Odkritje temne energije, skrivnostne sile, ki pospešuje širitev vesolja, je temeljilo na opažanjih supernov tipa 1a, in te zvezdne eksplozije se že dolgo uporabljajo kot "standardne sveče" za merjenje širitve. Nova študija razkriva vire spremenljivosti teh supernov in za natančno preizkušanje narave temne energije in ugotavljanje, ali je s časom konstantna ali spremenljiva, bodo morali znanstveniki najti način za merjenje kozmičnih razdalj z veliko večjo natančnostjo, kot jih imajo v preteklost.
"Ko bomo začeli z naslednjo generacijo eksperimentov s kozmologijo, bomo želeli uporabiti supernove tipa 1a kot zelo občutljive oddaljene mere," je dejal vodilni avtor Daniel Kasen iz študije, objavljene v Natu ta teden. "Vemo, da niso vsi enake svetlosti, in za to imamo načine popravljanja, vendar moramo vedeti, ali obstajajo sistematične razlike, ki bi pristransko izmerile meritve. Tako je ta študija raziskovala, kaj povzroča te razlike v svetlosti. "
Kasen in njegovi soavtorji - Fritz Röpke z Inštituta Maxa Plancka za astrofiziko v Garchingu v Nemčiji, in Stan Woosley, profesor astronomije in astrofizike v UC Santa Cruz, sta uporabila superračunalnike za izvajanje več deset simulacij supernov tipa 1a. Rezultati kažejo, da je veliko raznolikosti, ki je bila opažena pri teh supernovah, posledica haotičnosti vpletenih procesov in posledične asimetrije eksplozij.
Ta spremenljivost večinoma ne bi povzročila sistematičnih napak v merilnih študijah, dokler raziskovalci uporabljajo veliko število opazovanj in uporabljajo standardne popravke, je dejal Kasen. Študija je našla majhen, vendar potencialno zaskrbljujoč učinek, ki je lahko posledica sistematičnih razlik v kemičnih sestavah zvezd v različnih obdobjih zgodovine vesolja. Toda raziskovalci lahko s pomočjo računalniških modelov še bolj opisujejo ta učinek in razvijejo popravke zanj.
Supernova tipa 1a nastane, ko bela pritlikava zvezda pridobi dodatno maso, če siplje snov stran od spremljevalne zvezde. Ko doseže kritično maso - 1,4-krat večjo od Sončeve mase, zbrano v predmet velikosti Zemlje - toplota in pritisk v središču zvezde sprožita bežno reakcijo jedrskega zlivanja in beli škrat eksplodira. Ker so začetni pogoji v vseh primerih približno enaki, imajo te supernove ponavadi isto svetilnost in njihove "svetlobne krivulje" (kako se svetlost spreminja sčasoma) so predvidljive.
Nekateri so v bistvu svetlejši od drugih, vendar ti utripajo in bledijo počasneje, zato ta povezava med svetlostjo in širino svetlobne krivulje astronomom omogoča, da uporabijo popravek za standardizacijo svojih opazovanj. Tako lahko astronomi izmerijo svetlobno krivuljo supernove tipa 1a, izračunajo njeno notranjo svetlost in nato ugotovijo, kako daleč je, saj se navidezna svetlost zmanjšuje z razdalje (tako kot se sveča zdi zatemnjena na daljavo, kot je blizu) .
Računalniški modeli, ki so bili uporabljeni za simulacijo teh supernov v novi študiji, temeljijo na trenutnem teoretičnem razumevanju, kako in kje se postopek vžiga začne znotraj belega pritlikavca in kje prehaja iz počasi gorečega zgorevanja v eksplozivno eksplozijo.
Simulacije so pokazale, da je asimetrija eksplozij ključni dejavnik, ki določa svetlost supernov tipa 1a. "Razlog, da te supernove niso enake svetlosti, je tesno povezan s kršenjem sferične simetrije," je dejal Kasen.
Prevladujoči vir spremenljivosti je sinteza novih elementov med eksplozijami, ki je občutljiva na razlike v geometriji prvih isker, ki v vrelnem jedru belega pritlikavca vžgejo termonuklearno odbeg. Nikelj-56 je še posebej pomemben, saj radioaktivno razpadanje tega nestabilnega izotopa ustvarja sled, ki ga astronomi lahko opazujejo mesece ali celo leta po eksploziji.
"Razpad niklja-56 je tisto, kar poganja svetlobna krivulja. Eksplozija se konča v nekaj sekundah, zato vidimo, kako nikelj segreva naplavine in kako naplavine sevajo svetlobo, "je dejal Kasen.
Kasen je razvil računalniško kodo za simuliranje tega procesa sevalnega prenosa, pri čemer je s pomočjo simuliranih eksplozij ustvaril vizualizacije, ki jih je mogoče neposredno primerjati z astronomskimi opazovanji supernov.
Dobra novica je, da se spremenljivost, opažena v računalniških modelih, ujema z opazovanji supernov tipa 1a. „Najpomembneje je, da sta širina in največja svetilnost svetlobne krivulje povezana na način, ki se ujema s tistimi, ki so jih opazovalci opazili. Torej so modeli skladni z opazovanji, na katerih je temeljilo odkrivanje temne energije, «je dejal Woosley.
Drugi vir spremenljivosti je, da so te asimetrične eksplozije videti drugače, če jih gledamo pod različnimi koti. To lahko povzroči razlike v svetlosti kar 20 odstotkov, je dejal Kasen, vendar je učinek naključen in ustvarja razpršenost meritev, ki jih je mogoče statistično zmanjšati z opazovanjem velikega števila supernov.
Možnost sistematične pristranskosti izvira predvsem iz variacije začetne kemične sestave bele pritlikave zvezde. Med eksplozijami supernove se sintetizirajo težji elementi in naplavine iz teh eksplozij so vgrajene v nove zvezde. Posledica tega je, da bodo zvezde, ki so nastale v zadnjem času, vsebovale težje elemente (večjo "kovinost" v terminologiji astronomov) kot zvezde, nastale v daljni preteklosti.
"To je tisto, za kar pričakujemo, da se bo sčasoma razvijalo, tako da če pogledate oddaljene zvezde, ki ustrezajo veliko prejšnjim časom v zgodovini vesolja, bi imele težjo kovino," je dejal Kasen. "Ko smo v naših modelih izračunali učinek tega, smo ugotovili, da bi nastale napake pri meritvah na daljavo znašale približno 2 odstotka ali manj."
Nadaljnje študije z uporabo računalniških simulacij bodo raziskovalcem omogočile podrobnejšo opredelitev učinkov takšnih sprememb in omejile njihov vpliv na prihodnje eksperimente s temno energijo, kar bi morda zahtevalo stopnjo natančnosti, zaradi katere bi bile 2-odstotne napake nesprejemljive.
Vir: EurekAlert
