Những biến đổi của siêu tân tinh loại 1a

Những vụ nổ sao được gọi là siêu tân tinh loại 1a từ lâu đã được sử dụng như một “ngọn nến tiêu chuẩn”, độ sáng không thay đổi của chúng là một cách giúp các nhà thiên văn học đo khoảng cách vũ trụ và sự mở rộng của vũ trụ. Tuy nhiên một nghiên cứu mới được công bố tuần này trên tạp chí Nature cho thấy những nguồn biến đổi của siêu tân tinh loại 1a sẽ cần phải được tính đến nếu các nhà thiên văn học muốn sử dụng chúng cho những đo đạc chính xác hơn trong tương lai.

Việc phát hiện ra năng lượng tối, một nguồn lực bí ẩn đẩy nhanh quá trình mở rộng của vũ trụ, dựa trên những quan sát siêu tân tinh loại 1a. Nhưng để thăm dò bản chất của năng lượng tối và xác định nếu nó biến đổi hoặc không biến đổi theo thời gian, các nhà khoa học sẽ cần phải đo khoảng cách vũ trụ với độ chính xác cao hơn rất nhiều so với trước đây.

Tác giả chính Daniel Kasen, nhà nghiên cứu bậc sau tiến sĩ tại Đại học California, Santa Cruz, cho biết: “Khi chúng tôi bắt đầu thế hệ tiếp theo của những thí nghiệm vũ trụ học, chúng tôi sẽ cần sử dụng siêu tân tinh loại 1a như một công cụ đo đạc khoảng cách rất nhạy. Chúng tôi biết rằng độ sáng của chúng không phải hoàn toàn giống nhau, nhưng có một số cách để điều chỉnh điều này. nhưng chúng tôi cần biết liệu có những khác biệt hệ thống có thể làm sai lệch đo đạc khoảng cách hay không. Nghiên cứu này đã tìm hiểu điều gì đã tạo ra sự khác biệt về độ sáng như vậy”.

Kasen và các đồng tác giả – Fritz Röpke thuộc Học viện vật lý học thiên thể Max Planck tại Garching, Đức, và Stan Woosley, giáo sư thiên văn học và vật lý học thiên thể tại UC Stan Cruz – đã sử dụng những siêu máy tính để chạy một số mô phỏng siêu tân tinh loại 1a. Kết quả chỉ ra rằng hầu hết các biến đổi quan sát thấy ở những siêu tân tinh này là do bản chất hỗn loạn của các quá trình tham gia vào vụ nổ.

Nói chung, biến đổi này sẽ không tạo ra những lỗi hệ thống khi đo đạc nếu các nhà nghiên cứu sử dụng một số lượng lớn các quan sát và áp dụng những biện pháp chỉnh sửa tiêu chuẩn. Tuy nhiên, nghiên cứu phát hiện thấy một tác động, dù nhỏ, nhưng đáng lọ ngại có thể tạo ra sự khác biệt hệ thống trong thành phần hóa học của sao ở những thời điểm khác nhau trong lịch sử vũ trụ. Các nhà nghiên cứu có thể sử dụng các mô hình máy tính để tìm hiểu thêm về tác động này và phát triển chỉnh sửa cho nó.

Woosley cho biết: “Vì chúng ta đã bắt đầu hiểu hoạt động của siêu tân tinh loại 1a, những mô hình này có thể được sử dụng để cải tiến những phương pháp đo khoảng cách, và tăng thêm tính chính xác cho những đo đạc tốc độ mở rộng của vũ trụ”.

Siêu tân tinh loại 1a xuất hiện khi một sao lùn trắng có thêm khối lượng qua việc hút vật chật khỏi một ngôi sao gần đó. Khi nó đạt đến một khối lượng nhất định – 1,4 lần khối lượng Mặt Trời tập trung trong một vật thể có kích thước bằng Trái Đất – thì nhiệt lượng và áp suất ở trung tâm ngôi sao tạo ra một phản ứng nhiệt hạch, và ngôi sao lùn trắng nổ tung. Vì điều kiện ban đầu gần như giống hệt nhau trong tất cả các trường hợp, các vụ nổ siêu tân tinh thường có độ sáng tương đương, và “đường ánh sáng” (sự thay đổi của ánh sáng theo thời gian) của chúng thường có thể dự đoán được.

Về bản chất một số siêu tân tinh sáng hơn, nhưng chúng tỏa sáng và mờ đi chậm hơn, và mối tương quan giữa độ sáng và độ rộng của đường ánh sáng cho phép các nhà thiên văn học áp dụng một số chỉnh sửa để tiêu chuẩn hóa những quan sát này. Các nhà thiên văn học có thể đo đường ánh sáng của một siêu tân tinh loại 1a, tính toán độ sáng bản chất, và xác định khoảng cách của chúng so với chúng ta, vì độ sáng giảm dần theo khoảng cách (tương tự như một ngọn nến trông mờ hơn khi đứng ở xa).

