Gökbilimcilerin karanlık bir enerji sorunu var. Bir yandan, yıllardır evrenin sadece genişlemediğini değil, hızlandığını da biliyoruz. Kozmik genişlemeyi yönlendiren karanlık bir enerji var gibi görünüyor. Öte yandan, kozmik genişlemeyi farklı şekillerde ölçtüğümüzde, aynı fikirde olmayan değerler elde ederiz. Bazı yöntemler karanlık enerji için daha yüksek bir değer etrafında toplanırken, diğer yöntemler daha düşük bir enerji etrafında toplanır. Kavrama elinde, bu gizemi çözecek olursak bir şeyler vereceğiz.
Açık cevap, bazı kozmik genişleme ölçümlerinin yanlış olması gerektiğidir. Bu fikrin zorluğu, bu ölçümlerin çok sağlam olması ve birçok kez test edilmesidir. Ayrıca nispeten benzerler. Yıllar boyunca belirsizlikler örtüşecek kadar büyüktü. Sorunu gördüğümüzden daha kesin olduklarından sadece son birkaç yıldır. Bazıları karanlık enerjinin ortadan kaldırılması gerektiğini savunsa da, modelimizde sadece küçük düzeltmelere ihtiyacımız var.
Olası bir düzeltme, standart mumlar olarak adlandırılan anlayışımızı düzeltmek olabilir. Kozmik genişlemeyi ölçmenin bir yolu, galaktik mesafeleri ölçmek için bilinen parlaklıkta nesneler kullanmaktır. Büyük galaktik mesafeler için bu tipik olarak Tip Ia süpernovaları tarafından yapılır. Bunlar, beyaz bir cüce başka bir yıldızın etrafında yörüngede olduğunda ortaya çıkabilir. Zamanla, beyaz cüce, kritik bir kütleye ulaşana ve bir süpernova olarak patlayana kadar, arkadaşından malzeme yakalayabilir. Kritik kütle her zaman aynı olduğundan, bu süpernovalar her zaman aynı parlaklıkla patlar.
Ancak yeni bir astrokimya çalışması bunun her zaman doğru olmadığını göstermektedir. Farklı süpernova türleri, ışıklarında spektral çizgilerle tanımlanır. Tip I süpernovalar spektrumlarında herhangi bir hidrojen belirtisi göstermezken, Tip II süpernovalar gösterir. İkincisi, büyük bir yıldızın çekirdeği ömrünün sonunda çöktüğünde ortaya çıkar. Tip la, spektral bir iyonize silikon çizgisine sahip olan Tip I süpernovalardır. Silikon, çoğunlukla karbon beyazı cüce patladığında üretilir.
Bu yeni çalışmada ekip kozmik manganez ve zaman içinde nasıl oluştuğunu inceliyordu. Manganez, her iki süpernova türünün yanı sıra demir gibi diğer elementlerde de üretilir. Ancak her tip farklı bir manganez / demir oranı üretir. Takım bu oranı kozmik zamana göre ölçtüğünde, oldukça sabit kaldığını gördüler. Bilinen Tip I ve Tip II süpernova oranları, manganez oranının zamanla artması gerektiğini düşündürdüğü için bu şaşırtıcıdır.
Bu tutarsızlığın giderilmesinin bir yolu, Tip Ia süpernovalarının düşündüğümüzden daha değişken olması. Her zamanki model, Tip Ia beyaz cücelerin kritik kütle sınırlarında ya da yakınında patladığını, ancak diğer modeller aşamalı patlamalara maruz kalabileceklerini öne sürüyor. İlk dengesizlik, yıldızda kritik kütleye ulaşmadan önce bir patlamayı tetikleyen bir şok dalgası oluşturduğunda ortaya çıkabilir. Ya da iki beyaz cücenin çarpışması, standart Tip Ia süpernova'ya benzeyen çok aşamalı bir patlama yaratabilir.
Kozmik manganez / demir oranının zaman içinde sabit kalması için, Tip Ia süpernovaların yaklaşık dörtte üçünün bu diğer çeşitlerden olması gerekir. Bu doğruysa, standart mumumuz sonuçta o kadar standart değildir ve bu yöntemi kullanarak karanlık enerji ölçümleri yanlış olabilir.
Süpernova varyansı bir olasılık olsa da, bu çalışma karanlık enerjinin süpernova ölçümlerinin yanlış olduğunu kanıtlamamaktadır. Önerilen bu varyasyonun doğru olup olmadığını görmek için daha fazla çalışmaya ihtiyacımız olacak.
Referans: Eitner, P., vd. “Elemanların kökeni üzerindeki gözlemsel kısıtlamalar. III. Manganez ve demirin kimyasal evrimi. ”
