Resim kredisi: LBL
Alışılmadık bir patlayan yıldızdan gelen kutuplaşmış ışığı ölçerek, uluslararası bir astrofizikçiler ve astronom ekibi, Tip Ia süpernova'nın ve içinde patladığı ayırt edici yıldız sisteminin ilk ayrıntılı resmini üzerinde çalıştı.
Araştırmacılar, Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin Çok Büyük Teleskopunu kullanarak, süpernova 2002ic'in daha önce eşlik eden bir yıldızdan uzaklaşan düz, yoğun, beceriksiz bir toz ve gaz diskinin içinde patladığını belirledi. Çalışmaları, bu ve Tip Ia süpernovaların diğer öncülerinin, kendi Samanyolu galaksimizde iyi bilinen protoplantary bulutsular olarak bilinen nesnelere benzediğini göstermektedir.
Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı Lifan Wang, Avrupa Güney Gözlemevi (ESO) Dietrich Baade, Austin'deki Texas Üniversitesi'nden Peter H? Flich ve J. Craig Wheeler, Japonya Ulusal Astronomi Gözlemevi Koji Kawabata ve Ken'ichi Tokyo Üniversitesi Nomoto, bulgularını Astrophysical Journal Letters'ın 20 Mart 2004 sayısında rapor etti.
Yazmak için süpernova dökümü
Süpernovalar spektrumlarında görünen elementlere göre etiketlenir: Tip I spektrumlarında hidrojen çizgileri yoktur, Tip II spektrumlarında bu çizgiler vardır. SN 2002ic'i olağandışı yapan şey, spektrumunun tipik bir Tip Ia süpernovaya benzemesi, ancak güçlü bir hidrojen emisyon çizgisi göstermesidir.
Tip II ve diğer bazı süpernovalar, çok büyük yıldızların çekirdeği çöktüğünde ve patladığında ortaya çıkar ve aşırı yoğun nötron yıldızlarını veya hatta kara delikleri geride bırakır. Bununla birlikte, Tip Ia süpernovaları çok farklı bir mekanizma ile patlar.
Süpernova spektropolarimetrisi alanında öncü olan Berkeley Lab’in Wang, “A Tipi süpernova metalik bir ateş topu” diyor. “A Tipi hidrojen veya helyum içermez, ancak çok miktarda demir, artı radyoaktif nikel, kobalt ve titanyum, biraz silikon ve biraz karbon ve oksijen vardır. Yani atalarından biri, karbon-oksijen beyaz cücesini geride bırakmak için evrimleşen eski bir yıldız olmalı. Ancak nükleer yakıtlar gibi karbon ve oksijen kolayca yanmaz. Beyaz bir cüce nasıl patlayabilir? ”
En yaygın olarak kabul edilen Tip Ia modelleri, beyaz cücenin - kabaca Dünya'nın büyüklüğünde, ancak güneş kütlesinin çoğunu paketlediğini - Chandrasekhar sınırı olarak bilinen 1.4 güneş kütlesine ulaşana kadar yörüngeli bir arkadaştan önemli olduğunu varsayar. Şu anda süper ince beyaz cüce, güçlü bir termonükleer patlamayla tutuşuyor ve yıldız tozundan başka bir şey bırakmıyor.
Diğer şemalar arasında iki beyaz cücenin birleşmesi ve hatta daha genç benliğinin döküldüğü maddeyi yeniden toplayan yalnız bir beyaz cüce yer alıyor. Bununla birlikte, otuz yıllık araştırmaya rağmen, SN 2002ic'in keşfi ve daha sonraki spektropolarimetrik çalışmalarına kadar, herhangi bir model için kesin bir kanıt yoktu.
Kasım 2002'de, Michael Wood-Vasey ve Berkeley Lab merkezli Enerji Departmanı Yakındaki Süpernova Fabrikası'ndaki meslektaşları, patlamanın anonim bir galakside neredeyse bir milyar ışık yılı uzakta tespit edildikten kısa bir süre sonra SN 2002ic'in keşfini bildirdi takımyıldız Balık.