Các mô hình máy tính được sử dụng để mô phỏng những siêu tân tinh này trong nghiên cứu mới dựa trên hiểu biết lý thuyết hiện hành về làm thế nào và ở đâu quá trình đốt chấy bắt đầu bên trong một sao lùn trắng, và tại đâu nó thực hiện quá trình chuyển đổi từ đốt cháy chậm đến nổ tung.

Woosley giải thích: “Vì sự đốt cháy không xuất hiện ở vùng trung tâm, và vụ nổ xảy ra đầu tiên tại một điểm nào đó gần bề mặt của ngôi sao lùn trắng, nên vụ nổ không có tính đối xứng cầu. Điều này chỉ có thể được nghiên cứu một cách chính xác bằng cách sử dụng những tính toán đa chiều”.

Hầu hết các nghiên cứu trước đây sử dụng mô hình một chiều, trong đó những vụ nổ mô phỏng được cho là cân bằng cầu. Mô hình đa chiều sẽ cần đến những máy tính mạnh hơn, do đó nhóm của Kasen chạy hầu hết các mô phỏng trên siêu máy tính Jaguar tại Phòng thí nghiệm quốc gia Oak Ridge, và siêu máy tính tại Trung tâm máy tính khoa học nghiên cứu năng lượng quốc gia, thuộc Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence Berkeley. Những kết quả của mô hình hai chiều được báo cáo trên tạp chí Nature, và những nghiên cứu 3 chiều vẫn đang được tiến hành.

Các mô phỏng cho thấy tính chất không đối xứng của vụ nổ là yếu tố chìa khóa quyết định độ sáng của siêu tân tinh loại 1a. Kasen cho biết: “Lý do những siêu tân tinh này không có độ sáng giống nhau có mối liên hệ chặt chẽ với việc phá vỡ tính đối xứng cầu”.

Nguồn biến đổi chủ yếu chính là sự tổng hợp nguyên tố mới trong vụ nổ. Quá trình này rất nhạy cảm đối với sự khác biệt về hình học của tia lửa đầu tiên kích thích phản ứng nhiệt học trong nhân của sao lùn trắng. Nickel-56 có vai trò đặc biệt quan trọng, vì sự phân rã phóng xạ của đồng vị không bền này tạo ra hào quang mà các nhà thiên văn học có thể quan sát trong nhiều tháng hoặc nhiều năm sau vụ nổ.

Kasen cho biết: “Sự phân rã của nickel-56 chính là năng lượng của đương ánh sáng. Vụ nổ kết thúc chỉ trong vài giây, vì vậy những gì chúng ta quan sát thấy là kết quả của quá trình nickel làm nóng tàn dư của vụ nổ, và những tàn dư này bức xạ ánh sáng”.

Kasen đã phát triển mã máy tính để mô phỏng quá trình chuyển đổi phóng xạ này, sử dụng kết quả từ vụ nổ mô phỏng để tạo ra hình ảnh có thể được so sánh trực tiếp với những quan sát thiên văn học.

Tin tức tốt lành là những biến đổi quan sát thấy trong các mô hình máy tính hoàn toàn nhất quán với những quan sát siêu tân tinh loại 1a. Woosley cho biết: “Điều quan trọng nhất, sự tương quan giữa độ rộng và độ sáng nhất của đường sáng cũng phù hợp với những gì các quan sát phát hiện thấy. Vì vây các mô hình được thiết lập hoàn toàn nhất quán với những quan sát mà phát hiện năng lượng tối đã dựa vào”.

Một nguồn biến đổi khác là những vụ nổ không cân xứng này trông khác nhau khi quan sát ở những góc khác nhau. Điều này dẫn tới 20% khác biệt về độ sáng, Kasen cho biết, nhưng tác động hoàn toàn ngẫu nhiên và tạo ra những phân bố trong đo đạc có thể giảm xuống bằng cách quan sát một số lượng lớn các siêu tân tinh.

Khả năng dẫn đến sai số hệ thống trước tiên đến từ những biến đổi của thành phần hóa học ban đầu của sao lùn trắng. Những nguyên tố nặng hơn được tổng hợp trong vụ nổ siêu tân tinh, và tàn dư từ những vụ nổ này được tập hợp lại thành những sao mới. Do đó, những ngôi sao hình thành gần đây rất có khả năng sẽ chứa nhiều nguyên tố nặng hơn (theo thuật ngữ thiên văn học là tính kim loại) so với những ngôi sao được hình thành trong quá khứ.

Kasen cho biết: “Đó chính là những gì chúng tôi dự đoán sẽ tiến triển theo thời gian, vì vậy nếu bạn nhìn vào những ngôi sao ở thời kỳ đầu trong lịch sử của vũ trụ, chúng thường có tính kim loại thấp hơn. Khi chúng tôi tính toán tác động của yếu tố này trong các mô hình, chúng tôi phát hiện rằng nhữn lỗi khi đo khoảng cánh sẽ rơi vào khoảng dưới 2%”.

Những nghiên cứu mở rộng sử dụng mô phỏng máy tính sẽ cho phép các nhà nghiên cứu tìm hiểu về tác động của những biến đổi nói trên một cách chi tiết hơn và giảm thiểu tác động của chúng đối với những thí nghiệm năng lượng tối trong tương lai.