Việc phát hiện ra năng lượng tối, một thế lực bí ẩn đang thúc đẩy sự giãn nở của vũ trụ, dựa trên các quan sát của siêu tân tinh loại 1a, và những vụ nổ sao này từ lâu đã được sử dụng làm nến tiêu chuẩn của Hồi giáo để đo sự giãn nở. Một nghiên cứu mới cho thấy các nguồn biến đổi trong các siêu tân tinh này và để thăm dò chính xác bản chất của năng lượng tối và xác định xem nó không đổi hay thay đổi theo thời gian, các nhà khoa học sẽ phải tìm cách đo khoảng cách vũ trụ với độ chính xác cao hơn nhiều so với chúng có trong quá khứ.
Khi chúng tôi bắt đầu thế hệ tiếp theo của các thí nghiệm vũ trụ học, chúng tôi sẽ muốn sử dụng siêu tân tinh loại 1a như là các biện pháp rất nhạy cảm về khoảng cách, theo tác giả chính của Daniel Kasen, một nghiên cứu được công bố trên tạp chí Nature trong tuần này. Chúng tôi biết rằng chúng không phải là tất cả cùng độ sáng và chúng tôi có cách sửa lỗi cho điều đó, nhưng chúng tôi cần biết liệu có sự khác biệt có hệ thống nào có thể làm sai lệch các phép đo khoảng cách hay không. Vì vậy, nghiên cứu này đã khám phá những gì gây ra những khác biệt về độ sáng.
Kasen và các đồng tác giả của mình, Fritz Röpke, thuộc Viện Vật lý thiên văn Max Planck ở Garched, Đức, và Stan Woosley, giáo sư thiên văn học và vật lý thiên văn tại UC Santa Cruz, đã sử dụng siêu máy tính để chạy hàng chục mô phỏng siêu tân tinh loại 1a. Kết quả chỉ ra rằng phần lớn sự đa dạng quan sát được trong các siêu tân tinh này là do tính chất hỗn loạn của các quá trình liên quan và kết quả là sự bất đối xứng của các vụ nổ.
Đối với hầu hết các phần, sự thay đổi này sẽ không tạo ra các lỗi hệ thống trong các nghiên cứu đo lường miễn là các nhà nghiên cứu sử dụng số lượng lớn các quan sát và áp dụng các hiệu chỉnh tiêu chuẩn, Kasen nói. Nghiên cứu đã tìm thấy một hiệu ứng nhỏ nhưng có khả năng đáng lo ngại có thể xuất phát từ sự khác biệt có hệ thống trong thành phần hóa học của các ngôi sao tại các thời điểm khác nhau trong lịch sử vũ trụ. Nhưng các nhà nghiên cứu có thể sử dụng các mô hình máy tính để tiếp tục mô tả hiệu ứng này và phát triển các hiệu chỉnh cho nó.
Siêu tân tinh loại 1a xảy ra khi một ngôi sao lùn trắng thu được khối lượng bổ sung bằng cách hút vật chất ra khỏi một ngôi sao đồng hành. Khi nó đạt khối lượng tới hạn gấp 1,4 lần khối lượng Mặt trời, đóng gói vào một vật thể có kích thước của Trái đất, nhiệt độ và áp suất ở trung tâm của ngôi sao sẽ gây ra phản ứng nhiệt hạch hạt nhân và sao lùn trắng phát nổ. Vì các điều kiện ban đầu là giống nhau trong mọi trường hợp, các siêu tân tinh này có xu hướng có cùng độ sáng, và đường cong ánh sáng của chúng có thể dự đoán được (độ sáng thay đổi theo thời gian) như thế nào.
Một số về bản chất là sáng hơn so với những cái khác, nhưng những ngọn lửa này mờ dần và mờ dần, và mối tương quan giữa độ sáng và độ rộng của đường cong ánh sáng cho phép các nhà thiên văn học áp dụng một hiệu chỉnh để chuẩn hóa các quan sát của họ. Vì vậy, các nhà thiên văn học có thể đo đường cong ánh sáng của siêu tân tinh loại 1a, tính toán độ sáng nội tại của nó và sau đó xác định khoảng cách của nó là bao xa, vì độ sáng biểu kiến giảm dần theo khoảng cách (giống như một ngọn nến xuất hiện mờ hơn ở khoảng cách xa hơn) .
