Resim kredisi: ESO
Avrupa Güney Gözlemevi'nin Çok Büyük Teleskopu (VLT) tarafından toplanan yeni veriler, süpernovaların patladıklarında simetrik olmayabileceğini gösteriyor - parlaklık, onlara nasıl baktığınıza bağlı olarak değişiyor. Onlara nasıl baktığınıza bağlı olarak daha parlak veya daha kısıksa, mesafe hesaplamalarınızda hatalara neden olabilir. Ancak yeni araştırmalar zamanla daha simetrik olduklarını gösteriyor, bu nedenle astronomların hesaplamalarını yapmadan önce biraz beklemeleri gerekiyor.
Uluslararası bir gökbilimciler ekibi [2], Paranal Gözlemevi'nde (Şili) ESO Çok Büyük Teleskopu (VLT) ile uzak bir galakside bir süpernova hakkında yeni ve çok ayrıntılı gözlemler gerçekleştirdi. İlk kez, güneşin etrafında bir kütleye sahip yoğun bir yıldız olan “beyaz cücenin” patlamasının neden olduğu belirli bir süpernova türünün, genişlemenin ilk aşamalarında asimetrik olduğunu gösterirler.
Bu gözlemin önemi, ilk bakışta göründüğünden çok daha büyüktür. “Tip Ia” olarak adlandırılan bu özel süpernova, Evreni haritalama girişimlerinde çok önemli bir rol oynamaktadır. Uzun zamandır Tip Ia süpernovalarının hepsinin aynı iç parlaklığa sahip olduğu ve onlara “standart mumlar” olarak bir takma ad kazandıkları varsayılmıştır.
Eğer öyleyse, bu tip bireysel süpernovalar arasında gözlenen parlaklıktaki farklılıklar basitçe farklı mesafelerini yansıtır. Bu ve bu süpernovaların en yüksek parlaklığının ana galaksilerininkine rakip olması, çok uzak galaksilerin mesafelerini bile ölçmesine izin verdi. Son zamanlarda bulunan bazı belirgin tutarsızlıklar kozmik hızlanmanın keşfedilmesine yol açmıştır.
Bununla birlikte, Tip Ia süpernova'da patlama asimetrisinin bu ilk net şekilde gözlenmesi, böyle bir nesnenin tam parlaklığının, görüldüğü açıya bağlı olacağı anlamına gelir. Bu açı herhangi bir süpernova için bilinmediğinden, bu açıkça Evren'de gelecekte dikkate alınması gereken bu tür temel mesafe ölçümlerine bir miktar belirsizlik getirir.
Neyse ki, VLT verileri de biraz beklerseniz - gözlemsel açıdan genişleyen ateş topunun daha derinine bakmayı mümkün kılar - o zaman daha küresel hale gelir. Bu nedenle, daha sonraki aşamada gerçekleştirilen süpernovaların mesafe belirlemeleri daha doğru olacaktır.
Süpernova patlamaları ve kozmik mesafeler
Tip Ia süpernova olayları sırasında, Güneş'in kütlesinden birkaç kat daha fazla kütleye sahip yıldız kalıntıları (“beyaz cüce yıldızlar”) patlar ve hızla genişleyen bir “yıldız tozu” bulutundan başka bir şey bırakmaz.
Tip Ia süpernovaları görünüşte birbirine oldukça benzer. Bu onlara kozmik mesafeleri ölçmek için kullanılabilecek “standart mumlar” olarak çok faydalı bir rol sağlar. En yüksek parlaklıkları ana galaksilerininkine rakip olur ve bu nedenle onları ana kozmik ölçütler olarak nitelendirir.
Gökbilimciler, Evrenimizin genişleme tarihini incelemek için bu şanslı durumdan faydalandılar. Son zamanlarda, Evrenin hızlanan bir oranda genişlediği temel sonucuna vardılar, bkz. ESO PR 21/98, Aralık 1998 (ayrıca bkz. Süpernova Hızlanma Probu web sayfası).
Beyaz bir cüce yıldızın patlaması
Tip Ia süpernovaların en yaygın olarak kabul edilen modellerinde, patlama öncesi beyaz cüce yıldız, güneş benzeri bir yıldızın etrafında döner ve birkaç saatte bir devrimi tamamlar. Yakın etkileşim nedeniyle, eşlik eden yıldız sürekli olarak bir kısmını beyaz cüce tarafından alınan (astronomik terminolojide: “toplanmış”) kütleyi kaybeder.
