이미지 크레디트 : ESO
European Southern Observatory의 VLT (Very Large Telescope)에서 수집 한 새로운 데이터는 초신성이 폭발 할 때 대칭이 아닐 수 있음을 나타냅니다. 보는 방식에 따라 밝거나 어두워지면 거리 계산에 오류가 발생할 수 있습니다. 그러나 새로운 연구에 따르면 시간이 지남에 따라 대칭성이 높아짐에 따라 천문학 자들은 계산을하기 전에 잠시 기다려야합니다.
국제 천문학 자 팀 [2]은 Paranal Observatory (칠레)의 ESO 매우 큰 망원경 (VLT)으로 먼 은하계에서 초신성의 새롭고 매우 상세한 관측을 수행했습니다. 그들은 처음으로 태양의 주위에 질량을 가진 조밀 한 별인 "백색 왜성"의 폭발로 인한 특정 유형의 초신성이 팽창의 초기 단계에서 비대칭임을 처음으로 보여줍니다.
이 관찰의 중요성은 언뜻보기에 훨씬 더 큽니다. “유형 Ia”로 명명 된이 특별한 종류의 초신성은 현재 우주를지도하려는 시도에서 매우 중요한 역할을합니다. Type Ia 초신성은 모두 동일한 기본 밝기를 가지며 "표준 양초"라는 별명을 얻었습니다.
그렇다면이 유형의 개별 초신성 간의 관측 된 밝기 차이는 단순히 서로 다른 거리를 반영합니다. 이것은이 초신성의 최고 밝기가 부모 은하의 최고 밝기와 매우 멀리 떨어진 은하의 거리를 측정 할 수 있다는 사실입니다. 최근 발견 된 몇 가지 명백한 불일치로 인해 우주 가속이 발견되었습니다.
그러나 Type Ia 초신성에서 폭발 비대칭 성을 처음으로 명확하게 관찰하면 이러한 물체의 정확한 밝기는 보는 각도에 따라 달라집니다. 이 각도는 특정 초신성에 대해 알려지지 않았기 때문에 우주에서 이러한 종류의 기본 거리 측정에 대한 불확실성이 상당히 많이 발생합니다.
다행스럽게도 VLT 데이터에 따르면 조금만 기다리면 (관찰 적으로 확장하는 불 덩어리를 더 깊게 볼 수 있음) 더 구형이됩니다. 따라서이 후기 단계에서 수행되는 초신성의 거리 측정이 더 정확합니다.
초신성 폭발 및 우주 거리
Type Ia 초신성 사건 동안, 태양의 초기 질량이 태양의 최대 몇 배 (“백색 왜성 별”) 인 별의 잔해가 폭발하여“스타 더스트”구름이 급속히 확장되고 있습니다.
유형 Ia 초신성은 서로 매우 유사합니다. 이것은 우주 거리를 측정하는 데 사용할 수있는“표준 양초”로서 매우 유용한 역할을합니다. 그들의 최고 밝기는 부모 은하의 그것과 필적하기 때문에, 그것들을 주요 우주 척도로 적합하게합니다.
천문학 자들은이 운이 좋은 환경을 이용하여 우주의 확장 역사를 연구했습니다. 그들은 최근 우주가 가속하는 속도로 팽창하고 있다는 근본적인 결론에 도달했다. 1998 년 12 월 ESO PR 21/98 (Supernova Acceleration Probe 웹 페이지 참조)
백색 왜성 스타의 폭발
가장 널리 받아 들여지는 Type Ia 모델에서 폭발 전 백색 왜성 별은 태양과 같은 동반자 별을 공전하여 몇 시간마다 혁명을 완성합니다. 밀접한 상호 작용으로 인해 동반자 별은 지속적으로 질량을 잃습니다. 그중 일부는 백색 왜성에 의해 선택됩니다 (천문학 용어 : "정확한").
