Astronaujiena. Supernova, kuri kartojasi

Supernovos yra labai naudingi astronominiai reiškiniai. Jos ne tik padeda susimaišyti medžiagai galaktikose, praturtina dujas sunkiaisiais cheminiais elementais ir paskatina naujų žvaigždžių formavimąsi, bet ir leidžia matuoti labai didelius kosminius atstumus. Ia tipo supernovos visada yra labai panašaus šviesio, kurį galima dar labiau suvienodinti atsižvelgus į tai, kaip tas šviesis kinta laikui bėgant. Taigi pamačius supernovą galima nustatyti ir atstumą iki jos – štai jums ir puiki standartinė liniuotė. O jei supernovą, netgi ne vien Ia tipo, galėtume pamatyti keletą kartų iš eilės, tai leistų dar tiksliau nustatyti Visatos plėtimosi spartą.

Šitoje vietoje galbūt išsiplėtė jūsų ausys ir pakilo antakiai, nustatę skeptišką veido išraišką ir klausdami, kas čia dabar per šnekos apie supernovos pamatymą keletą kartų. Juk supernova nėra TV laida, kurią galima pamatyti ir tiesiogiai, ir vieną ar keletą pakartojimų. Bet, pasirodo, galima. Neseniai tai buvo padaryta, ir turbūt dar bus padaryta ir ateityje. Apie tai rašoma žurnale „Science“ (straipsnio arXiv versiją rasite čia), neatsilieka ir pasaulinė bei mūsiškė spauda. Truputį remdamasis šitais straipsniais (na, gal daugiau arXiv‘u, nei Delfiu) pabandysiu paaiškinti plačiau, kas čia atrasta ir kuo tai taip ypatinga.

Gravitaciniai lęšiai, kryžiai ir kitokios figūros

Kaip galbūt teko girdėti, bet koks masę turintis objektas aplink save iškreipia erdvę. O šviesa erdvėje juda tiesiomis linijomis, tačiau jei erdvė kreiva, iš šalies tos linijos irgi gali atrodyti kreivos. Jei vienoje linijoje turime šviesos šaltinį, stebėtoją ir masyvų sferišką objektą tarp jų, šaltinio šviesa stebėtoją pasieks ne tiesia linija, o truputį išlenktomis linijomis visomis kryptimis aplink masyvų kūną, taigi taškinis šaltinis sudarys žiedinį atvaizdą. Toks atvaizdas vadinamas Einšteino žiedu ir yra tik vienas iš daugelio gravitacinio lęšiavimo reiškinio pavyzdžių. Realybėje tokių idealių sąlygų nebūna, taigi matome ne žiedus, o įvairius lankus arba iškreiptus tolimo objekto atvaizdus. Bet – ir tai yra labai svarbu – tie atvaizdai paprastai yra didesni ir ryškesni, nei originalas, todėl juos stebėti yra žymiai lengviau.

Dažnai gravitacinis lęšiavimas yra naudojamas, nustatant galaktikų spiečių masės pasiskirstymą. Jei už spiečiaus yra viena ar kelios tolimos galaktikos, jų atvaizdai būna iškreipiami. Iškreipimas priklauso nuo to, kaip spiečiuje pasiskirsčiusi visa medžiaga – ir paprasta matoma, ir tamsioji. Tą pasiskirstymą galima apskaičiuoti. Palyginus su regimosios materijos pasiskirstymu dažniausiai pamatoma, kad spiečiuose daug masės yra ne ten, kur ji matosi – tai tik vienas iš daugelio įrodymų, kad tamsioji materija egzistuoja.

Bet dabar mums rūpi ne tarpe esantis spiečius, o tolima supernova, kurios šviesa buvo iškreipta ir kurios atvaizdai matomi.

Šviesos kelionės trukmė ir daugkartiniai vaizdai

Dar viena svarbi gravitacinių lęšių savybė – skirtingi keliai, kuriais šviesa iš šaltinio pasiekia stebėtoją, yra nevienodo ilgio. Tad ir šviesa juos nueina per skirtingą laiko tarpą. Vadinasi, tolimo šaltinio atvaizdai yra ne tik kad skirtingose vietose, bet ir atitinka truputį skirtingus laiko momentus. Skirtumai nėra dideli – jei lęšis yra galaktika, kalbame apie keleto dienų ar savaičių nevienodumus. Bet ir to gali užtekti, kad pamatytume šį tą įdomaus.

