Obrazový kredit: LBL
Měřením polarizovaného světla z neobvyklé explodující hvězdy vytvořil mezinárodní tým astrofyziků a astronomů první podrobný obrázek supernovy typu Ia a charakteristického hvězdného systému, ve kterém explodoval.
Pomocí velmi velkého dalekohledu Evropské jižní observatoře v Chile vědci zjistili, že supernova 2002ic explodovala uvnitř plochého, hustého, neohrabaného disku prachu a plynu, dříve odfouknutého od doprovodné hvězdy. Jejich práce naznačuje, že toto a některé další předchůdce supernovy typu Ia připomínají objekty známé jako protoplanetární mlhoviny, známé v naší vlastní Galaxii Mléčné dráhy.
Lifan Wang z Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade z Evropské jižní observatoře (ESO), Peter H? Flich a J. Craig Wheeler z University of Texas v Austinu, Koji Kawabata z Národní astronomické observatoře Japonska a Ken'ichi Nomoto z Tokijské univerzity hlásí svá zjištění v čísle Astrophysical Journal Letters z 20. března 2004.
Obsazení supernovy do psaní
Supernovy jsou označeny podle prvků viditelných v jejich spektrech: Spektra typu I postrádají vodíkové čáry, zatímco spektra typu II mají tyto čáry. Co činí SN 2002ic neobvyklým, je to, že jeho spektrum se podobá typické supernově typu Ia, ale vykazuje silnou emisní linii vodíku.
Typ II a některé další supernovy se objevují, když se jádra velmi masivních hvězd zhroutí a explodují a zanechají za sebou extrémně husté neutronové hvězdy nebo dokonce černé díry. Supernovy typu Ia však explodují velmi odlišným mechanismem.
„Supernova typu Ia je kovová ohnivá koule,“ vysvětluje Wang Berkeley Lab, průkopník v oblasti supernovy spektrofolarimetry. "Typ Ia nemá vodík ani helium, ale spoustu železa, plus radioaktivní nikl, kobalt a titan, trochu křemíku a trochu uhlíku a kyslíku." Jedním z jejích progenitorů tedy musí být stará hvězda, která se vyvinula, aby zanechala za sebou bílého trpaslíka uhlík-kyslík. Ale uhlík a kyslík, jako jaderná paliva, nehoří snadno. Jak může bílý trpaslík vybuchnout? “
Nejvíce široce přijímané modely typu Ia předpokládají, že bílý trpaslík - zhruba velikost Země, ale zabalující většinu hmoty Slunce - naráží hmotu z obíhajícího společníka, dokud nedosáhne 1,4 solárních hmot, známých jako Chandrasekharův limit. Nyní superdenzní bílý trpaslík se vznítí v mohutném termonukleárním výbuchu a nezanechává nic jiného než stardust.
K dalším schématům patří sloučení dvou bílých trpaslíků nebo dokonce osamělého bílého trpaslíka, který znovu získává hmotu zbavenou mladšího já. Přes tři desetiletí hledání, až do objevení a následných spektrofolarimetrických studií SN 2002ic, neexistoval žádný pevný důkaz pro žádný model.
V listopadu 2002 ohlásil Michael Wood-Vasey a jeho kolegové z továrny na výrobu energie v blízkosti Supernovy v blízkosti oddělení se sídlem v Berkeley Lab objev SN 2002ic, krátce poté, co byla jeho exploze detekována v anonymní galaxii v téměř miliardě světelných let daleko souhvězdí Ryby.
V srpnu 2003 Mario Hamuy z Carnegie Observatories a jeho kolegové uvedli, že zdrojem hojnosti vodíku bohatého na vodík v SN 2002ic byla pravděpodobně tzv. Asymptotická obří větev (AGB), hvězda v závěrečných fázích jeho život, se třemi až osminásobky hmotnosti Slunce - právě takovou hvězdou, která po odfouknutí vnějších vrstev vodíku, helia a prachu zanechala bílého trpaslíka.
Navíc tato zdánlivě protichůdná supernova - typ Ia s vodíkem - byla ve skutečnosti podobná jiným supernovám bohatým na vodík dříve označeným jako typ IIn. To zase naznačovalo, že zatímco supernovy typu Ia jsou skutečně pozoruhodně podobné, mezi jejich předky mohou existovat velké rozdíly.
Protože supernovy typu Ia jsou tak podobné a jasné - jako jasné nebo jasnější než celé galaxie - staly se nejdůležitějšími astronomickými standardními svíčkami pro měření kosmických vzdáleností a expanze vesmíru. Začátkem roku 1998, poté, co analyzovali desítky pozorování vzdálených supernov typu Ia, oznámili členové projektu Supernova Kosmologie Ministerstva energetiky se sídlem v Berkeley Lab společně se svými soupeři ve vyhledávacím týmu Supernova High-Z se sídlem v Austrálii ohromující objev, který expanze vesmíru se zrychluje.
Kosmologové následně určili, že více než dvě třetiny vesmíru sestává z tajemného něčeho, co se nazývá „temná energie“, které se táhne vesmíru a řídí urychlující expanzi. Ale dozvědět se více o temné energii bude záviset na pečlivém studiu mnohem vzdálenějších supernov typu Ia, včetně lepší znalosti toho, jaký druh hvězdných systémů je spouští.