백색 왜성은 태양계 별의 끝에서 두 번째 단계를 나타냅니다. 핵의 원자로는 오래 전에 연료가 부족하여 현재 비활성 상태입니다. 그러나 어떤 시점에서 축적 물질의 장착 중량으로 인해 백색 왜성 내부의 압력이 너무 높아져서 그곳의 핵 재가 점화되어 더 무거운 요소로 연소되기 시작할 것입니다. 이 과정은 매우 빠르게 통제되지 않으며 극적인 사건에서 별 전체가 날아갑니다. 호스트 은하계를 종종 비추는 매우 뜨거운 불 덩어리가 보인다.
폭발의 모양
유형 Ia의 모든 초신성은 상당히 유사한 특성을 갖지만, 지금까지 그러한 사건이 다른 방향에서 보는 관측자들에게 얼마나 유사한 지 분명하지 않았습니다. 모든 난은 같은 각도에서 볼 때 서로 비슷하고 구별 할 수 없지만, 측면도 (타원형)는 최종도 (원형)와 분명히 다릅니다.
실제로, Type Ia 초신성 폭발이 비대칭이라면, 그들은 다른 방향으로 다른 밝기로 빛날 것입니다. 그러므로 다른 각도에서 보이는 다른 초신성의 관찰은 직접 비교할 수 없었습니다.
그러나 이러한 각도를 알지 못하면 천문학 자들은 잘못된 거리를 추론 할 것이며 우주의 구조를 측정하는이 기본 방법의 정확성에 의문이 생길 것입니다.
구조에 대한 편광계
간단한 계산에 따르면 VLTI (VLT Interferometer)의 독수리 눈까지도 우주 거리의 모든 초신성은 해결되지 않은 빛의 점으로 나타납니다. 그들은 단순히 너무 멀다. 그러나 특정 초신성이 보이는 각도를 결정하는 또 다른 방법이 있습니다. polarimetry는 트릭의 이름입니다!
편광계는 다음과 같이 작동합니다. 빛은 특정 방향 (평면)으로 진동하는 전자기파 (또는 광자)로 구성됩니다. 빛의 반사 또는 산란은 다른 방향보다 전기장 및 자기장의 특정 방향을 선호합니다. 이것이 편광 선글라스가 연못에서 반사되는 햇빛의 빛을 걸러 낼 수있는 이유입니다.
초신성의 확장 파편을 통해 빛이 산란되면 산란 층의 방향에 대한 정보가 유지됩니다. 초신성이 구형 대칭 인 경우, 모든 방향이 동일하게 존재하고 평균화되므로 순 편파가 없습니다. 그러나, 가스 쉘이 둥글 지 않으면, 약간의 순 편광이 빛에 각인 될 것이다.
ESO 천문학 자이자 관측을 수행 한 팀원 인 Dietrich Baade는“그러나 주목할만한 비대칭에도 불구하고, 편광은 매우 작고 거의 1 %를 초과하지 않습니다. “측정하려면 매우 민감하고 안정적인 기기가 필요합니다. "
희미하고 먼 광원의 차이를 1 % 미만으로 측정하는 것은 상당한 관찰 과제입니다. Dietrich Baade는“그러나 ESO VLT (Very Large Telescope)는 정밀성, 집광력 및 이러한 까다로운 편광 측정에 필요한 특수 계측기를 제공합니다. “하지만이 프로젝트는 VLT를 서비스 모드로 운영하지 않으면 불가능했을 것입니다. 초신성이 언제 폭발 할 것인지를 예측하는 것은 실제로 불가능하며 우리는 항상 준비가되어 있어야합니다. 서비스 모드에서만 짧은 통지로 관찰 할 수 있습니다. 몇 년 전, ESO 사무국은 서비스 모드에 중점을 두는 것은 원 대한 용기있는 결정이었습니다. 그리고이 개념을 실용적으로 성공시킨 것은 Paranal의 유능하고 헌신적 인 ESO 천문학 자 팀이었습니다.”라고 덧붙입니다.
천문학 자 [1]는 VLT 다중 모드 FORS1 기기를 사용하여 은하 NGC 1448에서 2001 년 9 월에 발견 된 Type Ia 초신성 SN 2001el을 관측했다. 6 천만 광년의 거리에서 PR Photo 24a / 03.