2003 yılının Ağustos ayında, Carnegie Gözlemevlerinden Mario Hamuy ve meslektaşları, SN 2002ic'deki bol hidrojen bakımından zengin gaz kaynağının büyük olasılıkla son aşamalarında bir yıldız olan Asimptotik Dev Şube (AGB) yıldızı olduğunu bildirdi. güneşin kütlesinin üç ila sekiz katı ile - sadece hidrojen, helyum ve tozun dış katmanlarını havaya uçurduktan sonra, beyaz bir cücenin arkasında kalan bir tür yıldız.
Dahası, görünüşte kendiliğinden çelişen süpernova - hidrojene sahip bir Tip Ia - aslında daha önce Tip IIn olarak adlandırılan diğer hidrojen açısından zengin süpernovalara benziyordu. Bu da, Tip Ia süpernovalarının gerçekten oldukça benzer olmasına rağmen, progenitörleri arasında geniş farklılıklar olabileceğini düşündürdü.
Tip Ia süpernovaları, tüm galaksilerden daha parlak veya daha parlak olduğu için çok benzer ve çok parlak olduğundan, kozmik mesafeleri ve evrenin genişlemesini ölçmek için en önemli astronomik standart mumlar haline gelmiştir. 1998'in başlarında, uzak Tip Ia süpernovalarının düzinelerce gözlemini analiz ettikten sonra, Berkeley Lab merkezli Enerji Departmanı Supernova Kozmoloji Projesi üyeleri ve Avustralya merkezli High-Z Süpernova Arama Ekibi'ndeki rakipleri, evrenin genişlemesi hızlanıyor.
Kozmologlar daha sonra evrenin üçte ikisinden fazlasının, uzayı uzatan ve hızlanan genişlemeyi yönlendiren “karanlık enerji” olarak adlandırılan gizemli bir şeyden oluştuğunu belirlediler. Ancak karanlık enerji hakkında daha fazla bilgi edinmek, ne tür yıldız sistemlerinin onları tetiklediğine dair daha iyi bir bilgi de dahil olmak üzere, daha uzak Tip Ia süpernovaların dikkatli bir şekilde incelenmesine bağlı olacaktır.
Spektropolarimetri ile görüntü oluşturma yapısı
SN 2002ic'in spektropolarimetrisi, Tip Ia sisteminin henüz en ayrıntılı resmini sunmuştur. Polarimetri ışık dalgalarının yönünü ölçer; örneğin, Polaroid güneş gözlükleri düz yüzeylerden yansıyan ışığın bir kısmını bloke ettiklerinde yatay polarizasyonu “ölçer”. Bununla birlikte, bir toz bulutu veya yıldız patlaması gibi bir nesnede, ışık yüzeylerden yansıtılmaz, parçacıklardan veya elektronlardan saçılır.
Toz bulutu veya patlama küresel ve düzgün bir şekilde pürüzsüzse, tüm yönler eşit olarak temsil edilir ve net polarizasyon sıfırdır. Ancak nesne küresel değilse - örneğin bir disk veya puro şeklinde - bazı yönlerde diğerlerinden daha fazla ışık salınacaktır.
Oldukça belirgin asimetriler için bile, net polarizasyon nadiren yüzde birin üzerindedir. Bu nedenle, ESO spektropolarimetri cihazının, güçlü Çok Büyük Teleskopu kullanarak bile zayıf SN 2002ic'i ölçmesi zor bir işti. Gerekli yüksek kaliteli polarimetri ve spektroskopi verilerini elde etmek için dört farklı gecede birkaç saat gözlem yapıldı.
Ekibin gözlemleri SN 2002ic ilk tespit edildikten yaklaşık bir yıl sonra geldi. Süpernova çok daha soluklaştı, ancak belirgin hidrojen emisyon hattı altı kat daha parlaktı. Spektroskopi ile gökbilimciler, Hamuy ve arkadaşlarının, yüksek hızda patlamadan dışarı doğru genişleyen ejektanın etrafındaki kalın, hidrojen bakımından zengin maddeye karıştığını gözlemlediler.
