Откривање тамне енергије, мистериозне силе која убрзава ширење свемира, засновано је на опажањима супернова типа 1а, а ове звјездане експлозије дуго су се користиле као "стандардне свијеће" за мјерење ширења. Нова студија открива изворе варијабилности у овим суперновама, а да би прецизно испитали природу тамне енергије и утврдили је ли она константна или променљива током времена, научници ће морати да пронађу начин да мере космичке удаљености са много већом прецизношћу него што су то имали у прошлост.
„Док започињемо следећу генерацију експеримената у космологији, желећемо да користимо супернове типа 1а као веома осетљиве мере удаљености“, рекао је главни аутор Даниел Касен, из студије објављене у „Натуре“ ове недеље. „Знамо да нису сви исте светлине и имамо начине за њихово исправљање, али морамо знати да ли постоје систематске разлике које би пристрасиле мерењу удаљености. Дакле, ова студија је истражила шта узрокује те разлике у осветљености. "
Касен и његови коаутори - Фритз Ропке са Института за астрофизику Мак Планцк у Гарцхингу, Немачка, и Стан Воослеи, професор астрономије и астрофизике у УЦ Санта Цруз - користили су суперрачунаре да би покренули десетине симулација супернова типа 1а. Резултати показују да је велики део разноликости примећен у овим суперновама последица хаотичности природе процеса и резултирајуће асиметрије експлозија.
Углавном, ова варијабилност не би произвела систематске грешке у мереним студијама све док истраживачи користе велики број опажања и примењују стандардне корекције, рекао је Касен. Студија је утврдила мали, али потенцијално забрињавајући ефекат који је могао произвести из систематских разлика у хемијским саставима звезда у различито време у историји свемира. Али истраживачи могу да користе рачунарске моделе да би даље окарактерисали овај ефекат и развили исправке за њега.
Супернова типа 1а настаје када бела патуљаста звезда добије додатну масу сипајући материју даље од звезде пратиоца. Када достигне критичну масу - 1,4 пута већу од масе Сунца, упакованог у објекат величине Земље - топлота и притисак у центру звезде покрећу реакцију нуклеарне фузије, а бели патуљак експлодира. Пошто су почетни услови приближно исти у свим случајевима, ове супернове имају исту блиставост, а њихове „светлосне кривине“ (како се светлост мења током времена) су предвидљиве.
Неки су интринзично светлији од других, али они бљесне и бледе спорије, а та повезаност између светлине и ширине светлосне криве омогућава астрономима да примене корекцију за стандардизацију својих опажања. Тако астрономи могу измерити криву светлости супернове типа 1а, израчунати њену унутрашњу светлину, а затим одредити колико је далеко, пошто се привидна светлост смањује са даљином (баш као што се свећа чини затамњеном на удаљености него што је близу) .
Рачунарски модели коришћени за симулацију ових супернова у новој студији заснивају се на тренутном теоријском разумевању како и где процес паљења почиње унутар белог патуљка и где прелази са сагоревања на спорогоревање у експлозивну детонацију.
Симулације су показале да је асиметрија експлозија кључни фактор који одређује сјај супернова типа 1а. "Разлог због којег ове супернове нису исте светлине уско је повезан са овим кршењем сферне симетрије", рекао је Касен.
Доминантни извор варијабилности је синтеза нових елемената током експлозија, што је осетљиво на разлике у геометрији првих варница које запале термонуклеарно одбегавање у језгру белог патуљка. Никал-56 је посебно важан, јер радиоактивно распадање овог нестабилног изотопа ствара накнадни сјај који астрономи могу да примете месецима или чак годинама након експлозије.
„Пропадање никла-56 је оно што покреће светлосну криву. Експлозија је завршена за неколико секунди, тако да оно што видимо је резултат како никл загрева крхотине и како крхотине зраче светлошћу “, рекао је Касен.
Касен је развио компјутерски код како би симулирао овај процес зрачења, користећи излаз из симулираних експлозија да би произвео визуализације које се могу упоредити директно са астрономским осматрањима супернова.
Добра вест је да се променљивост која се види у рачунарским моделима слаже са запажањима супернова типа 1а. „Најважније је да су ширина и вршна светлост светлосне криве у корелацији на начин који се поклапа са оним што су посматрачи утврдили. Дакле, модели су у складу са опажањима на којима је засновано откриће мрачне енергије “, рекао је Воослеи.
Други извор варијабилности је тај што ове асиметричне експлозије изгледају другачије када се посматрају под различитим угловима. Ово може објаснити разлике у осветљености од чак 20 процената, рекао је Касен, али ефекат је случајан и ствара расејање у мерењима које се могу статистички смањити посматрањем великог броја супернова.
Потенцијал за систематску пристраност долази пре свега од варијације у почетном хемијском саставу беле патуљасте звезде. Тежи елементи се синтетишу током експлозија супернове, а остаци тих експлозија су уграђени у нове звезде. Као резултат, звезде које су недавно формиране вероватно ће садржавати теже елементе (већу „металност“, у терминологији астронома) од звезда насталих у далекој прошлости.
"То је ствар за коју очекујемо да ће се развијати током времена, тако да ако погледате удаљене звезде које одговарају много ранијим временима у историји свемира, оне би имале тенденцију да имају нижу металност", рекао је Касен. „Када смо израчунали ефекат овога у нашим моделима, установили смо да би резултирајуће грешке у мерењу на даљини биле од 2 процента или мање.“
Даљње студије помоћу компјутерских симулација омогућиће истраживачима да детаљније карактеришу ефекте таквих варијација и ограниче њихов утицај на будуће експерименте са тамном енергијом, што би могло захтевати ниво прецизности који би погрешке од 2 процента учинио неприхватљивим.
Извор: ЕурекАлерт
