우주의 팽창을 가속화하는 신비한 힘인 암흑 에너지의 발견은 1a 형 초신성의 관측에 기초하고 있으며,이 별들의 폭발은 오랫동안 팽창을 측정하기위한“표준 양초”로 사용되어 왔습니다. 새로운 연구에 따르면 이러한 초신성의 변동성 원인을 밝혀 내고 암흑 에너지의 특성을 정확하게 조사하고 시간이 지남에 따라 일정하거나 가변적인지 여부를 확인하려면 과학자들이 이전보다 훨씬 더 정밀한 우주 거리를 측정하는 방법을 찾아야합니다 과거.
"우리는 차세대 우주론 실험을 시작할 때 타입 1a 초신성을 매우 민감한 거리 측정 수단으로 사용하고 싶을 것입니다"라고 이번 주 Nature에 발표 된 연구의 수석 저자 Daniel Kasen은 말했습니다. “우리는 그것들이 모두 같은 밝기가 아니라는 것을 알고 있으며이를 보정 할 방법이 있지만 거리 측정을 편향시킬 체계적인 차이가 있는지 알아야합니다. 따라서이 연구는 이러한 밝기 차이를 일으키는 원인을 조사했습니다.”
Kasen과 그의 공동 저자 인 독일 가칭에있는 막스 플랑크 천체 물리학 연구소의 프리츠 롭케 (Fritz Röpke)와 UC Santa Cruz의 천문학과 천체 물리학 교수 인 스탠 우 슬리 (Stan Woosley)는 슈퍼 컴퓨터를 사용하여 수십 가지 유형의 초신성 시뮬레이션을 실행했습니다. 결과는 이러한 초신성에서 관찰 된 다양성의 대부분이 관련된 과정의 혼란과 폭발의 비대칭 성 때문임을 나타냅니다.
대부분의 경우,이 변동은 연구자가 많은 수의 관측 값을 사용하고 표준 보정을 적용하는 한 측정 연구에서 체계적인 오류를 생성하지 않을 것이라고 Kasen은 말했다. 이 연구는 우주 역사상 서로 다른시기에 별들의 화학적 성분의 체계적인 차이로 인해 발생할 수있는 작지만 걱정스러운 영향을 발견했습니다. 그러나 연구자들은 컴퓨터 모델을 사용하여이 효과를 더욱 특성화하고이를 교정 할 수 있습니다.
타입 1a 초신성은 백색 왜성 별이 동반자별로부터 물질을 빨아 들여서 추가 질량을 얻을 때 발생합니다. 태양의 1.4 배인 임계 질량에 도달하면 지구 크기의 물체로 포장됩니다. 별 중심의 열과 압력은 핵융합 핵폭발 반응을 일으켜 백색 왜성이 폭발합니다. 초기 조건은 모든 경우에 거의 동일하기 때문에, 이러한 초신성은 동일한 광도를 갖는 경향이 있으며, 그들의 "광 곡선"(시간에 따른 광도 변화 방법)을 예측할 수 있습니다.
일부는 본질적으로 다른 것보다 밝지 만 이러한 플레어는 점점 느리게 진행되며, 광 곡선의 밝기와 너비 사이의 상관 관계로 인해 천문학자는 관측을 표준화하기 위해 보정을 적용 할 수 있습니다. 따라서 천문학자는 1a 형 초신성의 광 곡선을 측정하고 고유 한 밝기를 계산 한 다음, 거리가 멀어 질수록 겉보기 밝기가 어두워지기 때문에 거리가 얼마나 멀어 질지를 결정할 수 있습니다 .
새 연구에서 이러한 초신성을 시뮬레이션하는 데 사용 된 컴퓨터 모델은 백색 왜성 내부에서 점화 과정이 시작되는 방법과 위치, 느린 연소 연소에서 폭발성 폭발로 전환하는 위치에 대한 현재 이론적 이해를 기반으로합니다.
시뮬레이션은 폭발의 비대칭 성이 타입 1a 초신성의 밝기를 결정하는 핵심 요소임을 보여 주었다. Kasen은“이러한 초신성이 모두 같은 밝기가 아닌 이유는 구면 대칭의 파괴와 밀접한 관련이 있습니다.
가변성의 주요 원인은 폭발 중에 새로운 원소를 합성하는 것인데, 이는 백색 왜성의 끓는 코어에서 열핵 폭주를 발화시키는 최초의 스파크의 기하학적 구조의 차이에 민감하다. 니켈 -56은이 불안정한 동위 원소의 방사성 붕괴가 폭발 후 몇 개월 또는 몇 년 동안 천문학자가 관찰 할 수있는 잔광을 생성하기 때문에 특히 중요합니다.
“니켈 -56의 붕괴는 빛의 곡선을 강화합니다. 폭발은 몇 초 만에 끝났으므로 우리가 보는 것은 니켈이 파편을 가열하는 방법과 파편이 어떻게 빛을 방출하는지의 결과입니다.”라고 Kasen은 말했습니다.
Kasen은 시뮬레이션 된 폭발로부터의 출력을 사용하여 초신성의 천문 관측과 직접 비교할 수있는 시각화를 생성하여이 복사 전송 과정을 시뮬레이션하는 컴퓨터 코드를 개발했습니다.
좋은 소식은 컴퓨터 모델에서 볼 수있는 다양성이 1a 형 초신성의 관측에 동의한다는 것입니다. “가장 중요한 것은, 광 곡선의 폭과 피크 광도는 관찰자가 찾은 것과 일치하는 방식으로 상관 관계가 있다는 것입니다. 따라서이 모델은 암흑 에너지 발견의 근거가 된 관측치와 일치합니다.”라고 Woosley는 말했습니다.
또 다른 변동 원인은 이러한 비대칭 폭발이 다른 각도에서 볼 때 다르게 보입니다. Kasen 씨는 이것이 20 %의 밝기 차이를 설명 할 수 있지만 그 효과는 무작위이며 측정에서 산란을 유발하여 많은 수의 초신성을 관찰함으로써 통계적으로 감소시킬 수 있다고 Kasen 씨는 말했다.
체계적인 편향의 가능성은 주로 백색 왜성의 초기 화학 성분의 변화에서 비롯됩니다. 초신성 폭발 중에는 더 무거운 요소가 합성되고, 이러한 폭발로 인한 잔해가 새로운 별에 통합됩니다. 결과적으로 최근에 형성된 별은 먼 과거에 형성된 별보다 더 무거운 원소 (천문학 용어에서“금속성”이 높음)를 포함 할 가능성이 높습니다.
Kasen은“시간이 지남에 따라 진화 할 것으로 예상되는 것이기 때문에 우주 역사상 훨씬 더 오래된 시대에 해당하는 먼 별을 보면 금속성이 더 낮은 경향이 있습니다. "모델에서이 효과를 계산 한 결과, 거리 측정 결과 오류가 2 % 이하인 것으로 나타났습니다."
컴퓨터 시뮬레이션을 사용한 추가 연구를 통해 연구자들은 이러한 변형의 영향을보다 자세하게 특성화하고 미래의 암흑 에너지 실험에 미치는 영향을 제한 할 수 있으며, 이는 2 %의 오차를 허용 할 수없는 수준의 정확도를 요구할 수 있습니다.
출처 : EurekAlert
