Νέα ρυτίδα προστέθηκε στην κρίση Hubble της Cosmology

Τα μεγάλα νέα στην κοσμολογία εδώ και αρκετά χρόνια είναι η αυξανόμενη απόδειξη ότι το σύμπαν διαστέλλεται ταχύτερα από το αναμενόμενο. Όταν οι κοσμολόγοι προεκτείνουν δεδομένα από το πρώιμο σύμπαν για να προβλέψουν πώς θα έπρεπε να είναι ο κόσμος τώρα, προβλέπουν έναν σχετικά αργό ρυθμό κοσμικής διαστολής. Όταν μετρούν απευθείας την ταχύτητα με την οποία τα αστρονομικά αντικείμενα εκτοξεύονται μακριά μας, διαπιστώνουν ότι το διάστημα διαστέλλεται περίπου 9% πιο γρήγορα από την πρόβλεψη. Η ασυμφωνία μπορεί να σημαίνει ότι κάτι μεγάλο λείπει από την κατανόησή μας για τον κόσμο.

Το θέμα έφτασε σε κρεσέντο τον περασμένο χρόνο. Τον περασμένο Μάρτιο, η κύρια ομάδα μέτρησης της κοσμικής επέκτασης δημοσίευσε την ενημερωμένη ανάλυσή της, καταλήγοντας για άλλη μια φορά σε ρυθμό επέκτασης που ξεπερνά κατά πολύ τις προσδοκίες. Στη συνέχεια, τον Ιούλιο, μια νέα μέτρηση της κοσμικής διαστολής με τη χρήση αντικειμένων που ονομάζονται κβάζαρ, όταν συνδυάστηκε με την άλλη μέτρηση, ξεπέρασε το «πέντε σίγμα», ένα στατιστικό επίπεδο που οι φυσικοί συνήθως αντιμετωπίζουν ως το πρότυπο απόδειξης ενός ακατανόητου φυσικού αποτελέσματος. Σε αυτήν την περίπτωση, οι κοσμολόγοι λένε ότι μπορεί να υπάρχει κάποιο επιπλέον κοσμικό συστατικό, πέρα ​​από τη σκοτεινή ύλη, τη σκοτεινή ενέργεια και οτιδήποτε άλλο περιλαμβάνουν ήδη στις εξισώσεις τους, που επιταχύνει το σύμπαν.

Αλλά αυτό είναι αν οι μετρήσεις είναι σωστές. Μια νέα σειρά στοιχείων, που ανακοινώθηκε για πρώτη φορά το περασμένο καλοκαίρι, υποδηλώνει ότι ο ρυθμός κοσμικής διαστολής μπορεί να πέσει πολύ πιο κοντά στον ρυθμό που προβλέπεται από τις μετρήσεις του πρώιμου σύμπαντος και την τυπική θεωρία της κοσμολογίας.

Η Wendy Freedman, διακεκομμένη κοσμολόγος στο Πανεπιστήμιο του Σικάγο και στα Αστεροσκοπεία Carnegie, μέτρησε τον ρυθμό διαστολής, γνωστό ως σταθερά Hubble, χρησιμοποιώντας αστέρια που θεωρεί καθαρότερους ανιχνευτές διαστολής από άλλα αντικείμενα. Χρησιμοποιώντας αυτά τα αστέρια της «άκρης του κλάδου του κόκκινου γίγαντα» (TRGB), αυτή και η ομάδα της έφτασαν σε σημαντικά χαμηλότερο ρυθμό Hubble από άλλους παρατηρητές.

Παρόλο που η Freedman είναι γνωστή για την προσεκτική και καινοτόμο δουλειά της, ορισμένοι ερευνητές απώθησαν τις μεθόδους της αφού παρουσίασε το αποτέλεσμα το περασμένο καλοκαίρι. Υποστήριξαν ότι η ομάδα της χρησιμοποίησε ξεπερασμένα δεδομένα για μέρος της ανάλυσής τους και μια άγνωστη τεχνική βαθμονόμησης. Οι επικριτές πίστευαν ότι εάν η ομάδα του Freedman χρησιμοποιούσε νεότερα δεδομένα, η αξία τους στο Hubble θα αυξανόταν και θα ευθυγραμμιζόταν με άλλους αστρονομικούς ανιχνευτές.

