Během posledního desetiletí se dva velmi odlišné způsoby výpočtu míry, při které se vesmír rozšiřuje, se staly v rozporu, neshoda Poté, co astronom Edwin Hubble z 20. století daboval napětí Hubble. Odborníci spekulovali, že tento spor může být dočasný, pramenící z jemných nedostatků v pozorováních nebo analýzách, které budou nakonec opraveny spíše než z nějakého vadného porozumění fyzice vesmíru. Nyní však nová studie, která se spoléhá na nezávislé měřítko vlastností galaxií, posílila případ napětí. Docela možná je tu zůstat.
U některých vědců se slovo „napětí“ nesplňuje zvyšování závažnosti problému.
„Byli jsme na této úrovni“ Hubble Tension „po dlouhou dobu. V určitém okamžiku musí komunita říci:“ To je vážnější, „říká fyzik fyzik A Scolnic z Duke University, která nebyla spojena s novou studií. „A krok z„ napětí “je“krize““ “
O podpoře vědecké žurnalistiky
Pokud se vám tento článek líbí, zvažte podporu naší oceněné žurnalistiky předplatné. Zakoupením předplatného pomáháte zajistit budoucnost působivých příběhů o objevech a myšlenkách, které dnes formují náš svět.
Zhoršení těchto trápení jsou nejnovější výsledky Na základě pozorování rozsáhlé struktury vesmíru: Tmavá energie, o které se předpokládá, že způsobuje rozšíření vesmíru, se může časem měnit. To slouží pouze k zhoršení napětí Hubble – nebo Hubble Crisis, pokud dáváte přednost.
The Kořeny napětí ležet ve dvou různých hodnotách vypočtených pro konstanta Hubble, nebo h0– Míra rozšíření dnešního vesmíru. Jeden pochází z měření kosmického mikrovlnného pozadí (CMB), zbývajícího záření od doby, kdy byl vesmír starý asi 380 000 let.
V letech 2009 až 2013 mapoval satelit Evropské kosmické agentury Planck Satellite CMB a kosmologové použili tuto mapu k přibitím standardního modelu kosmologie, také nazývaného LCDM. (L je pro Lambdu, představující temnou energii; CDM je pro hypotetickou, pomalu se pohybující „studenou“ formu tmavé hmoty silně podporované pozorováním.) V LCDM tvoří tmavá energie 68 procent vesmíru, temná hmota 27 procent a normální hmota zbytek. Tým Planck poté použil funkce v CMB pro výpočet míry expanze raného vesmíru; Extrapolace, že do současných časů pomocí LCDM vědci dorazil na h0 asi 67,5 kilometrů za sekundu za megaparsec. (Jeden megaparsec odpovídá asi 3,26 milionu světelných let.)
Minulý měsíc spolupráce Atacama Cosmology Telescope (ACT), která vytvořila přesnější mapu CMB pomocí pozemního rádiového dalekohledu v chilských Andách, vydáno jeho nejnovější zjištění. Kombinací měření CMB s pozorovaným shlukováním galaxií a měřením věku hvězd a dalších aspektů vesmíru získal tým hodnotu asi 68,22 km/s/mpc pro h0. I když je o něco vyšší než odhad Plancka, je to „velmi v souladu s tím“, říká astrofyzik a člen týmu ACT David Spergel Princetonské univerzity a Simons Foundation.
Druhý, přímější způsob výpočtu h0 Zahrnuje použití tzv. Kosmického žebříčku vzdálenosti k provádění měření v našem místním sousedství spíše než na vnější limity pozorovatelného vesmíru.
Lezení po žebříku je pracný proces, který odpovídá jeho jménu. Astronomové vstoupí na první příčku pomocí geometrických měření vzdáleností od blízkých hvězd zvaných Cepheid Proměnné. Tyto hvězdy jsou „standardní svíčky“, které se liší v jasu s periodicitou, která koreluje s jejich absolutní svítivostí. Měření vzdálenosti a periodicity se používá k kalibraci vnitřních charakteristik Cefeidů.
Další příčka žebříku zahrnuje nalezení vzdálených Cepheids a porovnání jejich vnitřní svítivost (získaná pomocí jejich periodicity) pozorováno svítivost odhadnout vzdálenosti na jejich hostitelské galaxie. Astronomové pak určují rychlosti, při kterých tyto galaxie ustupují tím, že se podívají na to, jak moc se expanze vesmíru natahovala – nebo „červenoshifted“ – jejich světlo směrem k červené části elektromagnetického spektra. Měřit vzdálenosti a rychlosti pro statisticky významný vzorek galaxií a dorazili jste na pozorovanou hodnotu h0.
Ale Cepheids vás může vzít jen tak daleko.
Astronomové tedy také hledají extrémně jasné explodující hvězdy zvané typ ia supernovy v galaxiích, které obsahují Cepheids. Takové supernovy také fungují jako standardní svíčky, jejichž absolutní svítivost koreluje s jejich evanescentním, různým jasem; Cefeidy, jejichž vzdálenosti lze vypočítat, se používají k kalibraci absolutní svítivosti supernov. Astronomové pak najdou supernova typu IA v jiných vzdálených galaxiích, aby odhadli jejich vzdálenosti. Supernovy, h0Pro projekt Rovnice stavu temné energie (SH0ES)Vedený laureátem Nobelovy laureát Adam Riess z Johns Hopkins University používal takové techniky k přijetí s h0 Hodnota asi 73,5 km/s/mpc.