Tas „kažkas įdomaus“ šiuo atveju yra naujai aptikta supernova, pakrikštyta Refsdal, pagal pavardę mokslininko, prieš pusšimtį metų išprognozavusio, kad tokie laiko skirtumai egzistuoja ir kaip juos galima panaudoti, nustatant Hablo parametro, nusakančio Visatos plėtimosi spartą, vertę. Ši supernova yra pirmoji, kurios atvaizdas matomas keturgubas – tokia konfigūracija vadinama „Einšteino kryžiumi“. Supernovos atvaizdą šitaip iškreipia galaktika, priklausanti spiečiui MACS J1149.6+2223. Paties spiečiaus gravitacija iškreipia erdvę tiek, kad visa supernovos galaktika matoma trijose vietose (žr. iliustraciją).

Galaktikų spiečius MACS J1149.6+2223 ir jo kuriamas gravitacinis lęšis; baltos juostos žymi šviesos spindulių konvergavimo linijas. Numeriais 1.1, 1.2 ir 1.3 pažymėti trys tolimos galaktikos atvaizdai; jie taip pat pavaizduoti šone. 1.1 atvaizde šiuo metu matoma keturgubai lęšiuota supernova (raudona dėmė ir raudoni užrašai S1-S4). Galaktikos atvaizdas 1.3 yra šiek tiek naujesnis, taigi jame supernova jau užgęsusi, o atvaizde 1.1 ją turėtume pamatyti per artimiausius keletą metų. ©Kelly et al. 2015

Kuo tai naudinga

Jau užsiminiau, kad supernovos stebėjimai gali padėti patikslinti Hablo parametro (dar vadinamo Hablo konstanta, bet tai ne konstanta, kaip kokie 42, todėl tiksliau sakyti parametras) vertę. Egzistuoja sąryšis tarp supernovos atvaizdų šviesių, kampinio nuotolio tarp jų, supernovos ir lęšio raudonojo poslinkio verčių, laiko skirtumo tarp dviejų atvaizdų, ir Hablo parametro. Jei norite pasižiūrėti į matematinį sąryšio išvedimą, jį rasite čia. Iš principo sąryšį galima būtų naudoti ne tik supernovoms; svarbu, kad turėtume bent du gravitaciškai lęšiuotus to paties objekto atvaizdus. Tačiau tik supernovos atveju galima gana tiksliai nustatyti laiko skirtumą tarp dviejų atvaizdų, mat supernovos šviesis pastebimai kinta savaičių laikotarpiu. Aktyvūs galaktikų branduoliai taip pat kinta, bet įvairiomis laiko skalėmis ir ne tokia didele amplitude, o visi kiti astronominiai procesai arba kinta labai lėtai, arba pernelyg menkai, kad galėtume tai pastebėti. Taigi išmatavę supernovos atvaizdų šviesį galime nustatyti, kiek skirtingus atvaizdus matome, o iš to – ir Hablo parametrą.

Deja, po šito optimistinio komentaro apie tai, kaip supernovos atvaizdai gali patikslinti Hablo parametro vertę, turiu jus nuliūdinti, kad šito skaičiavimo autoriai nepateikia. Neįsivaizduoju, kodėl; galbūt tokius skaičiavimus jie paliko vėlesniam straipsniui, kuris būtų labiau techninis. Galbūt trūksta duomenų patikimumo, kad paklaidos nebūtų didesnės už patį parametrą. Gal dar yra kokia priežastis. Tiesa, beveik neabejoju, kad jei ne jie, tai kas nors kitas šitai padarys ir Hablo parametras bus nustatytas ir šiuo būdu.

Ar pamatysime supernovą dar kartą?