Δεν το έκανε. Σε ένα άρθρο που δημοσιεύτηκε στο διαδίκτυο στις 5 Φεβρουαρίου και έγινε αποδεκτό για δημοσίευση στο The Astrophysical Journal , η ομάδα του Freedman περιέγραψε λεπτομερώς την ανάλυσή της για τα αστέρια TRGB, συνόψισε τους ελέγχους συνέπειας και απάντησε σε κριτικές. Το νέο έγγραφο αναφέρει έναν ακόμη πιο αργό ρυθμό κοσμικής διαστολής από το αποτέλεσμα του περασμένου καλοκαιριού, λίγο πιο κοντά στον ρυθμό του πρώιμου σύμπαντος. Τα πιο ενημερωμένα δεδομένα που οι επικριτές πίστευαν ότι θα αύξαναν την αξία του Hubble του Freedman είχαν το αντίθετο αποτέλεσμα. "Το έκανε να πέσει", είπε.

Το πρόβλημα με τη σκόνη

Το ερώτημα εάν το σύμπαν διαστέλλεται ταχύτερα από το αναμενόμενο εμφανίστηκε για πρώτη φορά το 2013, όταν ο δορυφόρος Planck χαρτογράφησε με ακρίβεια τα αρχαία μικροκύματα που προέρχονται από όλες τις κατευθύνσεις στον ουρανό. Τα μικροκύματα αποκάλυψαν ένα λεπτομερές στιγμιότυπο του πρώιμου σύμπαντος από το οποίο η ομάδα Planck μπορούσε να συμπεράνει τα ακριβή συστατικά του σύμπαντος, όπως την ποσότητα της σκοτεινής ύλης. Η σύνδεση αυτών των συστατικών στις εξισώσεις βαρύτητας του Άλμπερτ Αϊνστάιν επέτρεψε στους επιστήμονες να υπολογίσουν τον αναμενόμενο ρυθμό διαστολής του διαστήματος σήμερα, τον οποίο η τελική, πλήρης ανάλυση του Planck καθόρισε στα 67,4 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά megaparsec, δίνοντας ή παίρνοντας 1%. Δηλαδή, όταν κοιτάζουμε στο διάστημα, θα πρέπει να βλέπουμε αστρονομικά αντικείμενα να απομακρύνονται από εμάς κατά 67,4 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο γρηγορότερα με κάθε megaparsec απόστασης, όπως ακριβώς οι κουκκίδες σε ένα μπαλόνι που φουσκώνει διαχωρίζονται πιο γρήγορα όσο πιο μακριά είναι.

Αλλά ο Adam Riess, ένας κοσμολόγος στο Πανεπιστήμιο Johns Hopkins και ο βραβευμένος με Νόμπελ συν-ανακαλύφτης της σκοτεινής ενέργειας, έπαιρνε για μερικά χρόνια υψηλότερη τιμή στις άμεσες μετρήσεις του ρυθμού κοσμικής διαστολής. Η τάση συνεχίστηκε. Από την τελευταία ανάλυσή τους τον περασμένο Μάρτιο, η ομάδα του Riess προσάρτησε τη σταθερά Hubble στα 74 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά megaparsec, 9% υψηλότερα από τα 67,4 που προέκτασαν από το πρώιμο σύμπαν.

Το πρόβλημα είναι ότι η απευθείας μέτρηση της σταθεράς Hubble είναι πολύ δύσκολη. Για να γίνει αυτό, αστρονόμοι όπως ο Riess και ο Freedman πρέπει πρώτα να βρουν και να βαθμονομήσουν τα «τυποποιημένα κεριά»:αστρονομικά αντικείμενα που έχουν γνωστή απόσταση και εγγενή φωτεινότητα. Με αυτές τις τιμές στο χέρι, μπορούν να συμπεράνουν τις αποστάσεις από τα τυπικά κεριά που είναι πιο αμυδρά και πιο μακριά. Στη συνέχεια συγκρίνουν αυτές τις αποστάσεις με το πόσο γρήγορα κινούνται τα αντικείμενα, αποκαλύπτοντας τη σταθερά Hubble.

Ο Riess και η ομάδα του χρησιμοποιούν παλλόμενα αστέρια που ονομάζονται Κηφείδες ως τυπικά κεριά τους. Οι αποστάσεις των αστεριών μπορούν να μετρηθούν με παράλλαξη και άλλες μεθόδους και πάλλονται με συχνότητα που συσχετίζεται με το πόσο εγγενώς φωτεινά είναι. Αυτό επιτρέπει στους αστρονόμους να μετρήσουν τις σχετικές αποστάσεις από αμυδρότερους κηφείδες σε πιο απομακρυσμένους γαλαξίες, κάτι που τους δίνει τις αποστάσεις των «σουπερνόβα τύπου 1a» στους ίδιους γαλαξίες - εκρήξεις που χρησιμεύουν ως φωτεινότερα, αν και πιο σπάνια, τυπικά κεριά. Αυτά χρησιμοποιούνται για τη μέτρηση των αποστάσεων σε εκατοντάδες μακρινά σουπερνόβα, των οποίων η ταχύτητα ύφεσης διαιρούμενη με την απόστασή τους δίνει τη σταθερά Hubble.

