Kuvaluotto: ESO
Euroopan eteläisen observatorion erittäin suuren teleskoopin (VLT) keräämät uudet tiedot näyttävät osoittavan, että supernoovat eivät ehkä ole symmetrisiä räjähtäessään - niiden kirkkaus muuttuu riippuen siitä, kuinka katselet niitä. Jos ne ovat kirkkaampia tai himmeämpiä riippuen siitä, kuinka katsot niitä, se voi aiheuttaa virheitä etäisyyslaskelmissa. Mutta uusi tutkimus osoittaa, että niistä tulee ajan myötä symmetrisempiä, joten tähtitieteilijöiden on vain odotettava hetki ennen laskelmien tekemistä.
Kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä [2] on suorittanut uusia ja erittäin yksityiskohtaisia havaintoja supernovasta kaukaisessa galaksissa ESO: n erittäin suuren teleskoopin (VLT) avulla Paranal-observatoriossa (Chile). Ne osoittavat ensimmäistä kertaa, että tietyn tyyppinen supernova, joka johtuu ”valkoisen kääpiön”, tiheän tähden, jonka massa on noin Auringon massasta, räjähdyksestä, on epäsymmetrinen laajentumisen alkuvaiheissa.
Tämän havainnon merkitys on paljon suurempi kuin voi näyttää ensi silmäyksellä. Tällä erityisellä supernovalla, nimeltään ”Type Ia”, on erittäin tärkeä rooli nykyisissä pyrkimyksissä kartoittaa maailmankaikkeus. On jo pitkään oletettu, että tyypin Ia supernovoilla on sama sisäinen kirkkaus, mikä ansaitsee heille lempinimen kuin "tavalliset kynttilät".
Jos näin on, havaitun kirkkauden erot tämän tyyppisten supernovien välillä heijastavat yksinkertaisesti niiden erilaisia etäisyyksiä. Tämä ja se tosiasia, että näiden supernova-kilpailijoiden huippukirkkaus heidän vanhemmissa galakseissaan, ovat mahdollistaneet mitata etäisyydet jopa erittäin syrjäisistä galakseista. Jotkut äskettäin havaitut eroavaisuudet ovat johtaneet kosmisen kiihtyvyyden löytämiseen.
Tämä räjähdysasymmetrian ensimmäinen selkeä havainto tyypin Ia supernovassa tarkoittaa kuitenkin, että tällaisen esineen tarkka kirkkaus riippuu kulmasta, josta se näkyy. Koska tätä kulmaa ei tunneta millään tietyllä supernovalla, tämä tuo tietysti tietyn määrän epävarmuutta tällaisiin universumin perusetäisyysmittauksiin, jotka on otettava huomioon tulevaisuudessa.
Onneksi VLT-tiedot osoittavat myös, että jos odotat vähän - mikä havainnollisesti antaa mahdollisuuden tutkia syvemmälle laajenevaan tulipalloa -, siitä tulee sitten pallomaisempaa. Supernovien etäisyysmääritykset, jotka suoritetaan tässä myöhemmässä vaiheessa, ovat siis tarkempia.
Supernovan räjähdykset ja kosmiset etäisyydet
Tyypin Ia supernovatapahtumien aikana tähteiden jäännökset, joiden alkuperäinen massa on jopa muutama kerta kuin aurinko (ns. ”Valkoiset kääpiötähdet”) räjähtää jättämättä mitään taaksepäin kuin nopeasti laajeneva ”stardust” pilvi.
Tyypin Ia supernovat ovat ilmeisesti melko samankaltaisia toistensa kanssa. Tämä tarjoaa heille erittäin hyödyllisen roolin "tavallisina kynttilöinä", joita voidaan käyttää mittaamaan kosmisia etäisyyksiä. Heidän huipputarkkuus kilpailee vanhempien galaksien kirkkaudella, joten heidät pidetään parhaimpana kosmisena mittatikuna.
Tähtitieteilijät ovat hyödyntäneet tätä onnekasta tilannetta tutkiakseen maailmankaikkeuden laajenemishistoriaa. He saapuivat äskettäin päätelmään, että maailmankaikkeus kasvaa kiihtyvällä nopeudella, vrt. ESO PR 21/98, joulukuu 1998 (katso myös Supernovan kiihtyvyysanturin verkkosivu).
Valkoisen kääpiötähden räjähdys
Tyypin Ia supernovien laajimmin hyväksytyissä malleissa räjähdystä edeltävä valkoinen kääpiötähti kiertää aurinkoa muistuttavan seuratähden ja suorittaa vallankumouksen muutaman tunnin välein. Tiiviin vuorovaikutuksen takia seuratähti menettää jatkuvasti massaa, jonka osan valkeasta kääpiöstä poimii osa (tähtitieteellisessä terminologiassa: ”akkreditoitu”).
