Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 20 – vyšlo 24. května, ročník 12 (2014) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

20/2014

Gravitační čočka zesílila obraz vzdálené supernovy

Petr Kulhánek

Jevů, za které jsou zodpovědné gravitační čočkyGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979., stále přibývá. Mohou nám zesílit světlo vzdálených objektů, které bychom za normálních okolností nemohli vidět. Mohou ale také pozměnit obraz běžných jevů a pozorovatele poněkud uvést do rozpaků. Dne 31. srpna 2010 byla v souhvězdí Vodnáře objevena supernovaSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. PS1-10afx, která měla zcela atypické vlastnosti. Podle spektrálních čar by mělo jít o supernovu typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 M_S) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na ⁵⁶Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku., tedy explodujícího bílého trpaslíkaBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S., který je součástí dvojhvězdy a jehož explozi způsobila látka přetékající z druhé složky. Mateřská galaxie supernovy byla ve vzdálenosti přibližně 10 miliard světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km.. Problémem ale bylo, že supernova v maximu dosáhla třicetkrát vyšší jasnost než ostatní supernovy tohoto druhu. Hostitelská galaxie byla atypicky velká, supernova se vyvíjela nebývale rychle a její světlo bylo nezvykle červené. Na první pohled se zdálo, že astronomové objevili zcela nový, dosud neznámý druh supernovy. V roce 2014 bylo ovšem prokázáno, že za nezvyklé chování supernovy může galaxie, která se nachází mezi námi a supernovou a která obraz dávné exploze zesílila a zdeformovala jevem gravitační čočky.

Jev gravitační čočky. Mezilehlý objekt (v tomto případě kupa galaxií) zdeformuje časoprostor natolik, že obraz vzdáleného objektu (v tomto případě galaxie) je zesílen a deformován. Zdroj: CFHTLenS/NASA/ESA.

Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Gravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979. Supernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku. Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS.

Přehlídkový projekt Pan-STARRS a supernova PS1-10afx

Ideální podmínky pro astronomická pozorování jsou na vrcholcích havajských sopek. Asi nejznámější je Mauna Kea, na které se nachází řada velkých astronomických přístrojů. Velmi výkonný přehlídkový projekt Pan-STARR (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) je umístěn na vrcholku vulkánu Haleakalā (3 055 m n. m.) na ostrově Maui. Do budoucna se na hledání zajímavých objektů (planetek, komet, supernov atd.) budou podílet čtyři dalekohledy, v současnosti jsou v provozu první dva, PS1 od roku 2010 a PS2 od roku 2013. Oba mají optický systém Ritchey-ChrétienRitchey-Chrétien – optický systém dalekohledu, v němž má primární zrcadlo otvor, kterým procházejí paprsky odražené od sekundárního zrcadla do ohniska. Na rozdíl od Cassegrainova dalekohledu mají obě zrcadla hyperbolický tvar, což odstraňuje řadu optických vad. Výroba hyperbolického zrcadla je ovšem technologicky náročnější než parabolického nebo kulového. a v ohnisku CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) pole s miliardou pixelů. Při přehlídce oblohy je snímkováno zorné pole velikosti 3°. Mezní magnitudaMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). pozorovaných objektů je 24.

Přestože přehlídka Pan-STARRS netrvá příliš dlouho, má za sebou objevy několika zajímavých objektů, například hvězdy PS1-10jh, která je trhána slapovými silami, jimiž na ni působí blízká obří černá díra. Hned v počátcích projektu, 31. srpna 2010, byla objevena atypická supernova PS1-10afx s červeným kosmologickým posuvem z = 1,388. Od počátku byly ve hře dvě možnosti. Buď jde o zcela nový typ supernovy, nebo jde o běžnou supernovu typu Ia zesílenou gravitační čočkou. Druhou možnost prosazovala skupina vědců z Kavliho institutu pro fyziku a matematiku (Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe), který sídlí v blízkosti japonského Tokia. Mezi supernovou a námi ovšem nebyla patrná žádná jiná galaxie, ani obří černá díra.

Na obrázku je mateřská galaxie supernovy PS1-10afx. Fotografie pochází z období před vzplanutím supernovy a byla pořízena Kanadsko-francouzským dalekohledem CFHT na Havaji. Ve výřezu je rozdílový snímek oblasti o rozměru 45″×45″, který vznikl jako rozdíl snímků po explozi a před explozí. Neměnné objekty se odečetly a zůstala patrná jen nezvykle červená supernova. Výřez je z práce [2].

Úspěšné pátrání

Kolektiv z Kavliho Institutu nejprve hledal, zda se mezi galaxií, ve které vzplanula supernova, a námi nenachází obří černá díra. Pátrání bylo neúspěšné a nakonec vyloučilo, že by se v oblasti černá díra vhodných parametrů nacházela. Pokud by za čočkování mohla mezilehlá galaxie, měla by její přítomnost deformovat světlo vzdálenější galaxie a navíc by ve spektru měly být dvě sady čar – jedna z mateřské galaxie pozorované supernovy, a jedna z mezilehlé galaxie. Po dlouhém pátrání se dvojitou sadu čar podařilo nakonec ve spektru dané oblasti opravdu nalézt. Spektrum bylo pořízeno v roce 2013 (tedy tři roky po explozi supernovy) dalekohledem Keck 1Keck – Dvojice obřích, pohyblivých segmentovaných dalekohledů. Jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 123 metrů. Každé zrcadlo je tvořeno 36 šestiúhelníkovými segmenty a má průměr 10 metrů. Keckovy dalekohledy byly uvedeny do provozu v letech 1993 a 1996.. Definitivně se tak potvrdilo, že nejde o nový druh supernovy, ale o zjasnění supernovy typu Ia gravitační čočkou, za kterou posloužila mezilehlá galaxie.

Dvojité sady spektrálních čar prozradily mezilehlou galaxii, která leží před mateřskou
'galaxií pozorované supernovy. Zdroj: [1].

Reálná situace – uvažovaná konfigurace supernovy, gravitační čočky
a nás jako pozorovatelů. Zdroj: Kavliho institut.

Závěr

Ukazuje se, že gravitační čočky jsou ve vesmíru velmi časté a mohou nám umožnit pozorovat jevy i v takových vzdálenostech, do kterých bychom naším současným přístrojovým vybavením zatím nedohlédli. Cílené vyhledávání velmi vzdálených objektů zesílených jevem gravitační čočky nám může pomoci i v porozumění ranému vesmíru a k pochopení některých dosud nejasných kosmologických souvislostí.

Čočkování supernovy PS-1 10afx. Zdroj Kavliho Institut.

Odkazy