Beyaz bir cüce, güneş tipi bir yıldızın sondan bir önceki aşamasını temsil eder. Çekirdeğindeki nükleer reaktör uzun zaman önce yakıt tüketti ve şimdi aktif değil. Bununla birlikte, bir noktada biriken malzemenin montaj ağırlığı, beyaz cücenin içindeki basıncı o kadar arttıracaktır ki içerideki nükleer küller tutuşacak ve daha ağır elementlere bile yanmaya başlayacaktır. Bu süreç çok hızlı bir şekilde kontrolsüz hale gelir ve tüm yıldız dramatik bir olayda parçalara ayrılır. Genellikle ev sahibi galaksiyi gölgede bırakan aşırı sıcak bir ateş topu görülür.
Patlamanın şekli
Tip Ia'nın tüm süpernovaları oldukça benzer özelliklere sahip olsa da, şimdiye kadar böyle bir olayın farklı yönlerden izleyen gözlemcilere ne kadar benzer görüneceği hiç açık olmamıştır. Tüm yumurtalar aynı açıdan bakıldığında birbirine benzer ve ayırt edilemez görünürler, ancak yan görünüm (oval) uç görünümden (yuvarlak) açıkça farklıdır.
Ve eğer gerçekten, Tip Ia süpernova patlamaları asimetrik olsaydı, farklı yönlerde farklı parlaklıklarla parlarlardı. Bu nedenle, farklı açılardan görülen farklı süpernovaların gözlemleri doğrudan karşılaştırılamaz.
Ancak bu açıları bilmeden, gökbilimciler yanlış mesafeler çıkaracaklar ve Evrenin yapısını ölçmek için bu temel yöntemin doğruluğu söz konusu olacaktı.
Polarimetri kurtarmaya
Basit bir hesaplama, VLT İnterferometresinin (VLTI) kartal gözlerinde bile, kozmolojik mesafelerdeki tüm süpernovaların çözülmemiş ışık noktaları olarak görüneceğini gösterir; sadece çok uzaklar. Ancak belirli bir süpernovaya bakılma açısını belirlemenin başka bir yolu daha vardır: polarimetri hile adıdır!
Polarimetri şu şekilde çalışır: ışık, belirli yönlerde (düzlemlerde) salınan elektromanyetik dalgalardan (veya fotonlardan) oluşur. Işığın yansıması veya saçılması, elektrik ve manyetik alanların diğerlerine göre belirli yönelimlerini destekler. Bu yüzden polarize güneş gözlükleri, bir gölden yansıyan güneş ışığının parıltısını filtreleyebilir.
Işık, bir süpernovadaki genişleyen enkazdan dağıldığında, saçılma tabakalarının oryantasyonu hakkında bilgi tutar. Süpernova küresel olarak simetrik ise, tüm yönler eşit olarak mevcut olacak ve ortalama olacaktır, bu nedenle net polarizasyon olmayacaktır. Bununla birlikte, gaz kabuğu yuvarlak değilse, ışığa hafif bir net polarizasyon baskısı yapılacaktır.
ESO gökbilimcisi ve gözlemleri yapan ekibin bir üyesi olan Dietrich Baade “Bununla birlikte, gözle görülür asimetriler için bile, kutuplaşma çok küçük ve neredeyse yüzde bir seviyeyi neredeyse aşmıyor” diyor. “Bunları ölçmek çok hassas ve çok kararlı bir enstrüman gerektirir. ”
Soluk ve uzak ışık kaynaklarındaki farklılıkların yüzde birinden az bir seviyede ölçülmesi önemli bir gözlemsel zorluktur. “ESO Çok Büyük Teleskop (VLT) hassasiyet, ışık toplama gücü ve bu kadar zorlu bir polarimetrik gözlem için gereken özel enstrümantasyon sunar” diye açıklıyor Dietrich Baade. “Ancak bu proje, VLT hizmet modunda çalıştırılmadan mümkün olmazdı. Bir süpernova'nın ne zaman patlayacağını tahmin etmek gerçekten imkansızdır ve her zaman hazır olmamız gerekir. Yalnızca servis modu kısa sürede gözlemlere izin verir. Birkaç yıl önce, ESO müdürlüğü tarafından Servis Moduna çok önem verilmesi, ileri görüşlü ve cesur bir karardı. Ve bu konsepti pratik bir başarı haline getiren, Paranal'da yetkin ve özverili ESO gökbilimcileri ekibiydi ”diye ekliyor.
Gökbilimciler [1] Eylül 2001'de NGC 1448 galaksisinde keşfedilen Tip Ia süpernova SN 2001el'i gözlemlemek için VLT çok modlu FORS1 cihazını kullandılar. PR Fotoğraf 24a / 03, 60 milyon ışıkyılı uzaklıkta.
