Jak jedna supernova změřila vesmír
Souhrn
Video popisuje mimořádný vědecký úspěch z roku 2015, kdy tým vědců dokázal předpovědět výbuch supernovy v galaxii SP1149 s přesností na měsíc. Tato předpověď byla možná díky jevu gravitační čočky, kdy hmota a temná hmota ohýbají světlo vzdálených objektů. Stejná supernova byla pozorována na čtyřech různých místech oblohy s časovým zpožděním, protože světlo cestovalo různými cestami zakřiveným časoprostorem. Toto pozorování umožnilo vědcům předpovědět, kdy se supernova objeví znovu v jiné části oblohy.
Tento objev, známý jako supernova Refsdal, má zásadní význam pro kosmologii, zejména pro měření Hubbleovy konstanty, která určuje rychlost rozpínání vesmíru. Existují dva hlavní způsoby měření této konstanty - metoda “žebříku vzdáleností” a analýza reliktního záření - které dávají odlišné výsledky (74 km/s/Mpc versus 67 km/s/Mpc). Měření pomocí časového zpoždění mezi obrazy supernovy poskytlo hodnotu 64 km/s/Mpc, což podporuje nižší hodnotu získanou z reliktního záření a přispívá k řešení tohoto “kosmologického problému”.
Přepis
Úvod a předpověď supernovy
Dne 1. května 2015 skupina vědců předpověděla, že v následujícím listopadu uvidíme explozi supernovy vzdálené miliardy světelných let ve spirální galaxii označené SP1149. Bylo to poprvé, kdy se někdo pokusil předpovědět supernovu, a to z dobrého důvodu - jsou neuvěřitelně vzácné a nepředvídatelné.
Pro hvězdu větší než osminásobek hmotnosti našeho Slunce představuje supernova konec jejího životního cyklu. Když v jádru dojde palivo, hvězda se zhroutí sama do sebe. A pak při následném stlačení hmoty násilně exploduje. Supernova může být jasná jako celá galaxie. A důležité je, že světlo, které vyzařuje, následuje předvídatelný vzor - jasně září po dobu několika týdnů a poté slábne v průběhu měsíců.
Supernovy jsou však v každé galaxii obsahující asi 100 miliard hvězd vzácné. V průměru můžete očekávat pouze 2 za století. Takže zkuste vybrat hvězdu, která exploduje.
Jak určit životnost hvězdy
Můžeme určit, jak dlouho bude daná hvězda žít, na základě její hmotnosti, svítivosti a barevné teploty. Tato data přesně určují její fázi života v předvídatelném životním cyklu. Odhad, kdy přesně velká hvězda exploduje jako supernova, má však velké rozpětí chyby.
Vezměme si například červeného obra Betelgeuse v naší vlastní galaxii Mléčná dráha. Je skvělým kandidátem na supernovu. Vědci si myslí, že Betelgeuse exploduje každým dnem v příštích několika stovkách tisíc let. Když k tomu dojde, bude tak jasná, že ji uvidíte ve dne. A v noci se bude jasem rovnat úplňku.
Ve srovnání s životností hvězdy je 100 000 let krátký časový úsek. Ale pro nás krátkověké lidi to může být stejně jako věčnost.
Objev supernovy pomocí Hubbleova teleskopu
Mohli byste si myslet, že bylo těžké přesvědčit ostatní, když vědci, kteří předpověděli, že v listopadu 2015 uvidíme supernovu, požádali o čas na Hubbleově vesmírném dalekohledu, aby pořídili snímky galaxie SP1149. Jejich žádost však byla schválena. Mohli snímat tuto část oblohy zhruba jednou měsíčně, počínaje 30. říjnem. Předtím byla galaxie příliš blízko Slunci, aby na ni mohl Hubble mířit.
Na prvním snímku pořízeném koncem října supernova není. Další snímek byl pořízen 14. listopadu. Opět žádná supernova. Ale na třetím snímku pořízeném 11. prosince - jackpot. Objevila se supernova přesně tam, kde předpověděli, že bude. A téměř přesně tehdy, kdy říkali, že se objeví.
Jak vědci dokázali předpovědět supernovu
Jak se jim podařilo předpovědět supernovu téměř na měsíc přesně? Pravdou je, že tuto stejnou supernovu viděli už dříve. Ne jednou, ne dvakrát, ale čtyřikrát navíc.
