Tín dụng hình ảnh: ESO
Dữ liệu mới được thu thập bởi Kính thiên văn cực lớn (VLT) của Đài thiên văn Nam châu Âu dường như chỉ ra rằng siêu tân tinh có thể không đối xứng khi chúng phát nổ - độ sáng của chúng thay đổi tùy thuộc vào cách bạn nhìn vào chúng. Nếu chúng có màu sáng hơn hoặc mờ hơn tùy thuộc vào cách bạn nhìn vào chúng, nó có thể gây ra lỗi trong tính toán khoảng cách của bạn. Nhưng nghiên cứu mới chỉ ra rằng chúng trở nên cân xứng hơn theo thời gian, vì vậy các nhà thiên văn học chỉ cần chờ một chút trước khi thực hiện các tính toán của họ.
Một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế [2] đã thực hiện các quan sát mới và rất chi tiết về siêu tân tinh trong một thiên hà xa xôi với Kính viễn vọng rất lớn ESO (VLT) tại Đài thiên văn Paranal (Chile). Lần đầu tiên, chúng cho thấy một loại siêu tân tinh đặc biệt, gây ra bởi vụ nổ của sao lùn trắng, một ngôi sao dày đặc với khối lượng xung quanh Mặt trời, không đối xứng trong các giai đoạn mở rộng ban đầu.
Tầm quan trọng của quan sát này lớn hơn nhiều so với cái nhìn đầu tiên. Loại siêu tân tinh đặc biệt này, được chỉ định là Kiểu Loại Ia, đóng vai trò rất quan trọng trong các nỗ lực hiện tại để lập bản đồ Vũ trụ. Từ lâu, người ta đã cho rằng siêu tân tinh loại Ia đều có cùng độ sáng nội tại, mang lại cho chúng biệt danh là nến tiêu chuẩn.
Nếu vậy, sự khác biệt về độ sáng quan sát giữa các siêu tân tinh riêng lẻ thuộc loại này chỉ đơn giản phản ánh khoảng cách khác nhau của chúng. Điều này, và thực tế là độ sáng cực đại của các đối thủ siêu tân tinh này trong thiên hà mẹ của chúng, đã cho phép đo khoảng cách của các thiên hà rất xa. Một số khác biệt rõ ràng được tìm thấy gần đây đã dẫn đến việc phát hiện ra gia tốc vũ trụ.
Tuy nhiên, lần quan sát rõ ràng đầu tiên về sự bất đối xứng vụ nổ trong siêu tân tinh loại Ia này có nghĩa là độ sáng chính xác của một vật thể như vậy sẽ phụ thuộc vào góc nhìn của nó. Vì góc này không xác định đối với bất kỳ siêu tân tinh cụ thể nào, điều này rõ ràng đưa ra một lượng không chắc chắn vào loại phép đo khoảng cách cơ bản này trong Vũ trụ phải được tính đến trong tương lai.
May mắn thay, dữ liệu VLT cũng cho thấy rằng nếu bạn chờ đợi một chút - theo thuật ngữ quan sát giúp bạn có thể nhìn sâu hơn vào quả cầu lửa đang mở rộng - thì nó sẽ trở nên hình cầu hơn. Do đó, việc xác định khoảng cách của siêu tân tinh được thực hiện ở giai đoạn sau này sẽ chính xác hơn.
Vụ nổ siêu tân tinh và khoảng cách vũ trụ
Trong các sự kiện siêu tân tinh loại Ia, tàn dư của các ngôi sao có khối lượng ban đầu lên tới vài lần so với Mặt trời (được gọi là sao lùn trắng ngôi sao) phát nổ, không để lại gì ngoài đám mây stardust bành trướng nhanh chóng.
Siêu tân tinh loại Ia rõ ràng khá giống nhau. Điều này cung cấp cho họ một vai trò rất hữu ích là nến tiêu chuẩn, có thể dùng để đo khoảng cách vũ trụ. Độ sáng cực đại của chúng là đối thủ của thiên hà mẹ, do đó, coi chúng là thước đo vũ trụ chính.
