Pimeän energian, salaperäisen voiman, joka kiihdyttää maailmankaikkeuden laajentumista, löytö perustui tyypin 1a supernovojen havaintoihin, ja näitä tähtien räjähdyksiä on käytetty pitkään “standardi kynttilöinä” laajentumisen mittaamiseen. Uusi tutkimus paljastaa variaatiolähteet näissä supernovoissa. Pimeän energian luonteen tarkistamiseksi ja sen pysyvyyden tai muuttuvuuden määrittämiseksi tutkijoiden on löydettävä tapa mitata kosmiset etäisyydet paljon suuremmalla tarkkuudella kuin heillä on menneisyys.
"Kun aloitamme seuraavan sukupolven kosmologiakokeita, haluamme käyttää tyypin 1a supernovoja erittäin herkkinä etäisyyden mittaina", sanoi pääkirjailija Daniel Kasen, Nature -viikolla tällä viikolla julkaistu tutkimus. ”Tiedämme, että ne eivät ole kaikki saman kirkkauden mukaisia, ja meillä on tapoja korjata se, mutta meidän on tiedettävä, onko järjestelmällisiä eroja, jotka vääristäisivät etäisyysmittauksia. Joten tässä tutkimuksessa selvitettiin, mikä aiheuttaa nämä kirkkauserot. "
Kasen ja hänen tekijänsä - Fritz Röpke Max Planckin astrofysiikan instituutista Garchingista, Saksa, ja Stan Woosley, UC: n tähtitieteen ja astrofysiikan professori - käyttivät supertietokoneita kymmenien simulaatioiden suorittamiseen tyypin 1a supernovoista. Tulokset osoittavat, että suuri osa näissä supernovoissa havaitusta monimuotoisuudesta johtuu mukana olevien prosessien kaoottisesta luonteesta ja siitä johtuvasta räjähdysten epäsymmetrisyydestä.
Suurimmaksi osaksi tämä variaatio ei tuota systemaattisia virheitä mittaustutkimuksissa, kunhan tutkijat käyttävät paljon havaintoja ja soveltavat vakiokorjauksia, Kasen sanoi. Tutkimuksessa havaittiin pieni, mutta mahdollisesti huolestuttava vaikutus, joka voi johtua systemaattisista eroista tähtijen kemiallisessa koostumuksessa eri aikoina maailmankaikkeuden historiassa. Tutkijat voivat kuitenkin käyttää tietokonemalleja karakterisoimaan tätä vaikutusta edelleen ja kehittämään siihen korjauksia.
Tyypin 1a supernova esiintyy, kun valkoinen kääpiötähti saa lisämassaa sipponoimalla ainetta etätähtään nähden. Kun se saavuttaa kriittisen massan - 1,4-kertainen auringon massa, joka on pakattu maan kokoiseen esineeseen -, lämpö ja paine tähden keskellä herättävät karkaavan ydinfuusioreaktion, ja valkoinen kääpiö räjähtää. Koska alkuolosuhteet ovat kaikissa tapauksissa suunnilleen samat, näillä supernoovoilla on yleensä sama valoisuus, ja niiden ”valokäyrät” (kuinka valoisuus muuttuu ajan myötä) ovat ennustettavissa.
Jotkut ovat luontaisesti kirkkaampia kuin toiset, mutta nämä leimahtaa ja haalistuvat hitaammin, ja tämä korrelaatio vaaleuden ja valokäyrän leveyden välillä antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden tehdä korjaus havaintojensa standardisoimiseksi. Joten tähtitieteilijät voivat mitata tyypin 1a supernovan valokäyrän, laskea sen todellisen kirkkauden ja määrittää sitten kuinka kaukana se on, koska näkyvä kirkkaus pienenee etäisyyden myötä (aivan kuin kynttilä näyttää himmeämmältä etäältä kuin läheltä) .
Uudessa tutkimuksessa näiden supernovien simulointiin käytetyt tietokonemallit perustuvat nykyiseen teoreettiseen käsitykseen siitä, miten ja missä syttymisprosessi alkaa valkoisen kääpiön sisällä ja missä se siirtyy hitaasti palavasta palamisesta räjähtävään räjähdykseen.