Používání supernov jako standardních svíček přichází s vlastními obtížemi, říká však astronom Brent Tully Havajské univerzity. Pro jednoho by mohlo být použito několik pozemních dalekohledů k pozorování stejné supernovy, která představuje prvek instrumentální nejistoty. Také: „Stále nevíme, jak explodují supernovy,“ říká. „Pravděpodobně existují variace (relevantní) jeho použití jako standardní svíčky – a lidé si toho jsou vědomi.“
Aby se Tully a jeho kolegové dostali ještě vzdálených galaxií. Zahrnuje to počínaje další standardní svíčkou: špičkou hvězdy červené-obří (TRGB). Takové hvězdy, s masami od velkého zlomku našich slunce až po několikrát, jsou na samém konci svého života a rostly Ruddy a oteklé – tedy jméno „červeného obří“. Přesněji řečeno, spálili téměř veškerý vodík a zanechali za sebou heliové jádro. Když jádro překročí přesný hmotnostní práh, helium se vznítí a dává takovým hvězdám stejnou vnitřní svítivost. K přesné kalibraci absolutního jasu takových hvězd potřebovali astronomové přesný odhad vzdálenosti k nim bez použití Cepheids. Tam se stala důležitá galaxie zvaná NGC 4258.
NGC 4258 hostí mraky bohaté na vodu nazývané megamasery. (MASER je mikrovlnný ekvivalent laseru; „mega“ odkazuje na jejich hojnou, koherentní emise mikrovlny, což je způsobuje, že vypadají viditelně jasně i přes obrovské kosmické vzdálenosti.) Jiné týmy již měřily rychlost těchto mraků, když se obíhaly na galaxy. Kolegové použili tuto vzdálenost a pozorování učiněného Jamesem Webb Space Telescope (JWST) k kalibraci absolutního jasu hvězd TRGB v NGC 4258. Ozbrojeni touto informacemi pak použili JWST k pozorování a výpočet vzdáleností na 14 dalších galaxií, které hostují TRGB hvězdy.
Tyto galaxie jsou však stále relativně poblíž a jejich rychlosti dominují expanzi vesmíru, ale tlačením a tahem dalších galaxií v jejich hostitelských klastrech. „Abychom změřili konstantu Hubble, musíme měřit vzdálenosti na galaxie, které jsou několik 100 milionů světelných let daleko, dostatečně daleko, aby se vlivy gravitačních interakcí mezi různými galaxiemi nedostaly do našeho měření,“ říká člen týmu, „říká člen týmu,“ říká člen týmu, „říká člen týmu,“ říká člen týmu Gagandeep Anand vědeckého institutu Space Telescope.
To znamenalo lezení ještě další příčky tohoto nového žebříčku bez supernov. Tým použil dříve odvozené vzdálenosti TRGB k rozeznání vlastnosti stárnoucích galaxií plného hvězd TRGB známých jako fluktuace jasu povrchu (SBF). Protože SBF je statistická vlastnost, která se spoléhá spíše na měření souborů hvězd než na jednotlivých (které je mnohem těžší odlišit od dále), je to dobře vhodné pro hlubší pohledy do vesmíru. Ukotvení opatření SBF k technice TRGB umožnilo Tullymu a jeho kolegům extrahovat vzdálenosti pro galaxie z pozorování SBF dříve provedených Hubbleovým vesmírným dalekohledem o vzdálenosti asi 100 megaparses. Nakonec, použití těchto vzdáleností k výpočtu h0, dostali hodnotu asi 73,8 km/s/mpc. Vědci zveřejnili své výsledky na server Preprint ARXIV.org v únoru.
„Je zcela jasné, že existuje velmi silné napětí“ mezi místními odhady H0 A odhady trasy CMB-a-LCDM, říká Riess.
LCDM předpokládá, že tmavá energie se projevuje ve formě tzv. Kosmologické konstanty, což je druh odpudivého protiútoku k gravitaci, pro kterou se hustota energie v průběhu času nezměnila. Výsledky CMB založené na ACT týmu naznačují, že LCDM je na velmi pevném základě. „Pomocí údajů ACT jsme testovali mnoho z navrhovaných modelů, které by mohly zvětšit hubbleovou konstantou změnou fyziky,“ říká Spergel. „Všechny je omezujeme a nenalezneme žádný důkaz pro novou fyziku ani vyšší hubbleovou konstantu.“
To je v kontrastu s nejnovějším výsledkem Spektroskopický nástroj tmavé energie (Desi) Tým, který shromažďoval údaje o pohybu asi 15 milionů galaxií a kombinoval to s dalšími údaji, aby rekonstruoval historii expanze vesmíru. Výsledek Desi naznačuje, že temná energie má hustotu, která se vyvíjí s časem, což může být důkazem důležité nové fyziky za hranicemi LCDM. Analýza DESI také ukazuje, že umožnění tmavé energie se v průběhu času liší – jak může být nutné vysvětlit data týmu – zakončí nahoru rostoucí Hubble napětí spíše než jeho uvolnění. To znamená, že fyziky se musí vrátit na rýsovací prkno, říká Riess. „S výsledky desi si představuji, že mnoho lidí bude hledat.“ nápad To může vysvětlit jak pozdní vývoj v temné energii, tak napětí Hubble, “říká.
Scolnic si myslí, že tyto liché výsledky – na první pohled napětí, napětí, ne, Krize a nyní starosti o skutečnou povahu Dark Energy – jsou silné naznačují, že v našich nejlepších modelech vesmíru něco chybí. „Když existuje jedna věc, můžete to vyloučit, protože lidé dělají chybu,“ říká. „Když je druhá věc, jsi jako:“ Dobře, možná něco divného je pokračuje. ““