Struktura zobrazování se spektrofolarimetrií
Spektrofolimetrie SN 2002ic dosud poskytla nejpodrobnější obrázek systému typu Ia. Polarimetrie měří orientaci světelných vln; například sluneční brýle Polaroid „měří“ horizontální polarizaci, když blokují část světla odrazeného od plochých povrchů. V předmětu, jako je oblak prachu nebo hvězdný výbuch, se však světlo neodrazí od povrchů, ale rozptýlí se od částic nebo od elektronů.
Pokud je oblak prachu nebo výbuch sférický a rovnoměrně hladký, jsou všechny orientace zastoupeny rovnoměrně a polarizace sítě je nulová. Pokud však objekt není sférický - například ve tvaru disku nebo doutníku - v některých směrech osciluje více světla než v jiných.
I při poměrně patrných asymetriích síťová polarizace zřídka přesahuje jedno procento. Pro spektrofolarimetrický přístroj ESO tedy bylo úkolem měřit slabý SN 2002ic, a to i pomocí výkonného velmi velkého dalekohledu. Získání potřebných vysoce kvalitních údajů o polarimetrii a spektroskopii trvalo několik hodin pozorování během čtyř různých nocí.
Pozorování týmu přišla téměř rok poté, co bylo poprvé detekováno SN 2002ic. Supernova rostla mnohem mdleji, ale její přední linie pro emisi vodíku byla šestkrát jasnější. Pomocí spektroskopie astronomové potvrdili pozorování Hamuyho a jeho společníků, že ejektura expandující směrem ven z exploze vysokou rychlostí narazila na okolní hustou hmotu bohatou na vodík.
Pouze nové polarimetrické studie však mohly odhalit, že většina této záležitosti byla tvarována jako tenký disk. Polarizace byla pravděpodobně způsobena interakcí vysokorychlostní ejekce z exploze s prachovými částicemi a elektrony v pomaleji se pohybující okolní hmotě. Kvůli způsobu, jakým se vodíková linie rozjasňovala dlouho poté, co byla poprvé pozorována supernova, astronomové usoudili, že disk obsahoval husté shluky a byl na svém místě ještě před explozí bílého trpaslíka.
"Tyto překvapivé výsledky naznačují, že progenitor SN 2002ic byl pozoruhodně podobný objektům, které jsou astronomům známé v naší vlastní Mléčné dráze, jmenovitě protoplanetární mlhoviny," říká Wang. Mnoho z těchto mlhovin jsou zbytky vyfukovaných vnějších skořápek hvězd asymptotické obří větve. Takové hvězdy, pokud se rychle otáčejí, odhazují tenké nepravidelné disky.
Věc načasování
Aby bílý trpaslík sbíral dostatek materiálu, aby dosáhl limitu Chandrasekhar, trvá asi milion let. Naproti tomu hvězda AGB relativně rychle ztrácí velké množství hmoty; fáze protoplanetární mlhoviny je přechodná a trvá jen několik stovek či tisíc let, než se vypálená látka rozptýlí. "Je to malé okno," říká Wang, není dost dlouho na to, aby zbylé jádro (samo o sobě bílý trpaslík) znovu nabralo dost materiálu, aby explodovalo.
Je tedy více pravděpodobné, že společník bílého trpaslíka v systému SN 2002ic už pilně shromažďoval hmotu dlouho před vytvořením mlhoviny. Protože protoplanetární fáze trvá jen několik set let a za předpokladu, že se supernova typu Ia typicky vyvine milión let, očekává se, že se přibližně tisícina všech supernov typu Ia bude podobat SN 2002ic. Méně stále bude vykazovat své specifické spektrální a polarimetrické vlastnosti, ačkoli „bylo by velmi zajímavé hledat jiné supernovy typu Ia s kruhovou hmotou,“ říká Wang.
Nicméně, říká Dietrich Baade, hlavní řešitel projektu polarimetrie, který použil VLT, „je to předpoklad, že všechny supernovy typu Ia jsou v zásadě stejné, což umožňuje vysvětlit pozorování SN 2002ic.“
Binární systémy s různými orbitálními charakteristikami a různými druhy společníků v různých stádiích vývoje hvězd mohou stále vést k podobným výbuchům, a to prostřednictvím akrečního modelu. Poznámky Baade: „Zdánlivě zvláštní případ SN 2002ic poskytuje silný důkaz, že tyto objekty jsou ve skutečnosti velmi podobné, jak naznačuje ohromující podobnost jejich světelných křivek.“
Tím, že ukazuje distribuci plynu a prachu, spektrofolarimetrie ukázala, proč supernovy typu Ia jsou tak podobné, i když se hmotnosti, věky, vývojové stavy a oběžné dráhy jejich prekurzorových systémů mohou tak lišit.
Berkeley Lab je národní laboratoř amerického ministerstva energetiky se sídlem v Berkeley v Kalifornii. Provádí neklasifikovaný vědecký výzkum a je řízen Kalifornskou univerzitou. Navštivte naše webové stránky na adrese http://www.lbl.gov.
Původní zdroj: Berkeley Lab News Release