이 초신성이 10 월 2 일경 최대 밝기에 도달하기 약 1 주일 전에 관측 된 결과 0.2-0.3 % 수준의 편광이 나타났습니다 (PR Photo 24b / 03). 최대 광에 근접한 후 최대 2 주 후에도 여전히 편광을 측정 할 수있었습니다. 최대 6 주 후, 편광은 검출 성 아래로 떨어졌다.
이것은 정상적인 Type Ia 초신성이 비대칭성에 대한 명백한 증거를 나타내는 것으로 처음 발견되었습니다.
초신성을 더 깊이 들여다보기
초신성 폭발 직후, 배출 된 물질의 대부분은 약 10,000km / sec의 속도로 움직입니다. 이 팽창 동안, 최 외각 층은 점차 투명해진다. 시간이 지남에 따라 초신성을 더 깊고 더 깊이 볼 수 있습니다.
따라서 SN 2001el에서 측정 된 편광은 초신성의 가장 바깥 부분 (처음에 보임)이 상당히 비대칭이라는 증거를 제공합니다. 나중에 VLT 관측치가 초신성의 심장쪽으로 더 깊이 침투 할 때 폭발 기하 구조가 점점 대칭이되어 가고 있습니다.
편평한 구 상체 형태로 모델링 된 경우, SN 2001el에서 측정 된 편광은 최대 밝기에 도달하기 전에 약 0.9의 부 대장 축 비율과이 최대 및 그 이후 약 1 주일 후의 구형 대칭 구조를 의미합니다.
우주적 의미
유형 Ia 거리 추정치의 기반이되는 주요 매개 변수 중 하나는 최대 광학 밝기입니다. 이 시점에서 측정 된 비구면 성은 (미지의) 시야각에 대한 보정이 없다면 약 10 %의 절대 밝기 불확실성 (분산)을 야기 할 것이다.
Type Ia 초신성은 우주적 거리를 측정하기위한 최고의 표준 초이며, 따라서 소위 암흑 에너지를 조사하기위한 작은 측정 불확실성이 지속됩니다.
팀의 리더 인 Lifan Wang은“SN 2001el에서 측정 한 비대칭 성은이 본질적 불확실성의 상당 부분을 설명 할만큼 충분히 크다”고 말했다. “모든 유형 Ia 초신성이 이와 같다면, 그것은 밝기 측정에서 많은 분산을 설명 할 것입니다. 우리 생각보다 훨씬 더 균일 할 수 있습니다.”
물론 관측하는 초신성의 수를 크게 늘려 밝기 측정의 분산을 줄일 수도 있지만, 이러한 측정에는 VLT와 같이 세계에서 가장 크고 가장 비싼 망원경이 필요하기 때문에 가장 효율적인 방법은 아닙니다.
따라서 최대 값을 사용한 후 1 주일 또는 2 주 후에 측정 된 밝기를 사용하면 구형도가 복원되고 알 수없는 시야각으로 인한 시스템 오류가 발생하지 않습니다. 관찰 절차의 약간의 변화에 의해, 유형 Ia 초신성은 훨씬 더 신뢰할 수있는 우주 척도가 될 수있다.
이론적 의미
현재의 분광 스펙트럼 특징의 검출은 근본적인 물리학을 이해하기 위해, 유형 Ia 초신성 사건의 이론적 모델링이 현재 수행되는 것보다 더 정확하게 3 차원 모두에서 수행되어야 함을 강력히 시사한다. 실제로, 이용 가능한 매우 복잡한 유체 역학적 계산은 SN 2001el에 의해 노출 된 구조를 재현 할 수 없었습니다.
추가 정보
이 보도 자료에 제시된 결과는“천체 물리학 저널”(NGC 1448의“SN 2001el의 분광 분석 : 표준형 Ia 초신성의 비구면”)과 Lifan Wang의 공동 저자, Volume 591, p 1110).
노트
[1] : 조정 된 ESO / Lawrence Berkeley National Laboratory / Univ. 텍사스 보도 자료. LBNL 보도 자료는 여기에서 구할 수 있습니다.
[2] : 팀은 Lifan Wang, Dietrich Baade, Peter H? flich, Alexei Khokhlov, J. Craig Wheeler, Daniel Kasen, Peter E. Nugent, Saul Perlmutter, Claes Fransson 및 Peter Lundqvist로 구성됩니다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
