Astronoomidel on tumeda energia probleem. Ühelt poolt oleme aastaid teadnud, et universum mitte ainult ei laiene, vaid kiireneb. Näib, et kosmilist laienemist juhib tume energia. Teisest küljest, kui mõõdame kosmilist laienemist erineval viisil, saame väärtused, mis pole päris nõus. Mõned meetodid koonduvad tumeda energia kõrgema väärtuse ümber, teised meetodid aga madalama ümber. Haaraval käel on midagi vaja anda, kui tahame selle mõistatuse lahendada.
Ilmne vastus on, et mõned kosmilise paisumise mõõtmistest peavad olema valed. Selle idee jaoks on keeruline see, et need mõõtmised on väga tugevad ja neid on mitu korda katsetatud. Samuti on nad suhteliselt sarnased. Aastaid oli ebakindlus piisavalt suur, et need kattusid. Alles viimastel aastatel on nad täpsustanud, et nägime probleemi. Ehkki mõned on väitnud, et tume energia tuleks kaotada, on tõenäolisem, et vajame oma mudelisse vaid väikeseid parandusi.
Võimalik parandus võiks olla meie arusaama täpsustamine nn standardküünaldest. Üks viis kosmilise laienemise mõõtmiseks on teadaoleva heledusega objektide kasutamine galaktiliste vahemaade mõõtmiseks. Suurte galaktiliste vahemaade korral teevad seda tavaliselt Ia tüüpi supernoovad. Need võivad ilmneda siis, kui valge kääbus tiirleb lähedalt teisel tähel. Aja jooksul suudab valge kääbus kaaslast materjali hõivata, kuni see jõuab kriitilise massini ja plahvatab supernoovana. Kuna kriitiline mass on alati sama, siis plahvatavad need supernoovad alati sama heledusega.
Kuid uus astrokeemia uuring näitab, et see pole alati tõsi. Eri tüüpi supernoovasid identifitseeritakse nende valguses spektraaljoonte järgi. I tüüpi supernoovade spektris ei ilmne vesiniku tunnuseid, II tüübi supernoovade puhul. Viimane ilmneb siis, kui suure tähe tuum selle elu lõpus kokku variseb. Ia tüüpi on I tüüpi supernoovad, millel on ka ioniseeritud räni spektraaljoon. Räni toodetakse siis, kui plahvatab peamiselt süsinik-valge kääbus.
Selles uues uuringus uuris meeskond kosmilist mangaani ja kuidas see aja jooksul on kujunenud. Mangaani toodetakse mõlemat tüüpi supernoovades, aga ka teistes elementides, näiteks rauas. Kuid iga tüüp toodab erinevat mangaani ja raua suhet. Kui meeskond seda suhet kosmilise aja jooksul mõõtis, leidsid nad, et see püsis üsna konstantsena. See on üllatav, kuna I ja II tüüpi supernoovade teadaolevad määrad viitavad sellele, et mangaani suhe peaks aja jooksul suurenema.
Üks viis selle lahknevuse lahendamiseks on see, kui Ia tüüpi supernoovad on muutlikumad, kui me arvame. Tavaline mudel soovitab Ia tüüpi valgetel kääbustel plahvatada nende kriitilise massi piiril või lähedal, kuid teised mudelid viitavad sellele, et need võiksid läbi viia lavastatud detonatsioone. Need võivad tekkida siis, kui esialgne ebastabiilsus tekitab tähes lööklaine, mis enne kriitilise massi saavutamist põhjustab plahvatuse. Või võib kahe valge kääbuse kokkupõrge tekitada mitmeastmelise plahvatuse, mis näeb välja sarnane tavalise Ia supernoovaga.
Selleks, et kosmilise mangaani / raua suhe püsiks aja jooksul muutumatuna, peaks umbes kolmveerand Ia tüüpi supernoovadest olema nendest teistest sortidest. Kui see on tõsi, siis pole meie tavaline küünal lõppude lõpuks nii standardne ja tumeda energia mõõtmine selle meetodi abil võib olla vale.
Kuigi supernoovade dispersioon on üks võimalus, ei tõenda see uuring, et tumeenergia supernoova mõõtmised on valed. Vajame täiendavaid uuringuid, et näha, kas see soovitatud variatsioon on õige.
Viide: Eitner, P., et al. „Elementide päritolu vaatluslikud piirangud. III. Mangaani ja raua keemiline evolutsioon. ”