Valkoinen kääpiö edustaa aurinko-tyyppisen tähden viimeistä viimeistä vaihetta. Ytimessä olevan ydinreaktorin polttoaine on loppunut kauan sitten ja se on nyt passiivinen. Kuitenkin jossain vaiheessa kertyvän materiaalin asennuspaino on lisännyt painetta valkoisen kääpiön sisällä niin paljon, että siinä oleva ydintuhka syttyy ja alkaa palaa vielä raskaammiksi elementeiksi. Tämä prosessi muuttuu nopeasti hallitsemattomaksi ja dramaattisessa tapahtumassa koko tähti puhalletaan paloiksi. Nähdään erittäin kuuma tulipallo, joka usein ohittaa isäntägalaksin.
Räjähdyksen muoto
Vaikka kaikilla tyypin Ia supernovoilla on melko samanlaiset ominaisuudet, ei ole koskaan ollut selvää, kuinka samanlainen tapahtuma näyttäisi tarkkailijoille, jotka näkevät sen eri suunnista. Kaikki munat näyttävät samanlaisilta ja erottamattomilta toisistaan, kun niitä tarkastellaan samasta kulmasta, mutta sivukuva (soikea) eroaa selvästi päätynäkymästä (pyöreä).
Ja todellakin, jos tyypin Ia supernoova räjähdykset olisivat epäsymmetrisiä, ne loisivat eri kirkkaudella eri suuntiin. Eri supernovojen havaintoja - eri kulmista katsottuna - ei siis voitu suoraan verrata.
Tietämättä näitä kulmia, tähtitieteilijät päättelevät kuitenkin vääriä etäisyyksiä, ja tämän perusmenetelmän tarkkuus maailmankaikkeuden rakenteen mittaamiseksi olisi kyseenalainen.
Polarimetria pelastamiseen
Yksinkertainen laskelma osoittaa, että jopa VLT-interferometrin (VLTI) kotkasilmille kaikki kosno- logisilla etäisyyksillä olevat supernoovat ilmestyvät ratkaisemattomina valopisteinä; he ovat yksinkertaisesti liian kaukana. Mutta on toinen tapa määrittää kulma, jossa tiettyä supernoovaa katsotaan: polarimetria on tempun nimi!
Polarimetria toimii seuraavasti: valo koostuu sähkömagneettisista aalloista (tai fotoneista), jotka värähtelevät tiettyihin suuntiin (tasot). Valon heijastus tai sironta suosii tiettyjä sähkö- ja magneettikentän suuntauksia toisiin nähden. Siksi polarisoivat aurinkolasit voivat suodattaa lampin heijastavan auringonvalon kimallan.
Kun valo leviää supernoovan laajentuvan roskan läpi, se säilyttää informaation sirontakerrosten suunnasta. Jos supernova on pallomaisesti symmetrinen, kaikki orientaatiot ovat läsnä tasa-arvoisesti ja keskimäärin ulos, joten ei ole nettopolarisaatiota. Jos kaasukotelo ei kuitenkaan ole pyöreä, valoon tulee pieni nettopolarisaatio.
"Jopa melko huomattavien epäsymmetrioiden suhteen, polarisaatio on kuitenkin hyvin pieni ja ylittää tuskin yhden prosentin tason", sanoo ESOn tähtitieteilijä ja havaintoja suorittaneen ryhmän jäsen Dietrich Baade. ”Niiden mittaaminen vaatii instrumentin, joka on erittäin herkkä ja erittäin vakaa. ”
Vähemmän kuin yhden prosentin erojen mittaaminen heikoissa ja kaukoisissa valonlähteissä on huomattava havaintohaaste. "ESO: n erittäin suuri kaukoputki (VLT) tarjoaa kuitenkin tarkkuuden, valon keräysvoiman ja erityisvälineet, joita tarvitaan tällaiseen vaativaan polarimetriseen havaintoon", selittää Dietrich Baade. "Mutta tämä projekti ei olisi ollut mahdollista ilman, että VLT: tä olisi käytetty palvelutilassa. On todella mahdotonta ennustaa, milloin supernova räjähtää, ja meidän on oltava valmiita koko ajan. Vain huoltotila sallii havaintojen tekemisen lyhyellä varoitusajalla. Joitakin vuosia sitten ESOn johtaja pääsi näkemään ja rohkeasti päättämään painottaa palvelumoodia niin paljon. Ja Paranalin asiantuntevien ja omistautuneiden ESO-tähtitieteilijöiden ryhmä teki tästä konsepista käytännön menestyksen ”, hän lisää.
Astronomit [1] käyttivät VLT-monimuotoista FORS1-instrumenttia tarkkailemaan SN 2001el -tyyppiä, tyypin Ia supernoovaa, joka löydettiin syyskuussa 2001 galaksista NGC 1448, vrt. PR Photo 24a / 03 60 miljoonan valovuoden etäisyydellä.