Các mô hình máy tính được sử dụng để mô phỏng các siêu tân tinh này trong nghiên cứu mới dựa trên sự hiểu biết lý thuyết hiện tại về cách thức và nơi quá trình đánh lửa bắt đầu bên trong sao lùn trắng và nơi nó chuyển từ đốt cháy chậm sang phát nổ.
Các mô phỏng cho thấy sự bất đối xứng của vụ nổ là yếu tố chính quyết định độ sáng của siêu tân tinh loại 1a. Lý do những siêu tân tinh này không phải là tất cả cùng một độ sáng được liên kết chặt chẽ với sự phá vỡ đối xứng hình cầu này, ông Kas Kasen nói.
Nguồn biến đổi chủ yếu là sự tổng hợp các nguyên tố mới trong các vụ nổ, rất nhạy cảm với sự khác biệt về hình dạng của tia lửa đầu tiên đốt cháy một hạt nhân nhiệt hạch trong lõi sôi của sao lùn trắng. Niken-56 đặc biệt quan trọng, vì sự phân rã phóng xạ của đồng vị không ổn định này tạo ra hậu quả mà các nhà thiên văn học có thể quan sát được trong nhiều tháng hoặc thậm chí nhiều năm sau vụ nổ.
Sự phân rã của niken-56 là thứ cung cấp năng lượng cho đường cong ánh sáng. Vụ nổ kết thúc chỉ trong vài giây, vì vậy những gì chúng ta thấy là kết quả của việc niken làm nóng các mảnh vỡ và cách các mảnh vỡ tỏa ra ánh sáng, Mitch Kasen nói.
Kasen đã phát triển mã máy tính để mô phỏng quá trình chuyển bức xạ này, sử dụng đầu ra từ các vụ nổ mô phỏng để tạo ra các hình ảnh có thể so sánh trực tiếp với các quan sát thiên văn của siêu tân tinh.
Tin tốt là sự biến thiên nhìn thấy trong các mô hình máy tính đồng ý với các quan sát về siêu tân tinh loại 1a. Quan trọng nhất, độ rộng và độ sáng cực đại của đường cong ánh sáng có mối tương quan theo cách phù hợp với những gì các nhà quan sát đã tìm thấy. Vì vậy, các mô hình phù hợp với các quan sát mà việc phát hiện ra năng lượng tối dựa trên, W W Wyley nói.
Một nguồn khác của sự biến đổi là những vụ nổ không đối xứng này trông khác nhau khi nhìn ở các góc khác nhau. Điều này có thể giải thích cho sự khác biệt về độ sáng tới 20%, Kasen nói, nhưng hiệu ứng này là ngẫu nhiên và tạo ra sự phân tán trong các phép đo có thể giảm về mặt thống kê bằng cách quan sát số lượng lớn siêu tân tinh.
Khả năng sai lệch hệ thống chủ yếu đến từ sự biến đổi thành phần hóa học ban đầu của ngôi sao lùn trắng. Các yếu tố nặng hơn được tổng hợp trong các vụ nổ siêu tân tinh và các mảnh vỡ từ những vụ nổ đó được tích hợp vào các ngôi sao mới. Do đó, các ngôi sao hình thành gần đây có khả năng chứa nhiều nguyên tố nặng hơn (tính kim loại hóa cao hơn, thuật ngữ trong thuật ngữ học của nhà thiên văn học) so với các ngôi sao hình thành trong quá khứ xa xôi.
Đây là thứ mà chúng ta mong đợi sẽ phát triển theo thời gian, vì vậy nếu bạn nhìn vào những ngôi sao xa xôi tương ứng với thời kỳ sớm hơn trong lịch sử vũ trụ, chúng sẽ có xu hướng có tính kim loại thấp hơn, ông Kas Kasen nói. Khi chúng tôi tính toán ảnh hưởng của điều này trong các mô hình của mình, chúng tôi thấy rằng các lỗi dẫn đến trong các phép đo khoảng cách sẽ ở mức 2% hoặc ít hơn.
Các nghiên cứu tiếp theo sử dụng mô phỏng máy tính sẽ cho phép các nhà nghiên cứu mô tả các tác động của các biến thể đó một cách chi tiết hơn và hạn chế tác động của chúng đối với các thí nghiệm năng lượng tối trong tương lai, có thể yêu cầu mức độ chính xác có thể gây ra lỗi 2% không thể chấp nhận được.
Nguồn: EurekAlert