Simulaatiot osoittivat, että räjähdysten epäsymmetria on avaintekijä tyypin 1a supernovien kirkkauden määrittämisessä. "Syy, että nämä supernoovat eivät ole yhtä kirkkaita, liittyy läheisesti tähän pallomaisen symmetrian murtumiseen", Kasen sanoi.
Hallitseva variaabelilähde on uusien elementtien synteesi räjähdysten aikana, mikä on herkkä ensimmäisten kipinöiden geometrian eroille, jotka sytyttävät lämpöydinläpiviennin valkoisen kääpiön kytevän ytimeen. Nikkeli-56 on erityisen tärkeä, koska tämän epävakaan isotoopin radioaktiivinen hajoaminen luo jälkivalon, jota tähtitieteilijät voivat havaita kuukausia tai jopa vuosia räjähdyksen jälkeen.
”Nikkeli-56: n rappeutuminen on se, mikä vahvistaa valokäyrää. Räjähdys on ohi muutamassa sekunnissa, joten näemme tuloksen siitä, kuinka nikkeli lämmittää roskat ja miten roskat säteilevät valoa ”, Kasen kertoi.
Kasen kehitti tietokonekoodin simuloidakseen tätä säteilynsiirtoprosessia käyttämällä simuloitujen räjähdysten tuotoksia tuottamaan visualisointeja, joita voidaan verrata suoraan supernoovien tähtitieteellisiin havaintoihin.
Hyvä uutinen on, että tietokonemalleissa havaittu variaatio on yhdenmukainen tyypin 1a supernovien havaintojen kanssa. ”Tärkeintä on, että valokäyrän leveys ja huippuvalo korreloivat tavalla, joka on yhdenmukainen havaitsijoiden havaintojen kanssa. Joten mallit ovat yhdenmukaisia havaintojen kanssa, joihin pimeän energian löytäminen perustui ”, Woosley kertoi.
Toinen variaatiolähde on, että nämä epäsymmetriset räjähdykset näyttävät erilaisilta katsottuna eri kulmista. Tämä voi selittää jopa 20 prosentin kirkkauserot, Kasen sanoi, mutta vaikutus on satunnainen ja luo sironteen mittauksissa, joita voidaan tilastollisesti vähentää tarkkailemalla suurta määrää supernoovia.
Mahdollisuus systemaattisiin puolueellisuuksiin johtuu pääasiassa valkoisen kääpiötähteen alkuperäisen kemiallisen koostumuksen vaihtelusta. Raskaammat elementit syntetisoidaan supernova räjähdysten aikana, ja näiden räjähdysten roskat sisällytetään uusiin tähtiin. Tämän seurauksena äskettäin muodostuneet tähdet sisältävät todennäköisesti enemmän raskaita elementtejä (suurempi ”metallisuus” tähtitieteilijöiden terminologiassa) kuin tähdet, jotka on muodostettu kaukaiseen menneisyyteen.
"Se on sellainen asia, jonka odotamme kehittyvän ajan myötä, joten jos katsot kaukaisia tähtiä, jotka vastaavat paljon aikaisempia aikoja maailmankaikkeuden historiassa, niillä olisi taipumus olla alhaisempi metallisuus", Kasen sanoi. "Laskeessamme tämän vaikutuksen malleissamme, huomasimme, että siitä johtuvat etäisyysmittausvirheet olisivat luokkaa 2 prosenttia tai vähemmän."
Tietokonesimulaatioita käyttävät jatkotutkimukset antavat tutkijoille mahdollisuuden kuvata yksityiskohtaisemmin tällaisten muunnelmien vaikutukset ja rajoittaa niiden vaikutusta tuleviin pimeäenergiakokeisiin, jotka saattavat edellyttää tarkkuustasoa, joka tekisi 2 prosentin virheet hyväksyttäviksi.
Lähde: EurekAlert