Các nhà thiên văn học đã khai thác hoàn cảnh may mắn này để nghiên cứu lịch sử mở rộng của Vũ trụ của chúng ta. Gần đây, họ đã đi đến kết luận cơ bản rằng Vũ trụ đang giãn nở với tốc độ gia tăng, xem ESO PR 21/98, tháng 12 năm 1998 (xem thêm trang web thăm dò gia tốc Supernova).
Vụ nổ của một ngôi sao lùn trắng
Trong các mô hình siêu tân tinh loại Ia được chấp nhận rộng rãi nhất, ngôi sao lùn trắng trước vụ nổ quay quanh một ngôi sao đồng hành giống như mặt trời, hoàn thành một cuộc cách mạng cứ sau vài giờ. Do sự tương tác chặt chẽ, ngôi sao đồng hành liên tục mất khối lượng, một phần trong số đó được nhặt lên (theo thuật ngữ thiên văn học: Truyện được bồi đắp) bởi sao lùn trắng.
Một sao lùn trắng đại diện cho giai đoạn áp chót của một ngôi sao kiểu mặt trời. Lò phản ứng hạt nhân trong lõi của nó đã hết nhiên liệu từ lâu và hiện không hoạt động. Tuy nhiên, tại một thời điểm nào đó, trọng lượng lắp đặt của vật liệu tích lũy sẽ làm tăng áp lực bên trong sao lùn trắng đến mức tro hạt nhân trong đó sẽ bốc cháy và bắt đầu đốt cháy thành các yếu tố thậm chí nặng hơn. Quá trình này rất nhanh chóng trở nên mất kiểm soát và toàn bộ ngôi sao bị thổi bay thành từng mảnh trong một sự kiện kịch tính. Một quả cầu lửa cực kỳ nóng được nhìn thấy thường làm khuất phục thiên hà chủ.
Hình dạng của vụ nổ
Mặc dù tất cả các siêu tân tinh loại Ia đều có các thuộc tính khá giống nhau, nhưng cho đến nay, sự kiện tương tự như vậy sẽ xuất hiện như thế nào đối với các nhà quan sát nhìn nó từ các hướng khác nhau. Tất cả các quả trứng trông giống nhau và không thể phân biệt được với nhau khi nhìn từ cùng một góc, nhưng hình chiếu bên (hình bầu dục) rõ ràng khác với hình chiếu cuối (hình tròn).
Và thực sự, nếu vụ nổ siêu tân tinh loại Ia không đối xứng, chúng sẽ tỏa sáng với độ sáng khác nhau theo các hướng khác nhau. Các quan sát của các siêu tân tinh khác nhau - được nhìn dưới các góc khác nhau - do đó không thể được so sánh trực tiếp.
Tuy nhiên, không biết các góc này, các nhà thiên văn học sẽ suy ra khoảng cách không chính xác và độ chính xác của phương pháp cơ bản này để đo cấu trúc của Vũ trụ sẽ bị nghi ngờ.
Phân cực để giải cứu
Một tính toán đơn giản cho thấy ngay cả với mắt đại bàng của Giao thoa kế VLT (VLTI), tất cả các siêu tân tinh ở khoảng cách vũ trụ sẽ xuất hiện dưới dạng các điểm sáng chưa được giải quyết; họ chỉ đơn giản là quá xa Nhưng có một cách khác để xác định góc độ mà một siêu tân tinh cụ thể được xem: phân cực là tên của trò lừa!
Phân cực hoạt động như sau: ánh sáng bao gồm các sóng điện từ (hoặc photon) dao động theo các hướng nhất định (các mặt phẳng). Sự phản xạ hoặc tán xạ ánh sáng ủng hộ các định hướng nhất định của điện trường và từ trường so với các trường khác. Đây là lý do tại sao kính râm phân cực có thể lọc ra ánh sáng mặt trời phản chiếu xuống ao.
