Penemuan energi gelap, kekuatan misterius yang mempercepat ekspansi alam semesta, didasarkan pada pengamatan supernova tipe 1a, dan ledakan bintang ini telah lama digunakan sebagai "lilin standar" untuk mengukur ekspansi. Sebuah studi baru mengungkapkan sumber variabilitas dalam supernova ini, dan untuk secara akurat menyelidiki sifat energi gelap dan menentukan apakah itu konstan atau variabel dari waktu ke waktu, para ilmuwan harus menemukan cara untuk mengukur jarak kosmik dengan presisi jauh lebih besar daripada yang mereka miliki di masa lalu.
"Ketika kita memulai generasi percobaan kosmologi berikutnya, kita akan ingin menggunakan supernova tipe 1a sebagai ukuran jarak yang sangat sensitif," kata pemimpin penulis Daniel Kasen, dari sebuah penelitian yang diterbitkan di Nature minggu ini. “Kami tahu mereka tidak semua kecerahan yang sama, dan kami memiliki cara untuk mengoreksi itu, tetapi kami perlu tahu apakah ada perbedaan sistematis yang akan bias pengukuran jarak. Jadi penelitian ini mengeksplorasi apa yang menyebabkan perbedaan kecerahan itu. "
Kasen dan rekan penulisnya - Fritz Röpke dari Max Planck Institute for Astrophysics di Garching, Jerman, dan Stan Woosley, profesor astronomi dan astrofisika di UC Santa Cruz - menggunakan superkomputer untuk menjalankan puluhan simulasi supernova tipe 1a. Hasilnya menunjukkan bahwa banyak keanekaragaman yang diamati dalam supernova ini disebabkan oleh sifat kacau proses yang terlibat dan asimetri yang dihasilkan dari ledakan.
Untuk sebagian besar, variabilitas ini tidak akan menghasilkan kesalahan sistematis dalam studi pengukuran selama peneliti menggunakan sejumlah besar pengamatan dan menerapkan koreksi standar, kata Kasen. Studi ini memang menemukan efek kecil tetapi berpotensi mengkhawatirkan yang dapat dihasilkan dari perbedaan sistematis dalam komposisi kimia bintang pada waktu yang berbeda dalam sejarah alam semesta. Tetapi peneliti dapat menggunakan model komputer untuk lebih mengkarakterisasi efek ini dan mengembangkan koreksi untuk itu.
Supernova tipe 1a terjadi ketika bintang katai putih memperoleh massa tambahan dengan menyedot materi dari bintang pendamping. Ketika mencapai massa kritis - 1,4 kali massa Matahari, dikemas ke dalam objek seukuran Bumi - panas dan tekanan di pusat bintang memicu reaksi fusi nuklir yang tak terkendali, dan white dwarf meledak. Karena kondisi awal hampir sama dalam semua kasus, supernova ini cenderung memiliki luminositas yang sama, dan "kurva cahaya" mereka (bagaimana perubahan luminositas dari waktu ke waktu) dapat diprediksi.
Beberapa secara intrinsik lebih terang dari yang lain, tetapi ini menyala dan memudar lebih lambat, dan korelasi antara kecerahan dan lebar kurva cahaya ini memungkinkan para astronom untuk menerapkan koreksi untuk membakukan pengamatan mereka. Jadi, para astronom dapat mengukur kurva cahaya supernova tipe 1a, menghitung kecerahan intrinsiknya, dan kemudian menentukan seberapa jauh jaraknya, karena kecerahan yang tampak berkurang dengan jarak (seperti halnya lilin tampak lebih redup pada jarak daripada jarak dekat). .
Model komputer yang digunakan untuk mensimulasikan supernova ini dalam studi baru didasarkan pada pemahaman teoretis saat ini tentang bagaimana dan di mana proses pengapian dimulai di dalam white dwarf dan di mana ia membuat transisi dari pembakaran yang lambat ke pembakaran yang eksplosif.
Simulasi menunjukkan bahwa asimetri ledakan adalah faktor kunci yang menentukan kecerahan supernova tipe 1a. "Alasan mengapa supernova ini tidak semua kecerahan yang sama terkait erat dengan pemecahan simetri bola ini," kata Kasen.
Sumber dominan variabilitas adalah sintesis unsur-unsur baru selama ledakan, yang peka terhadap perbedaan dalam geometri percikan pertama yang menyalakan pelarian termonuklir di inti yang mendidih dari katai putih. Nikel-56 sangat penting, karena peluruhan radioaktif dari isotop yang tidak stabil ini menciptakan cahaya yang dapat diamati oleh para astronom selama berbulan-bulan atau bahkan bertahun-tahun setelah ledakan.
“Peluruhan nikel-56 adalah yang memperkuat kurva cahaya. Ledakan berakhir dalam hitungan detik, jadi apa yang kita lihat adalah hasil dari bagaimana nikel memanaskan puing-puing dan bagaimana puing-puing memancarkan cahaya, "kata Kasen.
Kasen mengembangkan kode komputer untuk mensimulasikan proses transfer radiasi ini, menggunakan output dari ledakan simulasi untuk menghasilkan visualisasi yang dapat dibandingkan secara langsung dengan pengamatan astronomi supernova.
Berita baiknya adalah variabilitas yang terlihat pada model komputer sesuai dengan pengamatan supernova tipe 1a. “Yang terpenting, lebar dan puncak luminositas kurva cahaya berkorelasi sedemikian rupa sehingga sesuai dengan apa yang ditemukan oleh para pengamat. Jadi model konsisten dengan pengamatan yang menjadi dasar penemuan energi gelap, ”kata Woosley.
Sumber lain dari variabilitas adalah bahwa ledakan asimetris ini terlihat berbeda jika dilihat dari sudut yang berbeda. Ini dapat menjelaskan perbedaan dalam kecerahan sebanyak 20 persen, kata Kasen, tetapi efeknya acak dan menciptakan penyebaran dalam pengukuran yang dapat dikurangi secara statistik dengan mengamati sejumlah besar supernova.
Potensi bias sistematis terutama berasal dari variasi komposisi kimia awal bintang katai putih. Unsur yang lebih berat disintesis selama ledakan supernova, dan puing-puing dari ledakan itu dimasukkan ke dalam bintang-bintang baru. Akibatnya, bintang-bintang yang terbentuk baru-baru ini kemungkinan mengandung unsur yang lebih berat ("metalisitas" yang lebih tinggi, dalam terminologi astronom) daripada bintang-bintang yang terbentuk di masa lalu yang jauh.
"Itu adalah jenis hal yang kami perkirakan akan berevolusi dari waktu ke waktu, jadi jika Anda melihat bintang-bintang yang jauh yang bersesuaian dengan masa-masa jauh sebelumnya dalam sejarah alam semesta, mereka cenderung memiliki tingkat keasaman yang lebih rendah," kata Kasen. "Ketika kami menghitung efek ini dalam model kami, kami menemukan bahwa kesalahan yang dihasilkan dalam pengukuran jarak akan berada di urutan 2 persen atau kurang."
Studi lebih lanjut menggunakan simulasi komputer akan memungkinkan para peneliti untuk mengkarakterisasi efek variasi seperti itu secara lebih rinci dan membatasi dampaknya pada eksperimen energi-gelap di masa depan, yang mungkin memerlukan tingkat presisi yang akan membuat kesalahan 2 persen tidak dapat diterima.
Sumber: EurekAlert
