Tumšās enerģijas, noslēpumaina spēka, kas paātrina Visuma paplašināšanos, atklāšana balstījās uz 1.a tipa supernovu novērojumiem, un šie zvaigžņu sprādzieni jau sen tika izmantoti kā “standarta sveces” paplašināšanās mērīšanai. Jauns pētījums atklāj šo supernovu mainīguma avotus, un, lai precīzi pārbaudītu tumšās enerģijas raksturu un noteiktu, vai tā laika gaitā ir nemainīga vai mainīga, zinātniekiem būs jāatrod veids, kā izmērīt kosmiskos attālumus ar daudz lielāku precizitāti nekā viņiem ir pagātne.
“Sākot nākamās paaudzes kosmoloģijas eksperimentus, mēs vēlēsimies izmantot 1.a tipa supernovas kā ļoti jutīgus attāluma mērus,” sacīja pētījuma žurnālā Nature šonedēļ publicētā pētījuma galvenais autors Daniels Kasens. “Mēs zinām, ka tie nav visi vienādi spilgtumi, un mums ir veidi, kā to labot, bet mums jāzina, vai pastāv sistemātiskas atšķirības, kas novirza attāluma mērījumus. Tātad šajā pētījumā tika noskaidrots, kas izraisa šīs spilgtuma atšķirības. ”
Kasens un viņa līdzautori - Fritz Röpke no Max Planck Astrofizikas institūta Garchingā, Vācijā, un Stan Woosley, UC Santa Cruz astronomijas un astrofizikas profesors - izmantoja superdatorus, lai vadītu desmitiem simbolu 1.a tipa supernovu simulāciju. Rezultāti norāda, ka liela daļa no šīm supernovām novērotās daudzveidības ir saistīta ar iesaistīto procesu haotisko raksturu un no tā izrietošo sprādzienu asimetriju.
Lielākoties šī mainība neradītu sistemātiskas kļūdas mērījumu pētījumos, kamēr pētnieki izmantotu lielu skaitu novērojumu un piemērotu standarta korekcijas, sacīja Kasens. Pētījumā tika atklāts neliels, bet potenciāli satraucošs efekts, kas varētu rasties no sistemātiskām zvaigžņu ķīmiskā sastāva atšķirībām dažādos laikos Visuma vēsturē. Bet pētnieki var izmantot datoru modeļus, lai sīkāk raksturotu šo efektu un izstrādātu tā korekcijas.
1.a tipa supernova rodas, kad baltā pundurzvaigzne iegūst papildu masu, izsmidzinot vielu prom no papildzvaigznes. Kad tas sasniedz kritisko masu, kas ir 1,4 reizes lielāka par Saules masu, kas iesaiņota objektā, kas ir Zemes izmērs, siltums un spiediens zvaigznes centrā izsauc bēguļojošu kodolsintēzes reakciju, un baltais punduris eksplodē. Tā kā sākotnējie apstākļi visos gadījumos ir aptuveni vienādi, šīm supernovām parasti ir tāda pati spožums, un to “gaismas līknes” (kā laika gaitā mainās gaišums) ir paredzamas.
Daži no tiem ir gaišāki nekā citi, taču šie uzliesmo un izgaist lēnāk, un šī korelācija starp spilgtumu un gaismas līknes platumu ļauj astronomiem piemērot korekciju, lai standartizētu savus novērojumus. Tātad astronomi var izmērīt 1.a tipa supernovas gaismas līkni, aprēķināt tās raksturīgo spilgtumu un pēc tam noteikt, cik tālu tas atrodas, jo šķietamais spilgtums samazinās ar attālumu (tāpat kā svece no attāluma šķiet blāvāka, nekā tā aizveras tuvu) .
Datormodeļi, ko jaunajā pētījumā izmanto, lai imitētu šīs supernovas, ir balstīti uz pašreizējo teorētisko izpratni par to, kā un kur aizdedzes process sākas baltā pundurā un kur tas notiek no lēnām degošas degšanas uz sprādzienbīstamu detonāciju.
Simulācijas parādīja, ka sprādzienu asimetrija ir galvenais faktors, kas nosaka 1.a tipa supernovu spilgtumu. "Iemesls, kāpēc šīs supernovas nav viss vienāds spilgtums, ir cieši saistīts ar šo sfēriskās simetrijas pārrāvumu," sacīja Kasens.
Dominējošais mainīguma avots ir jaunu elementu sintēze sprādzienu laikā, kas ir jutīgs pret pirmajām dzirkstelēm, kas aizdedzina kodolbumbu baltā pundura kodolā, ģeometrijas atšķirībām. Niķelis-56 ir īpaši svarīgs, jo šī nestabilā izotopa radioaktīvā sabrukšana rada pēkšņu mirdzumu, ko astronomi spēj novērot mēnešus vai pat gadus pēc sprādziena.
Niķeļa-56 sabrukšana ir tas, kas vada gaismas līkni. Sprādziens ir beidzies dažu sekunžu laikā, tāpēc tas, ko mēs redzam, ir rezultāts tam, kā niķelis silda gružus un kā gruži izstaro gaismu, ”sacīja Kasens.
Kasens izstrādāja datora kodu, lai modelētu šo izstarojuma pārneses procesu, izmantojot simulēto sprādzienu izvadi, lai iegūtu vizualizācijas, kuras var tieši salīdzināt ar supernovu astronomiskajiem novērojumiem.
Labā ziņa ir tā, ka datoru modeļos redzamā mainība sakrīt ar 1.a tipa supernovu novērojumiem. “Vissvarīgākais ir tas, ka gaismas līknes platums un maksimālais spilgtums ir korelēti tādā veidā, kas atbilst novērotāju konstatējumiem. Tātad modeļi atbilst novērojumiem, uz kuriem balstījās tumšās enerģijas atklāšana, ”sacīja Vooslijs.
Vēl viens mainīguma avots ir tas, ka šie asimetriskie sprādzieni izskatās atšķirīgi, ja tos aplūko dažādos leņķos. Tas var izskaidrot pat 20 procentu spilgtuma atšķirības, sacīja Kasens, taču efekts ir nejaušs un rada izkliedi mērījumos, ko statistiski var samazināt, novērojot lielu skaitu supernovu.
Sistemātiskas novirzes potenciāls galvenokārt rodas no baltā pundurzvaigznes sākotnējā ķīmiskā sastāva izmaiņām. Smagākie elementi tiek sintezēti supernovas sprādzienu laikā, un šo sprādzienu atliekas tiek iestrādātas jaunās zvaigznēs. Rezultātā nesen izveidotās zvaigznes, iespējams, satur vairāk smago elementu (astronomu terminoloģijā augstāka “metalitāte”) nekā tālā pagātnē izveidotās zvaigznes.
"Tā ir tāda lieta, mēs sagaidām, ka laika gaitā attīstīsies, tāpēc, ja paskatās uz tālām zvaigznēm, kas atbilst daudz agrākiem laikiem Visuma vēsturē, tām parasti būtu zemāka metalitāte," sacīja Kasens. "Kad mēs aprēķinājām šī modeļa efektu, mēs atklājām, ka iegūtās kļūdas attāluma mērījumos būs aptuveni 2 procenti vai mazāk."
Turpmākie pētījumi, izmantojot datorsimulācijas, pētniekiem ļaus sīkāk raksturot šādu variāciju ietekmi un ierobežos to ietekmi uz turpmākajiem eksperimentiem ar tumšās enerģijas avotiem, kuriem varētu būt vajadzīgs tāds precizitātes līmenis, kas pieļautu 2 procentu kļūdas nepieņemamību.
Avots: EurekAlert