Kaip ten bebūtų, atradimas gana įdomus – visgi pirmas atvejis, kad radome tokią gražiai lęšiuotą supernovą. Ir tai ne viskas – ateityje turėtume pamatyti ją dar kartą. Viso spiečiaus lęšiavimo modelis rodo, kad šiaurinėje pusėje matomas galaktikos atvaizdas yra šiek tiek naujesnis, taigi jame supernova jau užgeso prieš 40-50 metų. Tačiau vidurinis atvaizdas matomas senesnis, taigi jame supernova turėtų pasirodyti per artimiausius dešimt metų, t.y. iki 2025-ųjų. Tikslesni įvertinimai nelabai įmanomi, nes jie labai smarkiai priklauso nuo smulkių medžiagos pasiskirstymo netolygumų. Visgi ir tokia prognozė labai įdomi – tikėkimės, kad per 10 metų, o gal ir greičiau, galėsime patikrinti jos teisingumą. Tai, beje, būtų pirmas atvejis, kai supernovos pasirodymas prognozuojamas vos dešimtmečiu iš anksto :)

Laiqualasse

8 comments

  1. „būtų pirmas atvejis, kai supernovos
    pasirodymas prognozuojamas vos
    dešimtmečiu iš anksto“ – nekorektiška lyginti SN vaizdo pasirodymo išskaičiavimą gravitacinio lęšio atveju su SN sprogimo prognoze. Beje, HST puslapyje rašo, kad kito vaizdo tikimasi po 5 metų. O kad kosmologinio parametro nenustatė, tai, matyt, to kito SN vaizdo ir reikia sulaukti – per tą laiką, kol skirtingu keliu vaizdas mus pasiekia, Visata plečiasi – spėju, iš to ir bus H parametras išskaičiuojamas.

    1. „nekorektiška lyginti SN vaizdo pasirodymo išskaičiavimą gravitacinio lęšio atveju su SN sprogimo prognoze“

      Visiška tiesa, aš šito komentaro labai rimtai ir nerašiau. Pridėsiu šypsniuką, kad aiškiau būtų.

      „Beje, HST puslapyje rašo, kad kito vaizdo tikimasi po 5 metų.“

      Straipsnyje rašoma, kad „within the next decade“, HST puslapyje gal tiesiog vidurkį paėmė.

      „O kad kosmologinio parametro nenustatė, tai, matyt, to kito SN vaizdo ir reikia sulaukti – per tą laiką, kol skirtingu keliu vaizdas mus pasiekia, Visata plečiasi – spėju, iš to ir bus H parametras išskaičiuojamas.“

      Kaip supratau, turėtų užtekti ir vieno turimo Einšteino kryžiaus, nes ir tarp tų vaizdų laiko skirtumai yra savaičių eilės. Tačiau bėda, kad tiksliau nustatyti tuos laiko skirtumus yra sudėtinga.

      Ačiū už komentarus!

  2. Manau, kad savaičių skirtumas perdėm mažas – čia ir bus tas atvejis, kai paklaidos daug didesnės už patį efektą. Jei gerai suprantu, čia svarbu pagauti, kiek H pakinta – tad kuo didesnis laiko tarpas, tuo geriau bus išmatuota. Tad dabar, išeitų, turės pastoviai tą galaktiką stebėti, kad nepažiopsotų to trečio pasirodymo? Juk nežinia ar kada (ar išviso) dar toks atvejis bus surastas. O HST po metų kitų juk išjugiamas – kas jį pakeis?

    1. „Manau, kad savaičių skirtumas perdėm mažas“

      Iš principo kaip ir pakankamas, nes supernovos šviesis visgi reikšmingai pakinta per tokį laiko tarpą.

      „čia ir bus tas atvejis, kai paklaidos daug didesnės už patį efektą“

      Bet šiuo atveju, greičiausiai, būtent taip ir yra.

      „Jei gerai suprantu, čia svarbu pagauti, kiek H pakinta – tad kuo didesnis laiko tarpas, tuo geriau bus išmatuota.“

      Man atrodo, kad čia kalbama ne apie H pokytį per tas kelias savaites ar kitokį delta(t), o apie tai, kad nuo H priklauso ir atstumo-raudonojo poslinkio sąryšis, kuris duoda atstumą iki objektų, o iš to seka laiko tarpas tarp atvaizdų.

