Objav temnej energie, záhadnej sily, ktorá urýchľuje expanziu vesmíru, bol založený na pozorovaniach supernovy typu 1a a tieto hviezdne výbuchy sa už dlho používajú ako „štandardné sviečky“ na meranie expanzie. Nová štúdia odhaľuje zdroje variability týchto supernov a aby sa presne dokázala povaha temnej energie a zistilo sa, či je v priebehu času konštantná alebo premenlivá, budú musieť vedci nájsť spôsob, ako merať kozmické vzdialenosti s oveľa väčšou presnosťou, ako majú v minulosť.
"Keď začneme s ďalšou generáciou kozmologických experimentov, budeme chcieť použiť supernovy typu 1a ako veľmi citlivé miery vzdialenosti," uviedol vedúci autor štúdie Daniel Kasen zo štúdie publikovanej v tomto týždni v Prírode. „Vieme, že to nie sú všetky rovnaké hodnoty jasu, a my máme spôsoby, ako to napraviť, ale musíme vedieť, či existujú systematické rozdiely, ktoré by ovplyvnili meranie vzdialenosti. Táto štúdia teda skúmala, čo spôsobuje tieto rozdiely v jase. “
Kasen a jeho spolupracovníci - Fritz Röpke z Inštitútu Maxa Plancka pre astrofyziku v Garchingu v Nemecku a Stan Woosley, profesor astronómie a astrofyziky na UC Santa Cruz - používali superpočítače na vykonávanie desiatok simulácií supernovy typu 1a. Výsledky naznačujú, že veľká časť diverzity pozorovanej u týchto supernov je spôsobená chaotickou povahou zahrnutých procesov a výslednou asymetriou explózií.
Z väčšej časti by táto variabilita nespôsobovala systematické chyby v meracích štúdiách, pokiaľ vedci používajú veľké množstvo pozorovaní a uplatňujú štandardné opravy, uviedol Kasen. Štúdia zistila malý, ale potenciálne znepokojujúci účinok, ktorý by mohol vyplynúť zo systematických rozdielov v chemickom zložení hviezd v rôznych časoch v histórii vesmíru. Vedci však môžu použiť počítačové modely na ďalšiu charakterizáciu tohto efektu a na vývoj korekcií.
Supernova typu 1a sa vyskytuje, keď biela trpaslíková hviezda získava ďalšiu hmotu odsávaním hmoty z pomocnej hviezdy. Keď dosiahne kritickú hmotu - 1,4-násobok hmotnosti Slnka, ktorá je v objeme veľkosti Zeme - teplo a tlak v strede hviezdy vyvolávajú reakciu utekajúcej jadrovej fúzie a biely trpaslík exploduje. Pretože počiatočné podmienky sú vo všetkých prípadoch približne rovnaké, majú tieto supernovy tendenciu mať rovnakú svietivosť a ich „svetelné krivky“ (ako sa mení svietivosť v priebehu času) sú predvídateľné.
Niektoré sú síce jasnejšie ako iné, ale tieto svetlice a slabnutie pomalšie a táto korelácia medzi jasom a šírkou svetelnej krivky umožňuje astronómom použiť korekciu na štandardizáciu ich pozorovaní. Astronómovia tak môžu zmerať svetelnú krivku supernovy typu 1a, vypočítať jej vnútorný jas a potom určiť, ako ďaleko je, pretože zdanlivý jas sa zmenšuje so vzdialenosťou (rovnako ako sa sviečka javí ako stmievateľná vo vzdialenosti, ako sa blíži blízko). ,
Počítačové modely použité na simuláciu týchto supernov v novej štúdii sú založené na súčasnom teoretickom chápaní toho, ako a kde proces zapaľovania začína vo vnútri bieleho trpaslíka a kde spôsobuje prechod od spaľovania s pomalým spaľovaním k výbuchovej detonácii.
Simulácie ukázali, že asymetria výbuchov je kľúčovým faktorom určujúcim jas supernov typu 1a. „Dôvod, prečo tieto supernovy nie sú úplne rovnaké, je úzko spätý s týmto lámaním sférickej symetrie,“ uviedol Kasen.
Dominantným zdrojom variability je syntéza nových prvkov počas explózií, ktorá je citlivá na rozdiely v geometrii prvých iskier, ktoré vznietia termonukleárny únik v ponorenom jadre bieleho trpaslíka. Nikel-56 je obzvlášť dôležitý, pretože rádioaktívny rozklad tohto nestabilného izotopu vytvára dosvit, ktorý sú astronómovia schopní pozorovať mesiace alebo dokonca roky po explózii.
"Rozpad niklu-56 je to, čo poháňa svetelnú krivku." Výbuch skončil v priebehu niekoľkých sekúnd, takže to, čo vidíme, je výsledkom toho, ako nikel ohrieva úlomky a ako úlomky vyžarujú svetlo, “uviedol Kasen.
Spoločnosť Kasen vyvinula počítačový kód na simuláciu tohto procesu prenosu žiarenia pomocou výstupu zo simulovaných výbuchov na vytvorenie vizualizácií, ktoré je možné priamo porovnať s astronomickými pozorovaniami supernov.
Dobrá správa je, že variabilita pozorovaná v počítačových modeloch súhlasí s pozorovaniami supernovy typu 1a. „Najdôležitejšie je, že šírka a maximálna svietivosť svetelnej krivky sú v korelácii spôsobom, ktorý súhlasí s tým, čo pozorovatelia našli. Modely sú teda v súlade s pozorovaniami, na ktorých bol založený objav temnej energie, “povedal Woosley.
Ďalším zdrojom premenlivosti je to, že tieto asymetrické explózie vyzerajú odlišne, keď sa pozerajú z rôznych uhlov. Môže to byť príčinou rozdielov v jase až 20 percent, uviedol Kasen, ale účinok je náhodný a vytvára rozptyl v meraniach, ktoré je možné štatisticky znížiť pozorovaním veľkého počtu supernov.
Potenciál systematického ovplyvňovania je primárne spôsobený zmenami v počiatočnom chemickom zložení bielej trpasličej hviezdy. Ťažšie prvky sa syntetizujú počas výbuchov supernovy a trosky z týchto výbuchov sa začleňujú do nových hviezd. Výsledkom je, že hviezdy, ktoré sa nedávno vytvorili, budú pravdepodobne obsahovať viac ťažkých prvkov (vyššia „metalicita“ v terminológii astronómov) ako hviezdy vytvorené v dávnej minulosti.
"Toto je vec, ktorú očakávame, že sa časom vyvinie, takže ak sa pozriete na vzdialené hviezdy zodpovedajúce oveľa skorším časom v histórii vesmíru, mali by tendenciu mať nižšiu metalicitu," uviedol Kasen. „Keď sme v našich modeloch vypočítali účinok, zistili sme, že výsledné chyby v meraniach vzdialenosti by boli rádovo 2 percentá alebo menej.“
Ďalšie štúdie využívajúce počítačové simulácie umožnia vedcom podrobnejšie charakterizovať účinky takýchto variácií a obmedziť ich vplyv na budúce experimenty s temnou energiou, čo si môže vyžadovať úroveň presnosti, ktorá by urobila chyby 2% neprijateľnými.
Zdroj: EurekAlert
