Evrenin genişlemesini hızlandıran gizemli bir güç olan karanlık enerjinin keşfi, tip 1a süpernovaların gözlemlerine dayanıyordu ve bu yıldız patlamaları, genişlemeyi ölçmek için uzun süredir “standart mumlar” olarak kullanılıyor. Yeni bir çalışma, bu süpernovalardaki değişkenlik kaynaklarını ortaya koyuyor ve karanlık enerjinin doğasını doğru bir şekilde araştırmak ve zaman içinde sabit mi yoksa değişken mi olduğunu belirlemek için, bilim adamları kozmik mesafeleri, olduğundan daha büyük bir hassasiyetle ölçmenin bir yolunu bulmak zorunda kalacaklar geçmiş.
“Yeni nesil kozmoloji deneylerine başladığımızda, bu hafta Nature'da yayınlanan bir araştırmanın baş yazarı Daniel Kasen,“ Tip 1a süpernovaları çok hassas mesafe ölçümleri olarak kullanmak isteyeceğiz ”dedi. “Hepsinin aynı parlaklık olmadığını biliyoruz ve bunun için düzeltme yollarımız var, ancak mesafe ölçümlerini saptayacak sistematik farklılıklar olup olmadığını bilmemiz gerekiyor. Bu çalışma, parlaklıktaki bu farklılıklara neyin sebep olduğunu araştırdı. ”
Kasen ve ortak yazarları -Warching, Almanya'daki Max Planck Astrofizik Enstitüsü'nden Fritz Röpke ve UC Santa Cruz'daki astronomi ve astrofizik profesörü Stan Woosley - onlarca tip 1a süpernova simülasyonu çalıştırmak için süper bilgisayarlar kullandı. Sonuçlar, bu süpernovalarda gözlenen çeşitliliğin büyük kısmının, ilgili süreçlerin kaotik doğasından ve sonuçta meydana gelen patlamaların asimetrisinden kaynaklandığını göstermektedir.
Kasen, araştırmacılar çok sayıda gözlem kullandıkları ve standart düzeltmeleri uyguladıkları sürece, bu değişkenliğin ölçüm çalışmalarında sistematik hatalar üretmeyeceğini söyledi. Çalışma, evrenin tarihinde farklı zamanlarda yıldızların kimyasal kompozisyonlarındaki sistematik farklılıklardan kaynaklanabilecek küçük ama potansiyel olarak endişe verici bir etki buldu. Ancak araştırmacılar bu etkiyi daha da karakterize etmek ve bunun için düzeltmeler geliştirmek için bilgisayar modellerini kullanabilirler.
Bir tip 1a süpernova, beyaz bir cüce yıldızın, refakatçi bir yıldızdan maddeyi silerek ek kütle elde etmesi durumunda ortaya çıkar. Kritik bir kütleye ulaştığında - Güneş'in kütlesinin 1.4 katı, Dünya'nın büyüklüğünde bir nesneye doludur — yıldızın merkezindeki ısı ve basınç kaçak bir nükleer füzyon reaksiyonunu tetikler ve beyaz cüce patlar. Başlangıç koşulları her durumda yaklaşık olarak aynı olduğundan, bu süpernovalar aynı parlaklığa sahip olma eğilimindedir ve “ışık eğrileri” (parlaklığın zaman içinde nasıl değiştiği) tahmin edilebilir.
Bazıları diğerlerinden daha parlaktır, ancak bunlar daha yavaş parlar ve daha yavaş söner ve ışık eğrisinin parlaklığı ve genişliği arasındaki bu ilişki, gökbilimcilerin gözlemlerini standartlaştırmak için bir düzeltme uygulamasına izin verir. Böylece gökbilimciler bir tip 1a süpernova'nın ışık eğrisini ölçebilir, içsel parlaklığını hesaplayabilir ve daha sonra görünen parlaklığın mesafe ile azaldığı için ne kadar uzakta olduğunu belirleyebilir (tıpkı bir mumun yakınından daha uzak bir yerde daha sönük göründüğü gibi) .
