Los astrónomos tienen un problema de energía oscura. Por un lado, sabemos desde hace años que el universo no solo se está expandiendo, sino que también se está acelerando. Parece que hay una energía oscura que impulsa la expansión cósmica. Por otro lado, cuando medimos la expansión cósmica de diferentes maneras, obtenemos valores que no están del todo de acuerdo. Algunos métodos se agrupan alrededor de un valor más alto para la energía oscura, mientras que otros métodos se agrupan alrededor de uno más bajo. Por otro lado, algo tendrá que ceder si queremos resolver este misterio.
La respuesta obvia es que algunas de las mediciones de expansión cósmica deben estar equivocadas. La dificultad con esta idea es que estas mediciones son muy robustas y se han probado varias veces. También son relativamente similares. Durante años, las incertidumbres fueron lo suficientemente grandes como para superponerse. Solo en los últimos años, cuando se han vuelto más precisos, hemos visto el problema. Si bien algunos han argumentado que la energía oscura debería eliminarse, es más probable que solo necesitemos algunas correcciones menores a nuestro modelo.
Una posible corrección podría ser perfeccionar nuestra comprensión de las llamadas velas estándar. Una forma de medir la expansión cósmica es usar objetos de un brillo conocido para medir distancias galácticas. Para grandes distancias galácticas, esto se hace típicamente por supernovas de tipo Ia. Esto puede ocurrir cuando una enana blanca está orbitando de cerca otra estrella. Con el tiempo, la enana blanca puede capturar material de su compañero, hasta que alcanza una masa crítica y explota como una supernova. Como la masa crítica es siempre la misma, estas supernovas siempre explotan con el mismo brillo.
Pero un nuevo estudio de astroquímica sugiere que esto no siempre es cierto. Los diferentes tipos de supernovas se identifican por líneas espectrales en su luz. Las supernovas tipo I no muestran signos de hidrógeno en su espectro, mientras que las supernovas tipo II sí. Esto último ocurre cuando el núcleo de una gran estrella se derrumba al final de su vida. Tipo Ia son supernovas Tipo I que también tienen una línea espectral de silicio ionizado. El silicio se produce cuando explota la enana blanca en su mayoría de carbono.
En este nuevo estudio, el equipo estaba estudiando el manganeso cósmico y cómo se ha formado con el tiempo. El manganeso se produce en ambos tipos de supernovas, así como en otros elementos como el hierro. Pero cada tipo produce una proporción diferente de manganeso a hierro. Cuando el equipo midió esta relación a lo largo del tiempo cósmico, descubrieron que se mantuvo bastante constante. Esto es sorprendente ya que las tasas conocidas de supernovas Tipo I y Tipo II sugieren que la proporción de manganeso debería aumentar con el tiempo.
Una forma de resolver esta discrepancia es si las supernovas de tipo Ia son más variables de lo que pensamos. El modelo habitual sugiere que las enanas blancas Tipo Ia explotan en o cerca de su límite de masa crítica, pero otros modelos sugieren que podrían sufrir detonaciones por etapas. Esto podría ser causado cuando una inestabilidad inicial crea una onda de choque en la estrella que desencadena una explosión antes de alcanzar la masa crítica. O la colisión de dos enanas blancas podría crear una explosión de varias etapas que se parece a la supernova Tipo Ia estándar.
Para que la relación cósmica de manganeso / hierro permanezca constante en el tiempo, aproximadamente tres cuartas partes de las supernovas de tipo Ia necesitarían ser de estas otras variedades. Si eso es cierto, nuestra vela estándar no es tan estándar después de todo, y las mediciones de energía oscura usando este método podrían estar equivocadas.
Si bien la varianza de las supernovas es una posibilidad, este estudio no prueba que las mediciones de supernovas de la energía oscura sean incorrectas. Necesitaremos más estudios para ver si esta variación sugerida es correcta.
Referencia: Eitner, P. y col. “Restricciones de observación sobre el origen de los elementos. III. La evolución química del manganeso y el hierro ".