Η τιμή Hubble της ομάδας 74 της ομάδας Riess έγινε πιο πειστική πέρυσι όταν μια ανεξάρτητη μέτρηση με χρήση κβάζαρ έδωσε το παρόμοιο αποτέλεσμα 73,3, μια μέτρηση βασισμένη σε αντικείμενα που ονομάζονται μέιζερ προσγειώθηκε στο 73,9 και μια πρόσθετη ανεξάρτητη μέτρηση κβάζαρ επέστρεψε 74,2.

Αλλά ο Freedman, ο οποίος βοήθησε να γίνει πρωτοπόρος η μέθοδος των κεφαλίδων που χρησιμοποιείται τώρα από τον Riess, ανησυχούσε εδώ και καιρό για πιθανές πηγές λάθους. Οι Κηφείδες αλλάζουν καθώς γερνούν, κάτι που δεν είναι ιδανικό για τυπικά κεριά. Οι Κηφείδες τείνουν επίσης να υπάρχουν σε πυκνές αστρικές περιοχές, κάτι που έχει δύο άθλια αποτελέσματα:Πρώτον, αυτές οι περιοχές συχνά γεμίζουν με σκόνη, η οποία εμποδίζει το φως των αστεριών και κάνει τα αντικείμενα να φαίνονται μακρύτερα από ό,τι είναι. Και δεύτερον, ο συνωστισμός μπορεί να τα κάνει να φαίνονται πιο φωτεινά και έτσι πιο κοντά από ό,τι είναι, οδηγώντας δυνητικά σε υπερεκτίμηση της σταθεράς Hubble. Αυτός είναι ο λόγος για τον οποίο ο Freedman ξεκίνησε να χρησιμοποιήσει τα αστέρια του κόκκινου γίγαντα.

Τα TRGB είναι αυτά που γίνονται για λίγο τα αστέρια όπως ο ήλιος μας πριν πεθάνουν. Ως κόκκινοι γίγαντες, σταδιακά γίνονται πιο φωτεινοί μέχρι να φτάσουν σε μια χαρακτηριστική μέγιστη φωτεινότητα που προκαλείται από την ξαφνική ανάφλεξη του ηλίου στους πυρήνες τους. Αυτοί οι κορυφαίοι κόκκινοι γίγαντες είναι πάντα οι ίδιοι, γεγονός που τους καθιστά καλά τυπικά κεριά. Επιπλέον, ως παλιά αστέρια, κατοικούν στις καθαρές, αραιές παρυφές των γαλαξιών, παρά στις σκονισμένες, πολυσύχναστες περιοχές. «Όσον αφορά την απλότητα, η άκρη του κλαδιού του κόκκινου γίγαντα κερδίζει τα χέρια προς τα κάτω», είπε ο Barry Madore, σύζυγος και κύριος συνεργάτης του Freedman, επίσης των παρατηρητηρίων του Σικάγο και του Carnegie.

Πρώτα, ο Freedman, η Madore και η ομάδα τους έπρεπε να βαθμονομήσουν τα αστέρια TRGB, καταλαβαίνοντας πόσο φωτεινά είναι σε κάποια γνωστή απόσταση. Μόνο τότε θα μπορούσαν να συγκρίνουν τη φωτεινότητα (και έτσι να συναγάγουν την απόσταση) των TRGB και των σουπερνόβα πιο μακριά.

Για τα τυπικά κεριά τους, επέλεξαν τον πληθυσμό των αστεριών TRGB στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, έναν κοντινό γαλαξία του οποίου η απόσταση είναι εξαιρετικά γνωστή. Το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου είναι σκονισμένο, επομένως η φωτεινότητα των άστρων δεν μπορεί να παρατηρηθεί άμεσα. Αντίθετα, η Freedman και οι συνεργάτες της μέτρησαν την εγγενή φωτεινότητα των TRGB σε δύο άλλα μέρη, ουσιαστικά χωρίς σκόνη (αλλά όχι με την ίδια ακρίβεια):έναν γαλαξία που ονομάζεται IC 1613 και το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου.