Khi ánh sáng tán xạ qua các mảnh vỡ mở rộng của siêu tân tinh, nó sẽ giữ lại thông tin về hướng của các lớp tán xạ. Nếu siêu tân tinh đối xứng hình cầu, tất cả các định hướng sẽ có mặt như nhau và sẽ trung bình ra ngoài, do đó sẽ không có sự phân cực ròng. Tuy nhiên, nếu vỏ khí không tròn, một phân cực ròng nhỏ sẽ được in trên ánh sáng.
Tuy nhiên, ngay cả đối với các bất đối xứng khá đáng chú ý, sự phân cực rất nhỏ và hầu như không vượt quá mức một phần trăm, Dietrich Baade, nhà thiên văn học ESO và là thành viên của nhóm thực hiện các quan sát cho biết. Đo lường chúng đòi hỏi một công cụ rất nhạy cảm và rất ổn định. Giáo dục
Việc đo lường trong các nguồn sáng khác biệt và xa của sự khác biệt ở mức dưới một phần trăm là một thách thức quan sát đáng kể. Tuy nhiên, Kính thiên văn rất lớn ESO (VLT) cung cấp độ chính xác, khả năng thu thập ánh sáng, cũng như các thiết bị chuyên dụng cần thiết cho một quan sát phân cực đòi hỏi khắt khe như vậy, Dietrich Baade giải thích. Tuy nhiên, dự án này sẽ không thể thực hiện được nếu không có VLT được vận hành trong chế độ dịch vụ. Thực sự không thể dự đoán khi nào một siêu tân tinh sẽ phát nổ và chúng ta cần phải sẵn sàng mọi lúc. Chỉ có chế độ dịch vụ cho phép quan sát trong thông báo ngắn. Vài năm trước, đây là một quyết định có tầm nhìn xa và can đảm của ban giám đốc ESO, khi nhấn mạnh vào Chế độ dịch vụ. Và chính đội ngũ các nhà thiên văn học ESO có năng lực và tận tụy trên Paranal đã biến khái niệm này thành công thực tế, ông nói thêm.
Các nhà thiên văn học [1] đã sử dụng thiết bị FORS1 đa chế độ VLT để quan sát SN 2001el, siêu tân tinh loại Ia được phát hiện vào tháng 9 năm 2001 trong thiên hà NGC 1448, x. Ảnh PR 24a / 03 ở khoảng cách 60 triệu năm ánh sáng.
Các quan sát thu được khoảng một tuần trước khi siêu tân tinh này đạt độ sáng tối đa vào khoảng ngày 2 tháng 10 cho thấy độ phân cực ở mức 0,2-0,3% (Ảnh PR 24b / 03). Gần ánh sáng tối đa và đến hai tuần sau đó, sự phân cực vẫn có thể đo được. Sáu tuần sau khi tối đa, sự phân cực đã giảm xuống dưới mức có thể phát hiện.
Đây là lần đầu tiên, một siêu tân tinh loại Ia bình thường được tìm thấy để thể hiện bằng chứng rõ ràng về sự bất đối xứng như vậy.
Nhìn sâu hơn vào siêu tân tinh
Ngay sau vụ nổ siêu tân tinh, hầu hết các vật chất bị trục xuất di chuyển với vận tốc khoảng 10.000 km / giây. Trong quá trình mở rộng này, các lớp ngoài cùng dần dần trở nên trong suốt hơn. Với thời gian, người ta có thể nhìn sâu hơn và sâu hơn vào siêu tân tinh.
Do đó, sự phân cực được đo trong SN 2001el cung cấp bằng chứng cho thấy các phần ngoài cùng của siêu tân tinh (lần đầu tiên nhìn thấy) là không đối xứng đáng kể. Sau này, khi các quan sát VLT, xâm nhập vào sâu hơn về phía trái tim của siêu tân tinh, hình học vụ nổ ngày càng đối xứng hơn.
