宇宙の膨張を加速させる神秘的な力であるダークエネルギーの発見は、タイプ1a超新星の観測に基づいており、これらの星の爆発は膨張を測定するための「標準キャンドル」として長い間使用されてきました。新しい研究は、これらの超新星の変動の原因を明らかにし、暗黒エネルギーの性質を正確に調査し、それが一定であるか変動するかを決定するために、科学者は彼らが持っているよりもはるかに高い精度で宇宙距離を測定する方法を見つける必要があります過去。
「次世代の宇宙論実験を始めるにあたり、タイプ1aの超新星を距離の非常に敏感な尺度として使用したいと思います」と、今週Natureで発表された研究の筆頭著者であるDaniel Kasenは述べています。 「私たちはそれらがすべて同じ明るさではないことを知っており、それを補正する方法がありますが、距離測定にバイアスをかける系統的な違いがあるかどうかを知る必要があります。そこで、この研究では、明るさの違いの原因を探りました。」
Kasenと彼の共著者であるドイツのガルヒングにあるMax Planck Institute of AstrophysicsのFritzRöpke、およびUC Santa Cruzの天文学と天体物理学の教授であるStan Woosleyは、スーパーコンピューターを使用して、タイプ1aの超新星のシミュレーションを何十回も実行しました。結果は、これらの超新星で観察された多様性の多くは、関与するプロセスのカオス的性質と、結果として生じる爆発の非対称性によるものであることを示しています。
研究者が多数の観察を使用し、標準的な補正を適用する限り、ほとんどの場合、この変動性は測定研究で系統的な誤差を引き起こさないだろうとKasenは言った。この研究は、宇宙の歴史におけるさまざまな時期の星の化学組成の系統的な違いから生じる可能性のある、小さいが潜在的に気になる影響を見つけました。しかし、研究者はコンピュータモデルを使用して、この影響をさらに特徴付け、補正を行うことができます。
タイプ1a超新星は、白い矮星が物質を伴星から吸い上げて追加の質量を獲得したときに発生します。地球の大きさの物体に詰め込まれた太陽の質量の1.4倍の臨界質量に達すると、星の中心の熱と圧力が暴走核融合反応を引き起こし、白い矮星が爆発します。初期条件はすべての場合でほぼ同じであるため、これらの超新星は同じ明度を持つ傾向があり、その「光度曲線」（明度が時間とともにどのように変化するか）は予測可能です。
一部は他よりも本質的に明るいですが、これらのフレアとフェードはゆっくりと行われ、明るさと光度曲線の幅の間のこの相関により、天文学者は観測を標準化するために補正を適用できます。したがって、天文学者はタイプ1aの超新星の光度曲線を測定し、その固有の明るさを計算してから、それがどれだけ離れているかを判断できます。 。
新しい研究でこれらの超新星をシミュレートするために使用されるコンピューターモデルは、点火プロセスが白い小人の中でどのように、どこで始まり、ゆっくり燃焼する燃焼から爆発的な爆発に移行するかに関する現在の理論的理解に基づいています。
シミュレーションは、爆発の非対称性がタイプ1a超新星の明るさを決定する重要な要素であることを示しました。 「これらの超新星がすべて同じ明るさではない理由は、この球面対称性の破れと密接に関連しています」とKasenは言いました。
変動の主な原因は、爆発中の新しい元素の合成です。これは、白色矮星の煮るコアの熱核暴走に点火する最初の火花の形状の違いに敏感です。ニッケル-56は特に重要です。この不安定な同位体の放射性崩壊により、天文学者が爆発後数か月または数年にわたって観測できる残光が生じるためです。
「ニッケル56の減衰は、光度曲線に力を与えるものです。爆発はほんの数秒で終わったので、ニッケルがデブリをどのように加熱し、デブリがどのように光を放射したかという結果がわかります」とKasenは言いました。
Kasenは、この放射伝達プロセスをシミュレートするコンピューターコードを開発しました。シミュレーションされた爆発からの出力を使用して、超新星の天文観測と直接比較できる視覚化を生成します。
良いニュースは、コンピューターモデルに見られる変動性がタイプ1a超新星の観測値と一致することです。 「最も重要なのは、光度曲線の幅とピーク光度は、観察者が見つけたものと一致するように相関していることです。そのため、モデルは暗黒エネルギーの発見の基礎となった観察結果と一致しています」とWoosley氏は述べています。
変動のもう1つの原因は、これらの非対称爆発が異なる角度から見たときに異なるように見えることです。これにより、20パーセントもの明るさの違いを説明できるが、効果はランダムであり、測定値にばらつきが生じ、多数の超新星を観測することで統計的に減少させることができる。
系統的バイアスの可能性は、主に白色矮星の初期の化学組成の変動に起因します。より重い元素は超新星爆発の間に合成され、それらの爆発からの破片は新しい星に組み込まれます。その結果、最近形成された星は、遠い過去に形成された星よりも重い元素（天文学者の用語ではより高い「金属性」）を含む可能性があります。
「それは私たちが時間とともに進化すると予想しているものです。そのため、宇宙の歴史のはるかに早い時期に対応する遠方の星を見ると、それらはより低い金属性を持つ傾向があります」とKasenは言いました。 「モデルでこれの影響を計算したところ、距離測定で結果として生じる誤差は2パーセント以下のオーダーであることがわかりました。」
コンピュータシミュレーションを使用したさらなる研究により、研究者はそのような変動の影響をより詳細に特徴付け、将来の暗黒エネルギー実験への影響を制限できます。これは、2％の誤差を許容できないレベルの精度にする必要があるかもしれません。
出典：EurekAlert