Yeni çalışmada bu süpernovaları simüle etmek için kullanılan bilgisayar modelleri, ateşleme sürecinin beyaz cüce içinde nasıl ve nerede başladığı ve yavaş yanan yanmadan patlayıcı patlamaya geçişi nerede gerçekleştirdiği hakkındaki mevcut teorik anlayışa dayanmaktadır.
Simülasyonlar, patlamaların asimetrisinin, tip 1a süpernovaların parlaklığını belirleyen anahtar bir faktör olduğunu gösterdi. Kasen, “Bu süpernovaların hepsinin aynı parlaklık olmasının nedeni, küresel simetrinin kırılmasına yakından bağlı.” Dedi.
Baskın değişkenlik kaynağı, beyaz cücenin kaynayan çekirdeğinde bir termonükleer kaçağı ateşleyen ilk kıvılcımların geometrisindeki farklılıklara duyarlı olan patlamalar sırasında yeni elementlerin sentezidir. Nikel-56 özellikle önemlidir, çünkü bu kararsız izotopun radyoaktif bozunması, gökbilimcilerin patlamadan sonra aylar hatta yıllar boyunca gözlemleyebilecekleri bir görüntü oluşturur.
“Nikel-56'nın bozulması, ışık eğrisine güç veren şeydir. Patlama saniyeler içinde sona erdi, bu yüzden gördüğümüz şey, nikelin molozları nasıl ısıtacağı ve molozun nasıl ışık yaydığının sonucudur ”dedi.
Kasen, doğrudan süpernovaların astronomik gözlemleriyle karşılaştırılabilecek görselleştirmeler üretmek için simüle edilmiş patlamalardan elde edilen çıktıyı kullanarak bu radyant transfer sürecini simüle etmek için bilgisayar kodunu geliştirdi.
İyi haber şu ki, bilgisayar modellerinde görülen değişkenlik, tip 1a süpernova gözlemlerini kabul ediyor. “En önemlisi, ışık eğrisinin genişliği ve pik parlaklığı, gözlemcilerin buldukları ile aynı şekilde ilişkilidir. Bu yüzden modeller, karanlık enerjinin keşfinin dayandığı gözlemlerle tutarlıdır ”dedi.
Bir başka değişkenlik kaynağı, bu asimetrik patlamaların farklı açılardan bakıldığında farklı görünmesidir. Kasen, bunun yüzde 20'ye varan parlaklık farklarını açıklayabileceğini, ancak etkinin rastgele olduğunu ve çok sayıda süpernova gözlemleyerek istatistiksel olarak azaltılabilen ölçümlerde saçılma yarattığını söyledi.
Sistematik yanlılık potansiyeli öncelikle beyaz cüce yıldızın başlangıçtaki kimyasal bileşimindeki değişiklikten kaynaklanır. Süpernova patlamaları sırasında daha ağır elementler sentezlenir ve bu patlamalardan kaynaklanan kalıntılar yeni yıldızlara dahil edilir. Sonuç olarak, son zamanlarda oluşan yıldızların uzak geçmişte oluşturulan yıldızlardan daha ağır elementler (astronomların terminolojisinde daha yüksek “metaliklik”) içermesi muhtemeldir.
Kasen, “Bu, zaman içinde gelişmeyi umduğumuz bir şey, bu yüzden evrenin tarihinde çok daha erken zamanlara karşılık gelen uzak yıldızlara bakarsanız, daha düşük metalikliğe sahip olma eğiliminde olurlar” dedi. “Modellerimizde bunun etkisini hesapladığımızda, mesafe ölçümlerinde ortaya çıkan hataların yüzde 2 veya daha az olması gerektiğini tespit ettik.”
Bilgisayar simülasyonları kullanan daha ileri çalışmalar, araştırmacıların bu tür varyasyonların etkilerini daha ayrıntılı olarak karakterize etmelerini ve gelecek karanlık enerji deneyleri üzerindeki etkilerini sınırlandırmasını sağlayacak ve bu da yüzde 2'lik hataları kabul edilemez hale getirecek bir hassasiyet seviyesi gerektirebilir.
Kaynak: EurekAlert