Nếu được mô hình hóa theo hình dạng hình cầu dẹt, độ phân cực đo được trong SN 2001el ngụ ý tỷ lệ trục từ nhỏ đến chính là khoảng 0,9 trước khi đạt được độ sáng tối đa và hình học đối xứng hình cầu từ khoảng một tuần sau mức tối đa này trở đi.
Ý nghĩa vũ trụ
Một trong những thông số chính dựa trên ước tính khoảng cách Loại Ia là độ sáng quang học tối đa. Độ chụm đo được tại thời điểm này sẽ đưa ra độ không đảm bảo độ sáng tuyệt đối (độ phân tán) khoảng 10% nếu không có hiệu chỉnh nào cho góc nhìn (không xác định được).
Mặc dù siêu tân tinh loại Ia là loại nến tiêu chuẩn tốt nhất để đo khoảng cách vũ trụ, và do đó để nghiên cứu cái gọi là năng lượng tối, sự không chắc chắn đo lường nhỏ vẫn tồn tại.
Lifan Wang, người đứng đầu nhóm nghiên cứu cho biết, sự bất đối xứng mà chúng tôi đã đo được trong SN 2001el đủ lớn để giải thích một phần lớn sự không chắc chắn nội tại này. Nếu tất cả các siêu tân tinh loại Ia đều như thế này, nó sẽ chiếm rất nhiều sự phân tán trong các phép đo độ sáng. Chúng có thể đồng đều hơn chúng ta nghĩ.
Tất nhiên, việc giảm sự phân tán trong các phép đo độ sáng cũng có thể đạt được bằng cách tăng đáng kể số lượng siêu tân tinh mà chúng ta quan sát được, nhưng do các phép đo này đòi hỏi các kính viễn vọng lớn nhất và đắt nhất trên thế giới, như VLT, đây không phải là phương pháp hiệu quả nhất.
Do đó, nếu độ sáng đo được một hoặc hai tuần sau khi sử dụng tối đa thay vào đó, thì độ cầu sẽ được khôi phục và sẽ không có lỗi hệ thống từ góc nhìn không xác định. Bằng sự thay đổi nhỏ trong quy trình quan sát này, siêu tân tinh loại Ia có thể trở thành những thước đo vũ trụ đáng tin cậy hơn nữa.
Ý nghĩa lý thuyết
Phát hiện hiện tại của các tính năng phổ phân cực cho thấy mạnh mẽ, để hiểu được vật lý cơ bản, việc mô hình hóa lý thuyết các sự kiện siêu tân tinh loại Ia sẽ phải được thực hiện ở cả ba chiều với độ chính xác cao hơn hiện tại. Trên thực tế, cho đến nay, các tính toán thủy động lực học rất phức tạp và phức tạp đã không thể tái tạo các cấu trúc được phơi bày bởi SN 2001el.
Thêm thông tin
Các kết quả được trình bày trong thông cáo báo chí này đã được mô tả trong một bài báo nghiên cứu trên Tạp chí Vật lý thiên văn của Hồi ((Quang phổ của SN 2001el trong NGC 1448: Tính linh hoạt của một loại Ia Supernova bình thường của Lifan Wang và đồng tác giả, Tập 591, p 1110).
Ghi chú
[1]: Đây là Phòng thí nghiệm quốc gia ESO / Lawrence Berkeley phối hợp / Univ. Thông cáo báo chí của Texas. Thông cáo báo chí LBNL có sẵn ở đây.
[2]: Nhóm bao gồm Lifan Wang, Dietrich Baade, Peter H? Flich, Alexei Khokhlov, J. Craig Wheeler, Daniel Kasen, Peter E. Nugent, Saul Perlmutter, Claes Fransson và Peter Lundqvist.
Nguồn gốc: ESO News Release