Havainnot, jotka saatiin noin viikko ennen kuin tämä supernova saavutti suurimman kirkkauden 2. lokakuuta ympäri, paljastivat polarisaation tasolla 0,2 - 0,3% (PR Photo 24b / 03). Lähellä maksimivaloa ja jopa kahden viikon kuluttua sen polarisaatio oli edelleen mitattavissa. Kuusi viikkoa maksimiarvon jälkeen polarisaatio oli pudonnut havaittavuuden alapuolelle.
Tämä on ensimmäinen kerta, kun normaalin tyypin Ia supernoovan on havaittu osoittavan selkeästi epäsymmetriaa.
Katse syvemmälle supernovaan
Välittömästi supernovan räjähdyksen jälkeen suurin osa karkotetusta aineesta liikkuu nopeudella noin 10 000 km / s. Tämän laajennuksen aikana uloimmat kerrokset muuttuvat asteittain avoimemmiksi. Ajan myötä voidaan siis katsoa syvemmälle ja syvemmälle supernoovaan.
SN 2001el: ssä mitattu polarisaatio antaa siis todisteen siitä, että supernovan syrjäisimmät osat (jotka ensin nähdään) ovat merkitsevästi epäsymmetrisiä. Myöhemmin, kun VLT-havainnot “tunkeutuvat” syvemmälle kohti supernoovan sydäntä, räjähdysgeometria on yhä symmetrisempi.
Jos mallina on litistetty pallomainen muoto, mitattu polarisaatio SN 2001el: ssä merkitsee pienen ja pää-akselin suhdetta noin 0,9 ennen kuin suurin kirkkaus on saavutettu ja pallomaisesti symmetrinen geometria noin viikosta tämän maksimiarvon jälkeen ja eteenpäin.
Kosmologiset vaikutukset
Yksi tärkeimmistä parametreistä, joihin tyypin Ia etäisyysarviot perustuvat, on optinen kirkkaus maksimissaan. Tällä hetkellä mitattu asfäärisyys johtaisi absoluuttiseen vaaleuden epävarmuuteen (dispersioon) noin 10%, jos katselukulmaa ei korjata (jota ei tunneta).
Vaikka tyypin Ia supernovat ovat ylivoimaisesti parhaat kynttilät kosmologisten etäisyyksien mittaamiseen ja siten ns. Pimeän energian tutkimiseen, pieni mittausepävarmuus jatkuu.
"SN 2001el: ssä mitattu epäsymmetria on riittävän suuri selittämään suuren osan tästä sisäisestä epävarmuudesta", sanoo ryhmän johtaja Lifan Wang. ”Jos kaikki tyypin Ia supernovat ovat tällaisia, se huomioisi suuren dispersion kirkkausmittauksissa. Ne voivat olla jopa yhtenäisempiä kuin luulimme. "
Hajonnan vähentäminen vaaleusmittauksissa voidaan tietysti saavuttaa myös lisäämällä huomattavasti havaittavien supernovien määrää, mutta koska nämä mittaukset vaativat maailman suurimpia ja kalleimpia kaukoputkia, kuten VLT, tämä ei ole tehokkain menetelmä.
Siten, jos sen sijaan käytettäisiin viikko tai kaksi maksimiarvon jälkeen mitattua kirkkautta, pallomaisuus olisi silloin palautunut eikä tuntemattomasta katselukulmasta olisi systemaattisia virheitä. Tällä havaintoproseduurin pienellä muutoksella tyypin Ia supernoovista voisi tulla vielä luotettavampia kosmisia mittapuita.
Teoreettiset vaikutukset
Polarisoituneiden spektripiirteiden havaitseminen viittaa voimakkaasti siihen, että taustalla olevan fysiikan ymmärtämiseksi tyypin Ia supernoovatapahtumien teoreettinen mallintaminen on tehtävä kaikissa kolmessa ulottuvuudessa tarkemmin kuin tällä hetkellä tehdään. Itse asiassa käytettävissä olevat, erittäin monimutkaiset hydrodynaamiset laskelmat eivät ole toistaiseksi pystyneet toistamaan SN 2001el: n paljastamia rakenteita.
Lisää tietoa
Tässä lehdistötiedotteessa esitetyt tulokset on kuvattu tutkimusdokumentissa julkaisussa “Astrophysical Journal” (“SN 2001el: n spektropolarimetria NGC 1448: Normaali tyypin Ia Supernovan asfäärisuus”), kirjoittaneet Lifan Wang ja yhteistyökumppanit, osa 591, s. 1110).
Huomautuksia
[1]: Tämä on koordinoitu ESO / Lawrence Berkeley National Laboratory / Univ. Texasin lehdistötiedotteesta. LBNL-lehdistötiedote on saatavana täältä.
[2]: Joukkueen muodostavat Lifan Wang, Dietrich Baade, Peter H? Flich, Aleksei Khokhlov, J. Craig Wheeler, Daniel Kasen, Peter E. Nugent, Saul Perlmutter, Claes Fransson ja Peter Lundqvist.
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