Bu süpernova 2 Ekim civarında maksimum parlaklığa ulaşmadan yaklaşık bir hafta önce elde edilen gözlemler,% 0.2-0.3 seviyelerinde polarizasyon olduğunu gösterdi (PR Photo 24b / 03). Maksimum ışığa yakın ve sonrasında iki haftaya kadar, polarizasyon hala ölçülebilirdi. Maksimum altı hafta sonra, polarizasyon saptanabilirliğin altına düşmüştü.
Bu, ilk kez normal bir Tip Ia süpernova'nın böyle açık bir asimetri kanıtı sergilediği bulunmuştur.
Süpernovaya daha derin bakmak
Süpernova patlamasının hemen ardından, atılan maddenin çoğu 10.000 km / sn'lik hızlarda hareket eder. Bu genişleme sırasında, en dıştaki katmanlar giderek daha şeffaf hale gelir. Zamanla kişi süpernovaya daha derin ve daha derin görünebilir.
Bu nedenle SN 2001el'de ölçülen polarizasyon, süpernova'nın en dış kısımlarının (ilk görülen) önemli ölçüde asimetrik olduğuna dair kanıt sağlar. Daha sonra, VLT gözlemleri süpernova'nın kalbine doğru daha derinlere "nüfuz ettiğinde" patlama geometrisi giderek daha simetrik hale gelir.
Düzleştirilmiş bir sferoidal şekil açısından modellenmişse, SN 2001el'de ölçülen polarizasyon, maksimum parlaklığa ulaşılmadan önce yaklaşık 0.9'luk küçük-büyük bir eksen oranı ve bu maksimum ve sonrasından yaklaşık bir hafta sonra küresel olarak simetrik bir geometri anlamına gelir.
Kozmolojik çıkarımlar
Tip Ia mesafe tahminlerinin dayandığı temel parametrelerden biri, maksimum optik parlaklıktır. Bu anda ölçülen asferiklik, izleme açısı (bilinmeyen) için herhangi bir düzeltme yapılmazsa, yaklaşık% 10'luk bir mutlak parlaklık belirsizliği (dispersiyon) getirecektir.
Tip Ia süpernovaları kozmolojik mesafeleri ölçmek için en iyi standart mumlar olsa da ve böylece karanlık enerjiyi araştırmak için küçük bir ölçüm belirsizliği devam etmektedir.
Takım lideri Lider Lifan Wang, “SN 2001el'de ölçtüğümüz asimetri, bu içsel belirsizliğin büyük bir bölümünü açıklayacak kadar büyük” diyor. “Tüm Tip Ia süpernovaları böyleyse, parlaklık ölçümlerindeki dağılımın çoğunu açıklar. Düşündüğümüzden bile daha homojen olabilirler. ”
Parlaklık ölçümlerindeki dağılımın azaltılması elbette gözlemlediğimiz süpernovaların sayısını önemli ölçüde artırarak da elde edilebilir, ancak bu ölçümlerin VLT gibi dünyanın en büyük ve en pahalı teleskoplarını talep etmesi göz önüne alındığında, bu en etkili yöntem değildir.
Bu nedenle, bunun yerine maksimumdan bir veya iki hafta sonra ölçülen parlaklık kullanıldıysa, küresellik geri yüklenir ve bilinmeyen görüş açısından sistematik bir hata olmazdı. Gözlem prosedüründeki bu küçük değişiklikle, Tip Ia süpernovaları daha güvenilir kozmik kıstaslar haline gelebilir.
Teorik çıkarımlar
Polarize spektral özelliklerin mevcut tespiti, altta yatan fiziği anlamak için, Tip Ia süpernova olaylarının teorik modellemesinin şu anda yapılmakta olandan daha fazla doğrulukla yapılması gerektiğini ileri sürmektedir. Aslında, mevcut, son derece karmaşık hidrodinamik hesaplamalar şimdiye kadar SN 2001el tarafından maruz kalan yapıları yeniden üretememiştir.
Daha fazla bilgi
Bu basın bülteninde sunulan sonuçlar, Lifan Wang ve yardımcı yazarlar tarafından “Astrophysical Journal” (“SN 2001el'in SN 2001el'in Spektropolarimetrisi: Normal Tip Ia Süpernova'nın Asferikliği” başlıklı bir araştırma makalesinde açıklanmıştır: Cilt 591, p 1110).
notlar
[1]: Bu koordineli bir ESO / Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı / Üniv. Texas Basın Bülteni. LBNL basın bültenine buradan ulaşabilirsiniz.
[2]: Ekip Lifan Wang, Dietrich Baade, Peter H. flich, Alexei Khokhlov, J. Craig Wheeler, Daniel Kasen, Peter E. Nugent, Saul Perlmutter, Claes Fransson ve Peter Lundqvist'den oluşuyor.
Orijinal Kaynak: ESO Haber Bülteni
