http://www.lbl.gov.
Alkuperäinen lähde: Berkeley Lab -lehdistötiedote