Rok před předpovědí a pět měsíců předtím pořídil Hubble tento snímek. Vidíte ty čtyři jasné body? To jsou vícenásobné obrazy téže supernovy. Důvodem, proč vidíme stejnou supernovu na čtyřech různých místech, je to, že mezi námi a explodující hvězdou je čočka. Ne čočka ze skla, ale gravitační čočka tvořená obrovským množstvím obyčejné hmoty a temné hmoty.
Jak funguje gravitační čočkování
Gravitační čočkování má tendenci zvětšovat vzdálené zdroje a zvyšovat jejich zdánlivý jas, když se paprsky světla koncentrují. Rozmazává obraz vzdálených galaxií do oblouků, pramenů a všelijakých podivných tvarů. A samozřejmě pro nějakého vzdáleného pozorovatele v jiné galaxii může být světlo z našeho vlastního Slunce a galaxie Mléčná dráha podobně zkreslené.
Při gravitačním čočkování jsou nezbytné tři složky: zdroj, čočka a dalekohled. Pokud jsou čočka a zdroj sféricky symetrické, a pokud jsou zdroj, čočka a dalekohled dokonale zarovnány, získáte to, čemu se říká Einsteinův prstenec. Světlo ze zdroje se ohne kolem čočky stejně ve všech směrech, což vede k obrazu rozmazaného prstence.
Pokud jsou zdroj a čočka sféricky symetrické, ale nejsou dokonale zarovnány, pak to, co nakonec vidíme, je přerušení Einsteinova prstence. Rozdělí se na dva půlkruhy.
A pokud jsou zdroj, čočka a dalekohled zarovnány, ale čočka není osově symetrická (například může mít eliptický tvar), pak dostanete čtyři obrazy ve tvaru kříže, Einsteinův kříž.
Cesta světla ze supernovy k Zemi
Co se stalo s naší supernovou? Před 9,3 miliardami let umírající hvězda v galaxii velmi, velmi daleko vybuchla jako supernova. Exploze vyslala záblesk světla všemi směry.
Asi před 5 miliardami let, ještě než Země vůbec existovala, toto světlo narazilo na velmi hmotný objekt, který zdeformoval časoprostor. Byla to kupová galaxie nazvaná MACS J1149.5+2223. Tato kupová galaxie se skládá z mnoha masivních podstruktur, jako jsou jednotlivé galaxie a hala temné hmoty.
V určitém okamžiku, když světlo procházelo touto oblastí, narazilo na eliptickou galaxii téměř dokonale zarovnanou s místem, kde by nakonec byla Země. A gravitační odchylka zaměřila paprsky světla, které původně divergovaly, na cesty, které konvergovaly na Zemi.
Časová zpoždění mezi obrazy supernovy
To je důvod, proč jsme viděli stejnou supernovu na čtyřech různých místech. Supernova se nejen objevila na čtyřech různých místech, ale obrazy se také objevily v různých časech vzhledem k prvnímu obrazu. Ostatní byly zpožděny o období od pěti dnů do více než tří týdnů. Toto časové zpoždění jsme mohli změřit díky charakteristické světelné křivce supernovy. Některé obrazy exploze byly dále na své světelné křivce než jiné.
Byl to mimořádně šťastný objev. Je to poprvé, kdy byla pozorována vícenásobně čočkovaná supernova. Existují i jiné objekty, které se kvůli gravitačnímu čočkování objevují vícekrát na obloze, jako jsou vícenásobné obrazy galaxií. Tyto objekty se však v čase předvídatelně nemění, takže není možné využít jejich obrazy k určení relativního časového zpoždění mezi nimi.
Gravitační časové zpoždění
Jedním z důvodů časového zpoždění mezi obrazy supernovy je to, že čtyři cesty, které světlo urazilo, měly různou délku. Světlu tedy trvalo déle, než urazilo delší vzdálenost. Existuje však ještě jeden důvod - světlo procházející zakřiveným časoprostorem se zdá pohybovat pomaleji vzhledem k vnějšímu pozorovateli. To je mnohem méně intuitivní, ale je to dobře ustanovená a dobře testovaná součást obecné relativity.
