Kosmografia opóźnień czasowych i supernowa Refsdala

Na ilustracji tytułowej pokazano wartości stałej Hubble’a H₀ wyznaczone różnymi metodami. W szczególności zaprezentowano również wartość H₀ z obserwacji supernowej Refsdala metodą opóźnień biegu promieni świetlnych przez soczewkowanie grawitacyjne (LTD, ang. lensing time delay). Na razie tylko z obserwacji SN Refsdala udało się wyznaczyć H₀, pomimo obserwacji wielu supernowych o wielokrotnych obrazach tworzonych przez soczewki grawitacyjne (np. SN Requiem, SN Zwicky, SN H0pe, SN 2022riv).

Na ilustracji: Pokazano zjawisko soczewkowania grawitacyjnego. Dla obserwatora na Ziemi (ang. Earth) kierunek promieni świetlnych (ang. lensed galaxy images) od odległej galaktyki tła (ang. galaxy) jest zmieniany przez gromadę galaktyk (ang. galaxy cluster). Pokazano również w jaki sposób sama przestrzeń wokół tej gromady galaktyk jest zakrzywiana i zniekształcana tylko przez obecność jej masy. Gromada galaktyk działa jak soczewka, która zniekształca i często zwielokrotnia obraz tej samej galaktyki znajdującej się w tle (rysunek nie jest w skali, ponieważ w rzeczywistości galaktyka jest znacznie dalej). Jeżeli w galaktyce akurat wybuchnie supernowa, to jej obserwowane światło może być opóźnione w tych wielokrotnych obrazach. Pomimo zniekształcenia obrazu soczewki grawitacyjne pozwalają znacznie poprawić możliwości obserwacyjne odległych obiektów (np. supernowe, czerwone / niebieskie nadolbrzymy, jasne błękitne zmienne LBV), które w innych okolicznościach nie udałoby się zaobserwować – dzieje się to poprzez wzmocnienie ich jasności nawet kilka lub kilkanaście tysięcy razy. Źródło: NASA, ESA & L. Calçada

Kosmografia opóźnień czasowych

Soczewkowanie grawitacyjne (ilustracja powyżej) przez gromady galaktyk generuje czasami gigantyczne łuki, które są przepiękne, ale również niezmiernie istotne dla astrofizyki.

Przy pewnych wyjątkowych konfiguracjach geometrycznych, tj. obserwator + soczewka grawitacyjna + źródło światła, obraz pojedynczego źródła w tle może być obserwowany jednocześnie w wielu miejscach na niebie (jest to tzw. „płaszczyzna obrazu”).

Taki zbiór wielu obrazów jednego źródła światła – zwykle galaktyki – tworzy „układ obrazów” (np. w modelu soczewki grawitacyjnej gromady galaktyk G165 użyto 21 tych układów/systemów obrazów, które są ponumerowane na poniższej ilustracji). Ponieważ drogi promieni świetlnych muszą być wyśledzone wstecz od obserwatora przez cały ten obserwowany „układ obrazów” do pojedynczego źródła światła, dlatego przesunięcie ku czerwieni źródła światła razem z pozycją i orientacją soczewkowanych obrazów określają rozkład soczewkującej materii – zarówno tej ciemnej, jak i jasnej.

Jeżeli źródło światła zmienia się w czasie, to również jego wielokrotne obrazy zmieniają się, ale z różnymi opóźnieniami czasowymi w zależności od czasu podróży promieni świetlnych wzdłuż każdej drogi do obserwatora. Norweski astronom Sjur Refsdal po raz pierwszy zaproponował w 1964 roku, aby uwzględniając wielokrotne obrazy supernowej, jej przesunięcie ku czerwieni „z” i model soczewki grawitacyjnej wyznaczyć wartość stałej Hubble’a H₀ na podstawie obserwowanych opóźnień czasowych pomiędzy różnymi obrazami supernowej.

Obecnie idea Refdala jest nazywana kosmografią opóźnień czasowych (ang. time-delay cosmography) i dotyczy nie tylko supernowych, ale i wielokrotnych obrazów kwazarów. Oprócz silnego soczewkowania grawitacyjnego obraz obiektu w tle może być on dodatkowo wzmacniany przez mikrosoczewkowanie lub milisoczewkowanie grawitacyjne, czyli odpowiednio przez soczewki o masach pojedynczych gwiazd lub masach gwiazdowych gromad kulistych.

Więcej informacji na temat tej intensywnie rozwijającej się dziedziny astronomii można znaleźć w przeglądowym artykule „Strong lensing time-delay cosmography in the 2020s”, w którym analizowane są wyzwania i możliwości, aby w bieżącej dekadzie uzyskać dokładność wyznaczenia H₀ tą metodą około 1% – co dla wartości H₀=66,6 km/sek/Mpc ostatnio wyznaczonej z obserwacji supernowej Refsdala z błędem bliskim 7% (+4,1 – 3,3 km/sek/Mpc) powinno dać błąd zaledwie ± 0,6 km/sek/Mpc.

Na ilustracji: Pokazano centralny obszar gromady galaktyk PLCK G165.7+67.0 (w skrócie G165) z podwójnym jądrem oznaczonym w-g położenia na niebie NE i SW oraz oznaczono etykietami struktury soczewkowane przez G165. Na zdjęciu zrobionym przez Teleskop Webba zidentyfikowano przynajmniej 21 takich niezależnych, wielokrotnych źródeł światła zwanych systemami/układami obrazów, które zostały ponumerowane. W szczególności w łukach 2a, 2b i 2c będących obrazem tej samej galaktyki tła zaobserwowano potrójny obraz supernowej H0pe - obecnie drugiej co do odległości zaobserwowanej supernowej typu Ia. Źródło (CC BY 4.0): arXiv:2309.07326 [astro-ph.GA]

Prędkość ekspansji Wszechświata i „wielokrotna” supernowa Refsdala

Od prawie stu lat wiemy, że Wszechświat rozszerza się, ale z jaką prędkością – pozostaje tajemnicą. Nie zgadzają się dwie metody pomiaru jego tempa ekspansji, które nazywa się stałą Hubble’a. Pierwsza z tych metod polega na obserwacji tzw. „świec standardowych”, czyli jasnych obiektów, do których znamy odległość, co pozwala wyznaczyć, jak szybko gwiazdy i galaktyki oddalają się od nas. Takim ważnym przykładem miary odległości są ciała niebieskie produkujące ogromne ilości energii w wyniku wybuchu, czyli supernowe. Inna metoda wykorzystuje mikrofalowe promieniowanie tła, które pozostało po Wielkim Wybuchu. Problemem jest to, że obie metody dają różne wyniki różniące się o około 8% – co czasami określa się pojęciem „napięcia Hubble’a” (ang Hubble tension).

Supernowe o wielokrotnych obrazach są najjaśniejszymi i często występującymi na tle gromad galaktyk zjawiskami przejściowymi o względnie krótkiej skali czasowej. Dokładne pomiary względnych opóźnień czasowych pomiędzy tymi obrazami można uzyskać mierząc różnice w czasie pomiędzy maksimami jasności w krzywych blasku dla każdego z tych wielokrotnych obrazów supernowej. Te opóźnienia czasowe w połączeniu z dokładnym modelem soczewki grawitacyjnej i wartościami przesunięcia ku czerwieni soczewki oraz źródła pozwalają wyznaczyć stosunek ich kątowych średnic odległości (ang. angular diameter distances), które zależą bezpośrednio od H₀.

Pierwszymi supernowymi typu Ia o wielokrotnych obrazach potwierdzonymi spektroskopowo były iPTF16geu (z=0,409) i „supernowa Zwicky” (z=0,3554) o promieniach pierścieni Einsteina odpowiednio ~0,3” i ~0,18”. Opóźnienia czasowe dla obu supernowych były rzędu godzin z błędem liczonym w dniach. Te niedokładności oraz dokładność alternatywnych metod wyznaczenia H₀ znacznie ograniczyły jej skuteczność dla z ~0,4.

Pierwszą zaobserwowaną supernową soczewkowaną przez gromadę galaktyk była supernowa Requiem (z=1,95), która został sklasyfikowana jako Ia na podstawie krzywej blasku. Supernowa został odkryta na archiwalnych zdjęciach z trzyletnim opóźnieniem. Oczekuje się bardzo długiego opóźnienia, bo w 2037 roku powinien pojawić jej kolejny soczewkowany obraz. Więc pomiary H₀ w oparciu o obserwacje supernowej Requiem muszą poczekać do tego czasu.

W 2023 roku JWST obserwował na wielokrotnych obrazach galaktyki macierzystej supernową SN 2022riv (z~1,52) soczewkowaną przez gromadę galaktyk RX J2129 oraz supernową SN H0pe soczewkowaną przez gromadę galaktyk G165.

Jednak do tej pory najlepiej zbadaną supernowa o wielu soczewkowanych obrazach jest supernowa Refdala (z=1,49). Na tle gromady galaktyk MACS J1149 zostały zarejestrowane w listopadzie 2014 roku cztery obrazy zjawiska przejściowego (S1, S2, S3, S4 na poniższej ilustracji), którą astronomowie nazwali supernową „Refsdala”.

Po odkryciu tego czterokrotnego obrazu SN Refsdala astronomowie zajmujący się modelowaniem soczewek grawitacyjnych zapowiedzieli, że kolejny jej obraz pojawi się za kilkaset dni w nowej pozycji na niebie odległej o ~8” i faktycznie 11 grudnia 2015 roku Teleskop Hubble’a zaobserwował tą supernową (obraz SX na poniższej ilustracji).

Pozwoliło to zrealizować pierwotny pomysł norweskiego astronoma Refsdala z 1964 roku, aby wykorzystać wielokrotne obrazy supernowej do pomiaru stałej Hubble’a H₀, ponieważ opóźnienie pomiędzy pojawieniami się tych obrazów powinno być odwrotnie proporcjonalne do H₀. Przy okazji został wykonany nowatorski test odnośnie weryfikacji przewidywań modeli gromad galaktyk, które najczęściej są wyznaczane tylko na podstawie położenia wielokrotnych obrazów galaktyk.

Na ilustracji: Zrobione przez Teleskop Hubble’a zdjęcie gromady galaktyk MACS J1149, na tle której pojawiła się supernowa Refsdala (zaznaczono położenie i czas pojawienia się). Zgodnie z modelem ta supernowa powinna pojawić się w późnych latach 90-tych („Late 1990s”), ale jej nie zaobserwowano. Udało się ją zaobserwować na pozycjach S1-S4 krzyża Einsteina w listopadzie 2014 roku. Po tej obserwacji astronomowie zajmujący się modelowaniem soczewek grawitacyjnych przewidzieli kolejne pojawianie się SN Refsdala, które zaobserwowano przy końcu 2015 roku (obraz SX). Źródło (CC BY 4.0): P.L.Kelly et al 2023 ApJ 948 93

Opóźnienie czasowe pomiędzy dwoma zbiorami obrazów supernowej Refsdala z 2014 i 2015 roku pozwoliło wyznaczyć H₀ z dokładnością bliską 7%. Supernowa Refsdala jest supernową typu II o krzywej blasku podobnej do SN 1987A (patrz poniższa ilustracja), więc nie wykonano jeszcze pomiarów stałej H₀ dzięki obserwacjom supernowej typu Ia – może SN H0pe będzie pierwszą?

Użycie każdego typu supernowej o wielokrotnych obrazach jest możliwe do pomiaru stałej H₀. Jednak oczekuje się, że znacznie dokładniejszy wynik otrzyma się, bazując na obserwacjach supernowych typu Ia. Dodatkowo natura supernowych typu Ia, jako standardowych świec, umożliwia rzadkie bezpośrednie pomiary absolutnego powiększenia danej soczewki grawitacyjnej – co nie jest możliwe dla innych typów supernowych.

Na ilustracji: Krzywe blasku w układzie odniesienia obserwatora w zakresie widmowym optycznym 0,5-0,7μm (filtry: F125W + F160W) dla supernowej Refsdala (przesunięcie ku czerwieni z=1,49) i supernowej SN 1987A, która wybuchła w „naszej okolicy” (=Wielki Obłok Magellana, z~0). Z tego powodu krzywa blasku SN 1987A musiała być rozciągnięta o współczynnik 2,49 w skali czasu. Długości fali szerokopasmowych filtrów teleskopu Hubble’a F125W i F160W odpowiadają długościom fali optycznych filtrów V i R w układzie własnym/spoczynkowym obserwatora dla z=1,49. W każdym z dwóch paneli F125W i F160W, górne krzywe blasku odpowiadają połączonym krzywym blasku SN Refsdala z pięciu jej obrazów S1, S2, S3, S4 i SX. Oprócz krzywej blasku SN 1987A pokazano krzywe blasku innych, podobnych supernowych typu II – SN 2006V i SN 2009mw. Źródło (CC BY 4.0): P.L.Kelly et al 2023 ApJ 948 93

Na ilustracji tytułowej porównano wartości stałej Hubble’a H₀ wyznaczonej różnymi metodami.

W szczególności strzałką wskazano wartość stałej Hubble’a +66,6 km/sek/Mpc uzyskaną z obserwacji supernowej Refsdala. Wyniki pogrupowano w następujące trzy panele tematyczne:

W górnej części rysunku zaprezentowano najdokładniej wyznaczone wartości H₀ z obserwacji „wczesnego” Wszechświata - mikrofalowe promieniowania tła przez satelitę Planck (CMB, ang. cosmic microwave background) oraz z obserwacji bliskiego nam, czyli „późnego” Wszechświata - cefeid oraz supernowych typu Ia. Najdokładniej wyznaczone wartości H0 ww. metodami wynoszą odpowiednio +67,4 vs +73,0 km/sek/Mpc. Pionowe prostokąty przez cały wykres w kolorze fioletowym i niebieskim odpowiadają błędom ±1σ dla tych wartości.

W środkowej części rysunku pokazano wartości H₀ wyznaczone z obserwacji w „późnym” Wszechświecie:

gwiazd na końcu gałęzi czerwonych olbrzymów (TRGB, ang. he tip of the red giant branch),
powierzchniowych fluktuacji jasności (SBF, ang. surface brightness fluctuations),
opóźnienia biegu promieni świetlnych spowodowane soczewkowaniem grawitacyjnym (LTD, ang. lensing time delay),
fal grawitacyjnych (GW, ang. gravitational waves),
źródeł promieniowania maserowego (ang. masers).

W dolnej części rysunku pokazano wartości H₀ wyznaczone z obserwacji najstarszych gwiazd w Drodze Mlecznej i Lokalnej Grupie Galaktyk:

gromad kulistych (GC),
indywidualnych gwiazd (oznaczenie „star…”),
białych karłów (WD, ang. white dwarf),
nukleo-chronometria (NC, ang. nucleochronometry) – badanie względnych obfitości izotopów pierwiastków o połowicznym czasie rozpadu rzędu miliardów lat (np. U,Th, Eu),
ekstremalnie słabych galaktyk (UFD) w Lokalnej Grupie Galaktyk.

Więcej informacji:

Publikacje naukowe:

Portal Urania:

SN H0pe → Webb odkrył potrójny obraz supernowej H0pe w kosmicznej soczewce G165
SN 2022riv → Webb sfotografował trzy obrazy tej samej galaktyki z supernową na jednym
SN Requiem → Ponowny wybuch supernowej spodziewany w 2037 roku
SN Zwicky → Odkryto eksplozję supernowej za pomocą soczewkowania grawitacyjnego

Opracowanie: Ryszard Biernikowicz

Źródło: Patrick L. Kelly et al 2023 ApJ 948 93 / Andrea Cimatti and Michele Moresco 2023 ApJ 953 149 / arXiv:2309.07326 [astro-ph.GA]

Na ilustracji: Porównano wartości stałej Hubble’a H₀ wyznaczonej różnymi metodami. W górnej części rysunku zaprezentowano najdokładniej wyznaczone wartości H₀ (satelita Planck + obserwacji cefeid oraz supernowych typu Ia), w środkowej - wartości H₀ wyznaczone z obserwacji w „późnym” Wszechświecie, zaś w dolnej części - wartości H₀ wyznaczone z obserwacji najstarszych gwiazd w Drodze Mlecznej i Lokalnej Grupie Galaktyk. Oprac. na podstawie źródła (CC BY 4.0): A.Cimatti&M.Moresco 2023 ApJ 953 149

kosmografia opóźnień czasowych

Kosmiczny Teleskop Hubble'a

Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba