Pimeda energia, salapärase jõu, mis kiirendab universumi paisumist, avastamine põhines 1.a tüüpi supernoovade vaatlustel ja neid täheplahvatusi on pikka aega kasutatud laienemise mõõtmiseks “standardküünaldena”. Uus uuring paljastab nende supernoovade varieeruvuse allikad ning selleks, et tumeda energia olemust täpselt mõõta ja teha kindlaks, kas see on aja jooksul konstantne või muutuv, peavad teadlased leidma viisi, kuidas mõõta kosmilisi vahemaid palju suurema täpsusega kui neil on. minevik.
„Alustades järgmise põlvkonna kosmoloogiakatsetega, tahame kasutada 1.a tüüpi supernoovasid väga tundlike vahemaa mõõtmetena,“ ütles juht autor Daniel Kasen ajakirjas Nature avaldatud uuringu kohta. „Me teame, et need ei ole kõik heledused ja sama, ja meil on võimalusi selle parandamiseks, kuid peame teadma, kas on süstemaatilisi erinevusi, mis muudaksid kauguse mõõtmisi kallutatuks. Nii uuriti selles uuringus, mis neid heleduse erinevusi põhjustab. ”
Kasen ja tema kaasautorid - Farchz Röpke Max Plancki Astrofüüsika Instituudist Garchingis, Saksamaa ja Stan Woosley, UC Santa Cruzi astronoomia ja astrofüüsika professor - kasutasid superarvuteid kümnete 1a tüüpi supernoovade simulatsioonide käivitamiseks. Tulemused näitavad, et suur osa nendes supernoovades täheldatud mitmekesisusest tuleneb kaasatud protsesside kaootilisest olemusest ja sellest tulenevast plahvatuste asümmeetriast.
Enamasti ei tooks see varieeruvus mõõteuuringutes süstemaatilisi vigu, kui teadlased kasutavad palju vaatlusi ja rakendavad standardseid parandusi, ütles Kasen. Uuring leidis küll väikese, kuid potentsiaalselt murettekitava efekti, mis võib tuleneda tähtede keemilise koostise süstemaatilistest erinevustest universumi ajaloo erinevatel aegadel. Kuid teadlased saavad selle mudeli täiendavaks iseloomustamiseks ja selle paranduste väljatöötamiseks kasutada arvutimudeleid.
1a tüüpi supernoova tekib siis, kui valge kääbustäht omandab täiendava massi, sifoneerides aine kaastähest eemale. Kui see jõuab kriitilise massini - mis on 1,4-kordne Päikese mass, mis on pakitud Maa suurusesse objekti -, põhjustab tähe keskel kuumus ja rõhk tuumade termotuumasünteesi reaktsiooni ja valge kääbus plahvatab. Kuna algtingimused on kõigil juhtudel enam-vähem ühesugused, on neil supernoovadel tavaliselt sama heledus ja nende “valguskõverad” (kuidas heledus aja jooksul muutub) on ennustatavad.
Mõned on sisemiselt heledamad kui teised, kuid need põlevad ja tuhmuvad aeglasemalt ning see korrelatsioon heleduse ja valguse kõvera laiuse vahel võimaldab astronoomidel kohaldada parandust, et oma tähelepanekuid standardiseerida. Nii saavad astronoomid mõõta 1.a tüüpi supernoova valguse kõverat, arvutada selle sisemise heleduse ja seejärel kindlaks teha, kui kaugel see asub, kuna näiv heledus väheneb vahemaaga (just nii, nagu küünal tundub kaugemal tuhmim kui lähedalt) .
Uues uuringus nende supernoovade simuleerimiseks kasutatud arvutimudelid põhinevad praegustel teoreetilistel arusaamadel sellest, kuidas ja kus süüteprotsess algab valge kääbiku sees ja kus see muudab ülemineku aeglaselt põletavast põlemisest plahvatusliku detonatsiooni juurde.
Simulatsioonid näitasid, et plahvatuste asümmeetria on võtmetegur, mis määrab Ia tüüpi supernoovade heleduse. "Põhjus, miks need supernoovad pole kõik ühesugused, on tihedalt seotud selle sfäärilise sümmeetria purunemisega," ütles Kasen.
Domineerivaks varieeruvuse allikaks on uute elementide süntees plahvatuste ajal, mis on tundlik esimeste sädemete geomeetria erinevuste suhtes, mis süütavad termokarva tuuma põgeneva valge kääbuse südamikus. Nikkel-56 on eriti oluline, kuna selle ebastabiilse isotoobi radioaktiivne lagunemine loob järelvilja, mida astronoomid saavad jälgida mitu kuud või isegi aastaid pärast plahvatust.
Nikkel-56 lagunemine on see, mis võimendab valguskõverat. Plahvatus on mõne sekundiga lõppenud, nii et see, mida me näeme, on tingitud sellest, kuidas nikkel prahti soojendab ja kuidas praht kiirgab valgust, ”rääkis Kasen.
Kasen töötas selle kiirgusülekande protsessi simuleerimiseks välja arvutikoodi, kasutades simuleeritud plahvatuste väljundit, et saada visualiseeringuid, mida saab otse võrrelda supernoovade astronoomiliste vaatlustega.
Hea uudis on see, et arvutimudelites täheldatud varieeruvus vastab 1.a tüüpi supernoovade vaatlustele. „Kõige tähtsam on see, et valguse kõvera laius ja tipptuled on korrelatsioonis viisil, mis on kooskõlas vaatlejate leidudega. Nii et mudelid on kooskõlas vaatlustega, millel pimeda energia avastamine põhines, ”sõnas Woosley.
Teine varieeruvuse allikas on see, et need asümmeetrilised plahvatused näevad erineva nurga alt vaadatuna välja erinevad. Kaseni sõnul võib see arvestada heleduse erinevustega koguni 20 protsenti, kuid efekt on juhuslik ja tekitab mõõtmistes hajumise, mida saab statistiliselt vähendada, jälgides suurt hulka supernoovasid.
Süstemaatilise kallutatuse potentsiaal tuleneb peamiselt valge kääbustähe algse keemilise koostise varieerumisest. Raskemad elemendid sünteesitakse supernoova plahvatuste ajal ja nende plahvatuste prügi lisatakse uutesse tähtedesse. Selle tulemusel sisaldavad hiljuti moodustunud tähed tõenäoliselt rohkem raskeid elemente (astronoomide terminoloogias kõrgem metallilisus) kui kauges minevikus moodustatud tähed.
"See on selline asi, mis me loodame aja jooksul areneda, nii et kui vaadata kaugeid tähti, mis vastavad palju varasematele aegadele universumi ajaloos, siis kipuvad nad olema madalama metallisusega," ütles Kasen. "Kui arvutasime selle mudeli mõju välja, leidsime, et sellest tulenevad vead kauguse mõõtmisel peaksid olema suurusjärgus 2 protsenti või vähem."
Edasised arvutisimulatsioone kasutavad uuringud võimaldavad teadlastel üksikasjalikumalt kirjeldada selliste variatsioonide mõju ja piirata nende mõju tulevastele tumeda energia katsetele, mis võib nõuda täpsust, mis muudaks 2-protsendilised vead vastuvõetamatuks.
Allikas: EurekAlert
