Objev temné energie, záhadné síly, která urychluje expanzi vesmíru, byl založen na pozorování supernovy typu 1a a tyto hvězdné exploze byly dlouho používány jako „standardní svíčky“ pro měření expanze. Nová studie odhaluje zdroje proměnlivosti v těchto supernovách a aby bylo možné přesně prozkoumat povahu temné energie a určit, zda je časem konstantní nebo proměnná, budou muset vědci najít způsob, jak měřit kosmické vzdálenosti s mnohem větší přesností, než jakou mají v minulost.
"Když začneme další generaci kosmologických experimentů, budeme chtít použít supernovy typu 1a jako velmi citlivá měřítka vzdálenosti," řekl vedoucí autor Daniel Kasen ze studie zveřejněné tento týden v časopisu Nature. "Víme, že to nejsou všechny stejné jasnosti, a my máme způsoby, jak to napravit, ale musíme vědět, jestli existují systematické rozdíly, které by zkreslily měření vzdálenosti." Tato studie tedy prozkoumala, co způsobuje tyto rozdíly v jasu. “
Kasen a jeho spolupracovníci - Fritz Röpke z Institutu Maxe Plancka pro astrofyziku v Garchingu v Německu a Stan Woosley, profesor astronomie a astrofyziky na UC Santa Cruz - použili superpočítače k provádění desítek simulací typu 1a supernovye. Výsledky ukazují, že velká část diverzity pozorované u těchto supernov je způsobena chaotickou povahou zapojených procesů a výslednou asymetrií explozí.
Z velké části by tato variabilita nevyvolávala systematické chyby ve studiích měření, pokud vědci používají velké množství pozorování a používají standardní opravy, uvedl Kasen. Studie zjistila malý, ale potenciálně znepokojivý účinek, který by mohl vyplynout ze systematických rozdílů v chemickém složení hvězd v různých časech v historii vesmíru. Vědci však mohou počítačové modely použít k dalšímu charakterizování tohoto efektu ak vývoji oprav.
Supernova typu 1a nastane, když bílá trpaslíková hvězda získá další hmotu tím, že odvádí hmotu pryč od doprovodné hvězdy. Když dosáhne kritické hmotnosti - 1,4násobku hmotnosti Slunce, zabalené do předmětu o velikosti Země - teplo a tlak ve středu hvězdy vyvolá reakci jaderné fúze a bílý trpaslík exploduje. Protože počáteční podmínky jsou ve všech případech přibližně stejné, mají tyto supernovy tendenci mít stejnou jasnost a jejich „světelné křivky“ (jak se mění jas v průběhu času) jsou předvídatelné.
Některé jsou přirozeně jasnější než jiné, ale tyto odlesky a mizení pomaleji a tato korelace mezi jasem a šířkou světelné křivky umožňuje astronomům aplikovat korekci pro standardizaci jejich pozorování. Astronomové tak mohou změřit světelnou křivku supernovy typu 1a, vypočítat její vnitřní jas a poté určit, jak daleko je, protože zjevný jas se zmenšuje se vzdáleností (stejně jako se svíčka zdá být ve vzdálenosti menší, než se blíží) .
Počítačové modely používané k simulaci těchto supernov v nové studii jsou založeny na současném teoretickém chápání toho, jak a kde proces zapalování začíná uvnitř bílého trpaslíka a kde způsobuje přechod od spalování s pomalým spalováním k explozivní detonaci.
Simulace ukázaly, že asymetrie explozí je klíčovým faktorem určujícím jas supernovy typu 1a. "Důvod, proč tyto supernovy nejsou úplně stejné, je úzce spjat s tímto porušením sférické symetrie," řekl Kasen.
Dominantním zdrojem variability je syntéza nových prvků během explozí, která je citlivá na rozdíly v geometrii prvních jisker, které vznítí termonukleární útěk v vroucím jádru bílého trpaslíka. Nikl-56 je zvláště důležitý, protože radioaktivní rozklad tohoto nestabilního izotopu vytváří dosvit, který jsou astronomové schopni pozorovat měsíce nebo dokonce roky po výbuchu.
"Rozpad niklu-56 je tím, co pohání světelnou křivku." Exploze skončila během několika sekund, takže to, co vidíme, je výsledkem toho, jak nikl zahřívá trosky a jak trosky vyzařují světlo, “řekl Kasen.
Kasen vyvinul počítačový kód pro simulaci tohoto procesu radiačního přenosu pomocí výstupu ze simulovaných explozí k vytvoření vizualizací, které lze přímo porovnat s astronomickými pozorováními supernov.
Dobrou zprávou je, že variabilita pozorovaná v počítačových modelech souhlasí s pozorováním supernovy typu 1a. "Nejdůležitější je, že šířka a maximální svítivost světelné křivky jsou ve vzájemném vztahu, který souhlasí s tím, co pozorovatelé našli." Modely jsou tedy v souladu s pozorováními, na nichž byl založen objev temné energie, “řekl Woosley.
Dalším zdrojem variability je to, že tyto asymetrické exploze vypadají jinak při pohledu z různých úhlů. To může vysvětlit rozdíly v jasu až 20 procent, řekl Kasen, ale účinek je náhodný a vytváří rozptyl v měřeních, které lze statisticky snížit pozorováním velkého počtu supernov.
Potenciál systematického zkreslení pramení především z variace v počátečním chemickém složení bílé trpasličí hvězdy. Těžší prvky jsou syntetizovány během explozí supernov a zbytky z těchto explozí jsou začleněny do nových hvězd. Výsledkem je, že hvězdy vytvořené v poslední době pravděpodobně obsahují více těžkých prvků (vyšší „metaličnost“ v terminologii astronomů) než hvězdy vytvořené v dávné minulosti.
"To je věc, kterou se v průběhu času očekáváme, takže pokud se podíváte na vzdálené hvězdy odpovídající mnohem dřívějším dobám v historii vesmíru, budou mít tendenci mít nižší metalicitu," řekl Kasen. "Když jsme vypočítali účinek tohoto v našich modelech, zjistili jsme, že výsledné chyby v měření vzdálenosti by byly řádově 2 procenta nebo méně."
Další studie využívající počítačové simulace umožní vědcům podrobněji charakterizovat účinky takových variací a omezit jejich dopad na budoucí experimenty s temnou energií, což by mohlo vyžadovat úroveň přesnosti, která by učinila chyby ve výši 2 procent nepřijatelné.
Zdroj: EurekAlert
