Widok Krzyża Einsteina z soczewkującą galaktyką (w środku) w zwierciadłach teleskopu Kecka (w bliskiej podczerwieni).

W ubiegłym tygodniu, konkretnie 21 kwietnia br., w piśmie Science ukazała się notatka dotycząca pewnego typu supernowych – konkretnie typu Ia. Eksplozji supernowych jest kilka rodzajów (odnoszących się do różnych astrofizycznych mechanizmów ich występowania), ale akurat ten jest bardzo dobrze opisany.

Zachodzi on, gdy w układzie podwójnym białego karła np. z przejrzałą gwiazdą tzw. ciągu głównego (czyli odchodzącą od tej struktury na diagramie Hertzsprunga-Russell’a w stronę czerwonych olbrzymów) następuje intensywna akrecja materii z olbrzyma na towarzysza, czyli owego białego karła. Diagram H-R to zależność pomiędzy masą (czy jasnością) a temperaturą efektywną danej grupy gwiazd. Ciąg główny jest centralną strukturą tego diagramu (po przekątnej) na której gwiazdy spędzają najwięcej czasu, paląc wodór w hel a potem hel w węgiel. Po szersze informacje odsyłam do podręczników astrofizyki, np. „Galaktyki, gwiazdy, życie“ Franka H. Shu. Czas przebywania na ciągu głównym wynosi od kilku milionów do kilkunastu miliardów lat (zwykłych, nie świetlnych – te drugie są miarą odległości).

Wykres Hertzsprung’a-Russell’a (zwany krótko diagramem H-R) z widoczną na przekątnej strukturą ciągu głównego i oznaczonymi czasami przebywania na niej różnych typów widmowych gwiazd. Poniżej białe karły, powyżej – olbrzymy i nadolbrzymy.

Akrecję wyobrażamy sobie jako opadanie materii z czerwonego olbrzyma na białego karła po spirali – czyli droga tej materii zakreśla jakby wielokrotnie zawiniętą literę „S“. Koniec końców, opada ona na białego karła odrobinę zwiększając jego masę. Spadanie następuje po spirali ze względu na fakt, że oba ciała w tym układzie rotują – a także ze względu na prawa mechaniki niebieskiej opisujące prawo zachowania momentu pędu w układach podwójnych.

Akrecja materii z gwiazdy podobnej do Słońca lub od niego większej (czerwonego olbrzyma) na białego karła. Przekrocznie masy 1.44 Masy Słońca wywołuje eksplozję supernowej typu Ia.

Supernowa typu Ia zachodzi, gdy masa białego karła przekroczy tzw. masę Chandrasekhara – 1.44 masy Słońca. Następuje wtedy implozja do gwiazdy neutronowej bądź czarnej dziury przy jednoczesnym bardzo jasnym błysku i odrzucie warstw zewnętrznych byłego białego karła w przestrzeń kosmiczną. Taka supernowa – jak wynikło z badań astrofizycznych – stanowi znakomity przykład niezwykle jasnej świecy standardowej we Wszechświecie. Do tej pory do kalibrowania skali odległości w międzygalaktycznym Wszechświecie używano cefeid – gwiazd których okres pulsacji jest proporcjonalny do pewnej potęgi ich jasności absolutnej. Supernowe typu Ia pozwalają nam określić skalę Wszechświata na odległościach dzielących nie tylko galaktyki, ale i gromady galaktyk – słowem, kosmologicznych.

Zoom na okolice supernowej IPTF16gem i galaktykę soczewkującą.

Mając bardzo dobrze określoną jasność absolutną obiektu (czyli jasność jaką zmierzylibyśmy przy jego obserwacji z pewnego dystansu) i mierząc jasność widomą, możemy wyznaczyć tzw. moduł odległości tegoż. Supernowa iPTF16geu ma jeszcze jedną istotną cechę dla ziemskiego obserwatora: jej obraz jest kilkadziesiąt razy wzmocniony i ugięty przez soczewkę grawitacyjną – galaktykę o masie mniej więcej 10 miliardów Słońc i rozmiarze 3000 lat świetlnych.

To samo co na górze, tylko w paśmie optycznym Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Powoduje ona rozszczepienie obrazu naszej supernowej na 4 składowe (tzw. krzyż Einsteina, którego obserwacja przewidziana została właśnie przez Autora STW i OTW), każdy z obrazów ma nieco inną odległość do przebycia przed rejestracją w teleskopie (czy to Hubble’a, czy Kecka, czy VLT – wszystkie były do tego użyte, po zawiadomieniu o nietypowym zjawisku jakie napłynęło z sieci GROWTH i iPTF). To oznacza, że mierząc czas nadejścia poszczególnych obrazów (krzywa blasku dla supernowych typu Ia jest dobrze znana) możemy wyznaczyć nie tylko odległość od supernowej i soczewki, ale i… tempo rozszerzania się Wszechświata. Czyli stałą Hubble’a (Hubble constant).

Stała Hubble‘a łączy odległość (d) z tempem oddalania się obiektu od obserwatora (v) – pierwotnie została ona zmierzona dla galaktyk w oparciu o odkryte przez Hubble’a zjawisko redshiftu galaktyk (przesunięcia ich widm ku czerwieni). Im dalsza galaktyka, tym prędzej się od nas oddala – stała Hubble’a jest niczym innym niż stałą proporcjonalności między odległością galaktyki a jej prędkością ucieczki. W naszym przypadku (soczewkowania grawitacyjnego) możemy na podstawie pomiaru różnic w czasie nadejścia np. szczytowej jasności dla wszystkich czterech obrazów supernowej składających się na krzyż Einsteina oraz ich pomierzonymi przesunięciami ku czerwieni (wskutek znanej nam z faktu iż supernowa typu Ia jest tzw. świecą standardową czyli zjawiskiem o dobrze poznanej jasności absolutnej) wyznaczyć dokładnie już nie tempo oddalania się od nas galaktyk lecz tempo ekspansji całego obserwowanego Wszechświata – przynajmniej na odległościach charakterystycznych dla redshiftu tej supernowej, czyli 0.409.

Ilustracja zjawiska związku przesunięcia ku czerwieni z odległością od danej galaktyki. Gdy prędkość ucieczki galaktyki od nas przekracza prędkość światła, tracimy związek przyczynowy i ewoluujemy poza horyzontem kosmologicznym tej galaktyki (i vice versa).

Warto zauważyć, że precyzyjna obserwacja takiego układu byłaby niemożliwa bez interferometrii, optyki adaptywnej czy teleskopów kosmicznych – odległość między obrazami w Krzyżu Einsteina nie przekraczała 0.3 sekundy kątowej (rozdzielczość teleskopów naziemnych wskutek zjawisk dyspersji i seeingu wynosi około 1 sekundy kątowej). Zatem przed nami kolejny rozdział nauki o Kosmosie – nie musimy czekać na kolejne pokolenia, wystarczy otworzyć portale astronomiczne „Astronomy”, „Sky and Telescope” czy „Uranię” i tamtejsze referencje i już podróżujemy ku przyszłości.

Marcin „Doktorek” Kolonko