V roce 1964 Irwin Shapiro navrhl, že by bylo možné tento gravitační časový posun otestovat zasláním radarových signálů na Venuši a měřením, jak dlouho trvá, než se echo vrátí. Vypočítal, že kvůli gravitačnímu vlivu Slunce by signály trvaly o dalších 200 mikrosekund déle, když byla Venuše na druhé straně Slunce ve srovnání s dobou, kdy byla blízko nás. Toto je výhradně gravitační časové zpoždění, které nesouvisí s extra vzdáleností, kterou musí světlo urazit.
A během několika let experimentální data odhalila, že gravitační časové zpoždění světla cestujícího kolem Slunce bylo přesně podle předpovědi. Dnes, aby bylo možné přesně určit vzdálenost k sondám Voyager a Pioneer, musí být tento Shapirův časový posun zohledněn.
Úspěšná předpověď dalšího obrazu
Podívejte se znovu na čtyři obrazy supernovy. Všimli jste si, jak se stejná galaxie objevuje třikrát na tomto snímku? To je hostitelská galaxie supernovy. Sama je čočkována masivní kupovou galaxií MACS J1149.5+2223. Ve skutečnosti tato kupová galaxie vytváří čočky desítkám galaxií.
Vědci tedy studovali a modelovali rozložení hmoty v této kupové galaxii dlouho před supernovou. Ptali se: “Pokud vidíme tyto čtyři obrazy supernovy v jednom obrazu její hostitelské galaxie, kdy by se supernova objevila v těchto dalších dvou obrazech hostitelské galaxie?”
A pomocí modelů rozložení hmoty a obecné relativity vypočítali, že na tomto snímku by se supernova objevila o 20 let dříve, v roce 1995. Z roku 1995 neexistují žádné detailní snímky této části oblohy, takže to nelze ověřit. Ale v druhém obrazu galaxie předpověděli, že se supernova objeví znovu asi za jeden rok, téměř přesně kdy se objevila na snímku Hubbleova dalekohledu.
Důsledky pro měření Hubbleovy konstanty
Tato úspěšná předpověď je fantastickým potvrzením našeho chápání světla a gravitace v měřítku celého vesmíru. Má to však ještě větší důsledky.
Jednou z nejaktuálnějších debat v astronomii je, jak rychle se náš vesmír vlastně rozpíná. Toto se měří Hubbleovou konstantou, což je míra, kterou se od sebe vzdálené galaxie vzdalují v závislosti na jejich vzájemné vzdálenosti.
Existují dva hlavní způsoby, jak se toto měření tradičně provádí:
-
Metoda žebříku vzdáleností: Hledáme hvězdy v blízkém vesmíru, jejichž absolutní svítivost známe. Pak můžeme použít, jak jasně se nám jeví, k určení, jak daleko jsou. Pokud zkombinujeme tuto informaci o vzdálenosti s tím, jak je jejich světlo rudě posunuto, můžeme zjistit, jak rychle se vesmír rozpíná. Hodnota Hubbleovy konstanty, kterou tato metoda produkuje, je kolem 74 km za sekundu na megaparsec, což znamená, že za každý megaparsec, který odděluje dvě galaxie, se budou v průměru pohybovat od sebe rychlostí 74 km za sekundu.
-
Metoda reliktního záření: Studovat rysy v kosmickém mikrovlnném pozadí, což je v podstatě jen obrázek raného vesmíru. Pomocí standardního modelu kosmologie, který se nazývá lambda CDM, můžeme vypočítat, jak by se tento obraz raného vesmíru rozšířil v průběhu času. Výsledek získaný touto metodou vychází na 67 km za sekundu na megaparsec, podstatně pomaleji než 74 zjištěných jinou metodou.
V průběhu let byly obě tyto techniky zdokonaleny, což snížilo jejich nejistoty. Ale hodnoty se k sobě nepřiblížily. V tomto okamžiku se tedy obě hodnoty opravdu zdají být odlišné - jsou na pokraji pětisigmového výsledku. Astrofyzik Joseph Silk to nazval “možnou krizí kosmologie”.
Existují však nezávislé způsoby, jak měřit Hubbleovu konstantu, a jedním z nich je podívat se na vícenásobně čočkovanou supernovu a použít časové zpoždění mezi jejich objevením se k jejímu výpočtu. Toto bylo poprvé navrženo norským astronomem Sjurem Refsdalem v roce 1964. Protože jde o první pozorovanou vícenásobně čočkovanou supernovu, stala se známou jako supernova Refsdal. Výpočty Hubbleovy konstanty z těchto dat dávají hodnotu 64 km za sekundu na megaparsec.