Τα TRGB σε αυτά τα παρθένα μέρη είναι σαν τον ήλιο όταν είναι ψηλά στον ουρανό, ενώ τα TRGB στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου είναι σαν τον ήλιο κοντά στον ορίζοντα - κοκκινισμένα και θαμπωμένα από τη σκόνη στην ατμόσφαιρα. (Η σκόνη κάνει τα αντικείμενα να φαίνονται πιο κόκκινα επειδή διασκορπίζει κατά προτίμηση το μπλε φως.) Συγκρίνοντας τα χρώματα των αστεριών σε σκονισμένα και καθαρά μέρη, οι ερευνητές θα μπορούσαν να συμπεράνουν πόση σκόνη υπάρχει στη σκονισμένη περιοχή. Βρήκαν ότι υπάρχει περισσότερη σκόνη στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου από ό,τι πιστεύαμε προηγουμένως. Αυτό αποκάλυψε πόσο θαμπώνει η σκόνη τα αστέρια εκεί, και επομένως πόσο φωτεινά είναι πραγματικά — επιτρέποντας στα αστέρια να χρησιμοποιηθούν ως τυπικά κεριά.

Η ομάδα έλεγξε ανεξάρτητα τις σχετικές αποστάσεις των Μεγάλων και Μικρών Νεφών του Μαγγελάνου και του γαλαξία IC 1613 χρησιμοποιώντας άλλες μεθόδους και πραγματοποίησε έναν αριθμό άλλων ελέγχων συνέπειας στο αποτέλεσμά τους. Η κλίμακα απόστασης TRGB αποδίδει τιμή Hubble 69,6, πολύ χαμηλότερη από τις μετρήσεις που χρησιμοποιούν κηφείδες, κβάζαρ και μέιζερ και σε απόσταση αναπνοής από την πρόβλεψη από τα δεδομένα του πρώιμου σύμπαντος.

"Εκτελούμε όλα αυτά τα τεστ, συνεχίστε να λαμβάνετε την ίδια απάντηση", είπε η Madore. "Και στον Adam [Riess] δεν αρέσει."

Το μυστήριο διαρκεί

Ο Riess είπε ότι αν και «εκτιμά το ότι μπορεί να διαβάσει περισσότερα για» τις μεθόδους της ομάδας, εξακολουθεί να πιστεύει ότι η βαθμονόμησή τους TRGB θα μπορούσε να είναι απενεργοποιημένη. «Η εκτίμηση της ποσότητας σκόνης που θαμπώνει την άκρη του κλαδιού του κόκκινου γίγαντα στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου είναι πολύ δύσκολη», είπε. Μια πιθανή πηγή λάθους, είπε, είναι ότι το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου έχει εκτεταμένο σχήμα, με τα TRGB να βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις που δεν πρέπει απαραίτητα να υπολογίζονται κατά μέσο όρο μαζί. (Η Freedman λέει ότι η ομάδα της μέτρησε τα TRGB μόνο στο κεντρικό τμήμα του νέφους.)

Ο Riess τονίζει ότι το αποτέλεσμα TRGB πρέπει να σταθμιστεί με πολλές άλλες ανεξάρτητες μετρήσεις που λαμβάνουν υψηλότερη τιμή Hubble.

Ο Dan Scolnic, ένας αστροφυσικός στο Πανεπιστήμιο Duke που συνεργάζεται με τον Riess στις μετρήσεις των κεφαλίδων, αμφισβήτησε επίσης τη μέθοδο βαθμονόμησης του Freedman, λέγοντας:«Το να φτάσουμε στο κατώτατο σημείο αυτού θα είναι ένα από τα πιο σημαντικά πράγματα που κάνει η [κοινότητα] στο επόμενο δύο χρόνια."

Η διαμάχη θα επιλυθεί καθώς τα τηλεσκόπια συγκεντρώνουν περισσότερα δεδομένα, συμπεριλαμβανομένων εξαιρετικά ακριβών μετρήσεων αποστάσεων από αστέρια TRGB. Τα επόμενα χρόνια ο δορυφόρος Gaia θα παρέχει αυτές τις παρατηρήσεις.

Άλλες ενδείξεις μπορεί να έρθουν ακόμη νωρίτερα. Η Freedman είπε ότι η ομάδα της χρησιμοποίησε μια ακόμη νέα μέθοδο για να πραγματοποιήσει μια μη δημοσιευμένη μέτρηση Hubble που συμφωνεί με τον αριθμό τους από τα αστέρια TRGB. Παρόλο που δεν ήθελε να υπεισέλθει σε λεπτομέρειες σχετικά με το επικείμενο αποτέλεσμα, είπε:«Αυτή τη στιγμή πιστεύουμε ότι η υπόθεση είναι εξαιρετικά ισχυρή» ότι η μέτρηση TRGB είναι σωστή.

Ενημέρωση:26 Φεβρουαρίου 2020
Όταν δημοσιεύτηκε για πρώτη φορά αυτό το άρθρο, δύο παράγραφοι ήταν σε λάθος θέση. Το κείμενο διορθώθηκε.

Αυτό το άρθρο ανατυπώθηκε στις  Wired.com .