Bununla birlikte, sadece yeni polarimetrik çalışmalar, bu konunun çoğunun ince bir disk olarak şekillendiğini ortaya çıkarabilir. Polarizasyon, patlamadan kaynaklanan yüksek hızlı ejektanın, daha yavaş hareket eden çevredeki madde içindeki toz parçacıkları ve elektronlarla etkileşmesinden kaynaklanıyordu. Süpernova ilk gözlemlendikten çok sonra hidrojen hattının parlaklığı nedeniyle, gökbilimciler diskin yoğun kümeler içerdiğini ve beyaz cücenin patlamasından çok önce bulunduğunu belirttiler.
Wang, “Bu şaşırtıcı sonuçlar, SN 2002ic'in atağının kendi Samanyolu'muzdaki astronomlara tanıdık gelen nesnelere, yani protoplantary bulutsularla oldukça benzer olduğunu gösteriyor” diyor Wang. Bu bulutsuların çoğu Asimptotik Dev Şube yıldızlarının dışa doğru dış kabuklarının kalıntılarıdır. Bu tür yıldızlar, hızla dönüyorlarsa, ince, düzensiz diskleri fırlatırlar.
Zamanlama meselesi
Beyaz bir cücenin Chandrasekhar sınırına ulaşmak için yeterli malzeme toplaması bir milyon yıl kadar sürer. Aksine, bir AGB yıldızı nispeten miktarda maddeyi nispeten hızlı bir şekilde kaybeder; protoplantary-bulutsusu fazı geçicidir ve üflenmiş madde dağılmadan sadece birkaç yüz binlerce yıl sürer. "Küçük bir pencere," diyor Wang, artık çekirdeğin (beyaz bir cüce) patlayacak kadar malzemeyi yeniden toplaması için yeterince uzun bir süre değil.
Bu nedenle, SN 2002ic sistemindeki beyaz bir cüce yoldaşın, bulutsunun oluşmasından çok önce zaten yoğun bir şekilde madde toplaması daha olasıdır. Protoplantary faz sadece birkaç yüz yıl sürdüğü ve Tip Ia süpernova'nın gelişmesi tipik olarak bir milyon yıl sürdüğü varsayıldığında, tüm Tip Ia süpernovaların sadece binde birinin SN 2002ic'e benzemesi beklenir. Wang, “Spektil ve polarimetrik özelliklerini hala daha az gösterecektir, ancak“ çevresel tipteki diğer Tip Ia süpernovaları aramak son derece ilginç olacaktır ”diyor Wang.
Bununla birlikte, VLT'yi kullanan polarimetri projesinin baş araştırmacısı Dietrich Baade, “tüm Tip Ia süpernovalarının temelde SN 2002ic gözlemlerinin açıklanmasına izin verdiği varsayımıdır” diyor.
Yıldız evriminin farklı aşamalarında farklı yörünge karakteristiklerine ve farklı yoldaşlara sahip ikili sistemler, toplanma modeli yoluyla benzer patlamalara neden olabilir. Notlar Baade, “Görünüşe göre tuhaf SN 2002ic vakası, ışık eğrilerinin çarpıcı benzerliğinin öne sürdüğü gibi, bu nesnelerin aslında çok benzer olduklarına dair güçlü kanıtlar sağlıyor.”
Gaz ve tozun dağılımını göstererek, spektropolarimetri, Tip Ia süpernovalarının, öncül sistemlerinin kütleleri, yaşları, evrimsel durumları ve yörüngelerinin bu kadar büyük farklılık göstermesine rağmen neden bu kadar benzer olduğunu göstermiştir.
Berkeley Laboratuvarı, Berkeley, California'da bulunan bir ABD Enerji Bakanlığı ulusal laboratuvarıdır. Sınıflandırılmamış bilimsel araştırmalar yürütür ve Kaliforniya Üniversitesi tarafından yönetilir. Http://www.lbl.gov adresindeki web sitemizi ziyaret edin.
Orijinal Kaynak: Berkeley Lab Haber Bülteni