I když má tento výsledek velké rozpětí chyby, je více v souladu s měřeními kosmického mikrovlnného pozadí než s metodou žebříku vzdáleností.
Závěr a sponzorství
Stále přemýšlím o tom, jak podivný vesmír je. Myslel jsem si, že je v podstatě jako sklo, v zásadě průhledný s některými mlhavými oblastmi nebo mírnými zkresleními. Ale tady máme prostor, který ohýbá světlo na více zakřivených dráhách, což způsobuje, že se stejná událost objevuje na šesti různých místech na obloze, oddělená dny, týdny, rokem a 20 lety. A to, co je obsaženo v těchto zkresleních, jsou informace o fungování celého našeho vesmíru.
(Video obsahuje část o sponzorovi Fasthosts s technickou testovou otázkou pro diváky ve Velké Británii.)
Kritické zhodnocení
Video “Jak jedna supernova změřila vesmír” od Dereka Mullera poskytuje fascinující a přesný přehled o gravitačním čočkování a jeho důsledcích pro kosmologická měření. Obsahuje však několik oblastí, které stojí za další zkoumání:
Supernova Refsdal, kterou video diskutuje, byla skutečně průlomovým objevem. Byla to první pozorovaná vícenásobně čočkovaná supernova, objevená v roce 2014 a potvrzená v roce 2015 (Kelly et al., 2015, Science 347). Toto pozorování potvrdilo předpověď Sjura Refsdala z roku 1964 o možnosti takového jevu. Je pozoruhodné, že měření Hubbleovy konstanty pomocí supernovy Refsdal dalo hodnotu 64 ± 9 km/s/Mpc (Grillo et al., 2018, The Astrophysical Journal), což je v souladu s měřeními z reliktního záření.
Nesrovnalost mezi různými metodami měření Hubbleovy konstanty, kterou Muller popisuje jako “možnou krizi kosmologie”, je skutečně významným problémem v současné astrofyzice. Nejnovější měření z projektu Planck dávají hodnotu 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (Planck Collaboration, 2020), zatímco měření založená na cefeidách a supernovách typu Ia dávají hodnotu okolo 73-74 km/s/Mpc (Riess et al., 2022, The Astrophysical Journal Letters). Rozdíl je nyní statisticky významný na úrovni více než 5 sigma.
Video správně zdůrazňuje, že gravitační čočkování je mocným nástrojem v kosmologii. Co by však mohlo být více zdůrazněno, je to, že metoda čočkování se časem stala mnohem sofistikovanější. Projekt H0LICOW (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) používá časová zpoždění několika gravitačně čočkovaných kvasarů k měření Hubbleovy konstanty a získává hodnotu 73,3 ± 1,8 km/s/Mpc (Wong et al., 2020, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society), což je blíže k výsledkům z žebříku vzdáleností než z reliktního záření.
Dalším aspektem, který by stál za zmínku, je, že tento rozpor by mohl naznačovat potřebu nové fyziky mimo standardní kosmologický model Lambda CDM. Některé navrhované řešení zahrnují ranou temnou energii, interakce mezi temnou hmotou a temnou energií, nebo dokonce změny v gravitačních zákonech na velkých škálách.
Muller také správně vysvětluje Shapirův časový posun jako důsledek obecné relativity, ale mohl by více zdůraznit, jak přesně tyto gravitační testy potvrzují Einsteinovu teorii. GPS satelity musí například zahrnovat opravy založené na obecné relativitě, aby fungovaly s požadovanou přesností (Ashby, 2003, Physics Today).
Pro čtenáře, kteří se zajímají o tato témata, bych doporučil prostudování nejnovějších výsledků z projektu SH0ES (Supernovae H0 for the Equation of State), který vede tým Adama Riesse, a projektu Planck, který měří reliktní záření. Navíc iniciativa LIGO-Virgo, která detekuje gravitační vlny, poskytuje zcela nezávislou metodu pro měření Hubbleovy konstanty pomocí standardních sirén, což bude pravděpodobně zásadní pro vyřešení této záhady v příštích letech (Abbott et al., 2021, The Astrophysical Journal).
