Οι αστρονόμοι έχουν πρόβλημα σκοτεινής ενέργειας. Από τη μία πλευρά, γνωρίζουμε εδώ και χρόνια ότι το σύμπαν δεν επεκτείνεται, αλλά επιταχύνεται. Φαίνεται να υπάρχει μια σκοτεινή ενέργεια που οδηγεί την κοσμική διαστολή. Από την άλλη πλευρά, όταν μετράμε την κοσμική επέκταση με διαφορετικούς τρόπους, λαμβάνουμε τιμές που δεν συμφωνούν αρκετά. Ορισμένες μέθοδοι συγκεντρώνονται γύρω από μια υψηλότερη τιμή για σκοτεινή ενέργεια, ενώ άλλες μέθοδοι συγκεντρώνονται γύρω από μια χαμηλότερη. Από την άλλη, κάτι θα πρέπει να δώσει εάν θέλουμε να λύσουμε αυτό το μυστήριο.
Η προφανής απάντηση είναι ότι ορισμένες από τις κοσμικές μετρήσεις διαστολής πρέπει να είναι λανθασμένες. Η δυσκολία με αυτήν την ιδέα είναι ότι αυτές οι μετρήσεις είναι πολύ ισχυρές και έχουν δοκιμαστεί πολλές φορές. Είναι επίσης σχετικά παρόμοια. Για χρόνια οι αβεβαιότητες ήταν αρκετά μεγάλες ώστε να επικαλύπτονται. Μόνο τα τελευταία χρόνια έχουν γίνει πιο ακριβείς που έχουμε δει το πρόβλημα. Αν και ορισμένοι υποστήριξαν ότι η σκοτεινή ενέργεια πρέπει να εξαλειφθεί, είναι πιο πιθανό ότι χρειαζόμαστε μερικές μικρές διορθώσεις στο μοντέλο μας.
Μια πιθανή διόρθωση θα μπορούσε να είναι να βελτιώσουμε την κατανόησή μας για τα λεγόμενα τυπικά κεριά. Ένας τρόπος μέτρησης της κοσμικής διαστολής είναι η χρήση αντικειμένων γνωστής φωτεινότητας για τη μέτρηση γαλαξιακών αποστάσεων. Για μεγάλες γαλαξιακές αποστάσεις αυτό γίνεται συνήθως από σουπερνόβα τύπου Ia. Αυτά μπορεί να συμβούν όταν ένας λευκός νάνος σε τροχιά γύρω από ένα άλλο αστέρι. Με την πάροδο του χρόνου, ο λευκός νάνος μπορεί να συλλάβει υλικό από τον σύντροφό του, μέχρι να φτάσει σε μια κρίσιμη μάζα και να εκραγεί ως σουπερνόβα. Δεδομένου ότι η κρίσιμη μάζα είναι πάντα η ίδια, αυτές οι σουπερνόβες εκρήγνυνται πάντα με την ίδια φωτεινότητα.
Αλλά μια νέα μελέτη της αστροχημείας δείχνει ότι αυτό δεν είναι πάντα αλήθεια. Διαφορετικοί τύποι σουπερνόβων αναγνωρίζονται από φασματικές γραμμές στο φως τους. Οι σουπερνόβα τύπου Ι δεν εμφανίζουν σημάδια υδρογόνου στο φάσμα τους, ενώ οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ εμφανίζουν. Το τελευταίο συμβαίνει όταν ο πυρήνας ενός μεγάλου αστεριού καταρρέει στο τέλος της ζωής του. Ο τύπος Ια είναι σουπερνόβα τύπου Ι που έχουν επίσης φασματική γραμμή ιονισμένου πυριτίου. Το πυρίτιο παράγεται όταν εκρήγνυται ο λευκός νάνος που αποτελείται κυρίως από άνθρακα.
Σε αυτή τη νέα μελέτη, η ομάδα μελετούσε το κοσμικό μαγγάνιο και πώς έχει διαμορφωθεί με την πάροδο του χρόνου. Το μαγγάνιο παράγεται και στους δύο τύπους σουπερνόβα, καθώς και σε άλλα στοιχεία όπως ο σίδηρος. Αλλά κάθε τύπος παράγει διαφορετική αναλογία μαγγανίου προς σίδηρο. Όταν η ομάδα μέτρησε αυτήν την αναλογία με τον κοσμικό χρόνο, βρήκαν ότι παρέμεινε αρκετά σταθερή. Αυτό είναι εκπληκτικό αφού οι γνωστοί ρυθμοί σουπερνόβα τύπου Ι και τύπου II υποδηλώνουν ότι η αναλογία μαγγανίου θα πρέπει να αυξάνεται με την πάροδο του χρόνου.
Ένας τρόπος με τον οποίο θα μπορούσε να επιλυθεί αυτή η ασυμφωνία είναι εάν οι σουπερνόβα τύπου Ia είναι πιο μεταβλητές από ό, τι νομίζουμε. Το συνηθισμένο μοντέλο υποδηλώνει ότι οι λευκοί νάνοι τύπου Ia εκρήγνυνται στο ή κοντά στο κρίσιμο όριο μάζας τους, αλλά άλλα μοντέλα υποδηλώνουν ότι θα μπορούσαν να υποστούν σταδιακές εκρήξεις. Αυτά θα μπορούσαν να προκληθούν όταν μια αρχική αστάθεια δημιουργεί ένα κύμα σοκ στο αστέρι που πυροδοτεί μια έκρηξη πριν φτάσει σε κρίσιμη μάζα. Ή η σύγκρουση δύο λευκών νάνων θα μπορούσε να δημιουργήσει μια έκρηξη πολλαπλών σταδίων που μοιάζει με την τυπική σουπερνόβα Type Ia.
Για να παραμείνει σταθερή η αναλογία κοσμικού μαγγανίου / σιδήρου με την πάροδο του χρόνου, περίπου τα τρία τέταρτα των σουπερνόβα τύπου Ia θα πρέπει να είναι αυτών των άλλων ποικιλιών. Εάν αυτό ισχύει, τότε το τυπικό μας κερί δεν είναι τόσο τυπικό και οι μετρήσεις της σκοτεινής ενέργειας με τη χρήση αυτής της μεθόδου θα μπορούσαν να είναι λανθασμένες.
Παρόλο που η διακύμανση των σουπερνόβα είναι μία πιθανότητα, αυτή η μελέτη δεν αποδεικνύει ότι οι μετρήσεις της σκούρας ενέργειας του σουπερνόβα είναι λανθασμένες. Θα χρειαστούμε περισσότερες μελέτες για να δούμε αν αυτή η προτεινόμενη παραλλαγή είναι σωστή.
Αναφορά: Eitner, Ρ., Et αϊ. «Παρατηρητικοί περιορισμοί στην προέλευση των στοιχείων. III. Η χημική εξέλιξη του μαγγανίου και του σιδήρου. "