      „Tad dabar, išeitų, turės pastoviai tą galaktiką stebėti, kad nepažiopsotų to trečio pasirodymo? Juk nežinia ar kada (ar išviso) dar toks atvejis bus surastas.“

      Įtariu, kad nebus taip, jog ta galaktika būtų stebima nuolatos labai detaliai. Tiesiog ji bus įvairių apžvalginių plačiakampių stebėjimų lauke ir jei kas nors ten pasimatys, tada greitai bus nukreipti teleskopai pažiūrėti detaliau.

      „O HST po metų kitų juk išjugiamas – kas jį pakeis?“

      Antžeminiai teleskopai irgi gali stebėti. Be to, bus ir Webb’as, yra Swift’as ir panašūs.

  3. Tame Refsdal darbe nagrinėjamas atvejis, kai H ir z susiję tiesiškai – berods, tai galioja maždaug iki z<0.1 , o šiuo atveju z yra didesni (0.5 ir 1.5 ). Gal dėl to nesigauna taip paprastai įvertinti H? Idomu tai, kad Refsdal numatė, kad vidutiniškai kas 3 metai turėtų pasitaikyti stebėti tokias lęšiuotas SN, o čia tik pirma tokia per tuos 50 metų nuo jo darbo.

    1. Taip, atrodo, kad sąryšio tiesiškumas yra svarbus. Bet ir kitais atvejais pasikeistų tik (8) formulė, o toliau jau tik tvarkingai įstatyti narius belieka.

      „Idomu tai, kad Refsdal numatė, kad vidutiniškai kas 3 metai turėtų pasitaikyti stebėti tokias lęšiuotas SN, o čia tik pirma tokia per tuos 50 metų nuo jo darbo.“

      Taip, įdomus čia dalykas. Gal Refsdal pernelyg optimistiškai galvojo. Arba tiesiog per mažai paieškų daroma.

  4. Ar nebus čia problema ta, kad tie 4 SN vaizdai yra jau kartą lęšinto vaizdo (viso spiečiaus) dar kartą lęšinti atskiros gaktikos? Dėl to šviesos kelio geometrija komplikuojasi ir ją sumodeliuoti daug sudėtingiau nei viengubo lęšio atveju? O tas ateities SN vaizdas bus pagrindinio lęšio kelyje – taigi, atitinkamai mažiau modeliuojamų parametrų. Kaip suprantu, iš lęšio modelio surandamas tiesiogiai nuotolis iki SN. Tada žinant jos greitį (raudonąjį poslinkį z) iš Hablo d. randama dabartinė Hablo konstanta H0. Tik nesuprantu – juk pereinant nuo z prie v reikia žinoti koks buvo H praeityje. Taip išeitų, kad norėdami gauti H0, iš anksto turime priimti kažkokias jo vertes buvusias praeityje, o jos juk priklauso nuo Visatos modelio. Ar neperdaug nežinomųjų?

    1. „Ar nebus čia problema ta, kad tie 4 SN vaizdai yra jau kartą lęšinto vaizdo (viso spiečiaus) dar kartą lęšinti atskiros gaktikos?“

      Nėra korektiška taip skirstyti. Ir spiečius, ir galaktika sudaro vieną komplikuotą lęšį. Aišku, yra sudėtinga tokį lęšį sumodeliuoti, taigi tame gali būti didelė problemos dalis. Bet ir kito galaktikos atvaizdo atveju lęšio modelis nėra žymiai paprastesnis.

      „Tik nesuprantu – juk pereinant nuo z prie v reikia žinoti koks buvo H praeityje.“

      Reikia, bet tą galima padaryti. Pagal standartinį kosmologinį modelį, turėdami materijos ir tamsiosios energijos santykinius tankius, galime apskaičiuoti H(t). Iš šito lęšio gaunama H0 vertė padeda sukalibruoti materijos ir tamsiosios energijos santykinius tankius, nes turėtų egzistuoti unikalus sprendinys, paaiškinantis gaunamą delta(t) vertę.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *