Мультивідображені гравітаційно лінзовані наднові — рідкість навіть за мірками astro-ph. До SN 2025wny таких систем, придатних для космологічних вимірів, було знайдено лише кілька за всю історію спостережень. Ця наднова унікальна ще й тим, що належить до надяскравого типу I — рідкісного класу вибухів, які світять у десятки разів яскравіше за звичайні наднові.
Масивна галактика на передньому плані випадково опинилася майже точно на лінії зору між Землею і вибухом. Її гравітація викривила простір настільки, що світло наднової розділилося на п'ять окремих зображень навколо галактики-лінзи. Кожне зображення — це те саме світло, яке пройшло різними шляхами і прибуло з різною затримкою.
Як гравітаційна лінза розщеплює світло вибуху
Принцип працює так само, як лінза у фотоапараті, тільки замість скла — маса галактики. Промені світла від наднової огинають цю масу з різних боків і сходяться в точці спостерігача під різними кутами, створюючи кілька копій одного й того самого джерела.
Різниця в часі приходу кожної копії залежить від того, наскільки викривлений простір-час уздовж кожного шляху, а це, своєю чергою, залежить від точного значення сталої Хаббла — темпу розширення Всесвіту. Тому подібні системи називають лінзами для «часової затримкової космографії»: вимірявши різницю в часі між зображеннями і незалежно змоделювавши масу лінзи, можна отримати оцінку сталої Хаббла, яка не залежить від інших методів — наприклад, вимірів за цефеїдами чи наднoвими типу Ia без лінзування.
SN Winny — перша лінзована наднова саме такого типу системи (галактика-лінза окремого масштабу), придатна для подібного аналізу, і перша лінзована надяскрава наднова типу I взагалі.
Кек фіксує п'ять зображень з точністю до міліарксекунди
Команда використала камеру NIRC2 з адаптивною оптикою на телескопі Кека II, отримавши зображення з роздільною здатністю близько 0,065 кутової секунди — це дозволило чітко розділити всі п'ять копій наднової та виміряти їхні координати з високою точністю.
На основі цих астрометричних даних дослідники побудували дві незалежні моделі розподілу маси галактики-лінзи, використовуючи різні програмні пакети — lenstronomy і Glee. В обох випадках масу параметризували через сингулярний ізотермічний еліпсоїд, сингулярну ізотермічну сферу і зовнішній зсув (external shear) — стандартні підходи в лінзовому моделюванні.
Обидві моделі узгодилися між собою з відхиленням, що не перевищує частки міліарксекунди між передбаченими та спостереженими позиціями зображень. За результатами, маса в межах радіуса Ейнштейна головної галактики-лінзи становить 4,44 × 10¹¹ мас Сонця, а другої, менш масивної лінзи — 0,96 × 10¹¹ мас Сонця.
Із цих моделей також випливає ефективна дисперсія швидкостей зірок головної лінзи — 277,4 км/с. Це значення добре узгоджується з незалежним спектральним виміром DESI, який дав 298 ± 37 км/с. Збіг двох незалежних методів — гравітаційного моделювання і спектроскопії — підтверджує надійність визначеної маси.
Результати також збігаються з попередніми даними, отриманими тим самим колективом на телескопі LBT (Large Binocular Telescope) за допомогою тих самих кодів моделювання.
Аномальна яскравість зображення A залишається без пояснення
Один результат не вписується в жодну з побудованих моделей. Зображення A виявилося яскравішим за передбачення приблизно у 2–3 рази — і жодна із гладких моделей розподілу маси не може цього пояснити.
Цю ж аномалію раніше зафіксували під час спостережень на LBT, тож нові дані з Кека її не спростовують, а підтверджують. Ймовірна причина — маса вздовж лінії зору, яку моделі не враховують: невеликі, надто тьмяні для прямого виявлення згустки речовини, можливо, темної матерії.
Якщо це підтвердиться в подальших спостереженнях, SN Winny може стати не лише інструментом для виміру сталої Хаббла, а й непрямим свідченням присутності дрібномасштабних структур темної матерії — тих, що надто малі, щоб їх побачити будь-яким іншим способом.
