Nowy pomiar może zmienić nasze rozumienie Wszechświata
Jeżeli chodzi o pomiar tempa rozszerzania się Wszechświata, wynik zależy od tego, z której strony Wszechświata zaczynamy. Ostatnie badania zespołu z EPFL pozwoliły skalibrować najlepsze kosmiczne mierniki z niespotykaną dotąd dokładnością, rzucając nowe światło na to, co jest znane jako napięcie Hubble’a.
RS Puppis - gwiazda zmienna typu cefeida.
Źródło: Hubble Legacy Archive, NASA, ESA
Wszechświat rozszerza się – ale jak szybko dokładnie? Odpowiedź wydaje się zależeć od tego, czy oszacujemy tempo ekspansji kosmicznej – określane jako stała Hubble’a, czyli H0 – na podstawie echa Wielkiego Wybuchu (mikrofalowe promieniowanie tła – CMB), czy też zmierzymy H0 bezpośrednio na podstawie dzisiejszych gwiazd i galaktyk. Problem ten, znany jako napięcie Hubble’a, zastanawia astrofizyków i kosmologów na całym świecie.
Badanie przeprowadzone przez grupę naukowców z Stellar Standard Candles and Distances, kierowaną przez Richarda Andersona w Instytucie Fizyki EPFL, dodaje nowy element do tej układanki. Ich badania, opublikowane w Astronomy & Astrophysics, osiągnęły najdokładniejszą jak dotąd kalibrację gwiazd cefeid – typu gwiazd zmiennych, których jasność zmienia się w określonym czasie – do pomiarów odległości na podstawie danych zebranych przez misję Gaia. Ta nowa kalibracja dodatkowo wzmacnia stałą Hubble’a.
Stała Hubble’a (H0) nosi nazwę od astrofizyka, który wraz z Georgesem Lemaître'em odkrył to zjawisko pod koniec lat 20. XX wieku. Mierzy się ją w kilometrach na sekundę na megaparsek (km/s/Mpc), gdzie 1 Mpc to około 3,26 miliona lat świetlnych.
Najlepszy bezpośredni pomiar H0 wykorzystuje „kosmiczną drabinę odległości”, której pierwszy szczebel jest wyznaczany przez kalibrację absolutnej jasności cefeid, teraz ponownie skalibrowaną przez badanie EPFL. Z kolei cefeidy kalibrują kolejny szczebel drabiny, na którym supernowe – potężne ekspozycje gwiazd u kresu ich życia – śledzą ekspansję samej przestrzeni. Ta drabina odległości, mierzona przy użyciu supernowych, dla zespołu Równania Stanu Ciemnej Energii (Equation of State of dark energy – SH0ES) kierowanego przez Adama Riessa, zdobywcę Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki z 2011 roku, określa H0 na poziomie 73,0 ± 1,0 km/s/Mpc.
Pierwsze promieniowanie po Wielkim Wybuch
H0 można również określić, interpretując CMB – czyli wszechobecne mikrofalowe promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu ponad 13 miliardów lat temu. Jednak ta metoda pomiaru „wczesnego Wszechświata” musi zakładać najbardziej szczegółowe fizyczne zrozumienie ewolucji Wszechświata, czyniąc ją zależną od modelu. Satelita Planck dostarczył najbardziej kompletnych danych na temat CMB i zgodnie z tą metodą H0 wynosi 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc.
Napięcie Hubble’a odnosi się do tej rozbieżności w wysokości 5,6 km/s/Mpc, w zależności od tego, czy używa się metody CMB (wczesny Wszechświat), czy metody drabiny odległości (późny Wszechświat). Implikacja, przy założeniu, że pomiary wykonywane w obu metodach są poprawne, jest taka, że coś jest nie tak w rozumieniu podstawowych praw fizycznych rządzących Wszechświatem. Oczywiście, ten poważny problem podkreśla, jak istotne jest, aby metody astrofizyków były wiarygodne.
Nowe badanie EPFL jest tak ważne, ponieważ wzmacnia pierwszy szczebel drabiny odległości poprzez poprawę kalibracji cefeid jako znaczników odległości. Rzeczywiście, nowa kalibracja pozwala nam mierzyć odległości astronomiczne z dokładnością do ± 0,9%, a to stanowi silne wsparcie dla pomiarów późnego Wszechświata. Dodatkowo, wyniki uzyskane w EPFL, we współpracy z zespołem SH0ES pomogły udoskonalić pomiary H0, co zaowocowało poprawą precyzji i zwiększenia znaczenia napięcia Hubble’a.
Nasze badanie potwierdza tempo ekspansji 73 km/s/Mpc, ale co ważniejsze, dostarcza również najbardziej precyzyjnych, wiarygodnych kalibracji cefeid jako narzędzi do pomiaru odległości do tej pory – powiedział Anderson. Opracowaliśmy metodę, która wyszukiwała cefeidy należące do gromad gwiazd składających się z kilkuset gwiazd poprzez sprawdzenie, czy gwiazdy poruszają się razem przez Drogę Mleczną. Dzięki tej sztuczce mogliśmy wykorzystać najlepszą wiedzę o pomiarach paralaksy Gaia, jednocześnie korzystając ze wzrostu precyzji zapewnionego przez wiele gwiazd należących do gromad. Pozwoliło nam to przesunąć dokładność paralaksy Gaia do granic możliwości i zapewnia najlepszą podstawę, na której można oprzeć drabinę odległości.
Ponowne rozważenie podstawowych pojęć
Dlaczego różnica zaledwie kilku km/s/Mpc ma znaczenie, biorąc pod uwagę ogromną skalę Wszechświata? Ta rozbieżność ma ogromne znaczenie – powiedział Anderson. Przypuśćmy, że chcesz zbudować tunel, przekopując się po dwóch przeciwległych stronach góry. Jeżeli dobrze zrozumiałeś rodzaj skały i jeżeli twoje obliczenia są prawidłowe, to dwie dziury, które wykopujesz, spotkają się po środku. Ale jeżeli nie, oznacza to, że popełniłeś błąd – albo twoje obliczenia są błędne, albo mylisz się co do rodzaju skały. To właśnie dzieje się ze stałą Hubble’a. Im więcej otrzymamy potwierdzeń, że nasze obliczenia są dokładne, tym bardziej możemy dojść do wniosku, że nasze rozumienie Wszechświata jest błędne, że Wszechświat nie jest taki, jak myśleliśmy.
Rozbieżność ta ma wiele innych implikacji. Stawia pod znakiem zapytania same podstawy, takie jak dokładna natura ciemnej energii, kontinuum czasoprzestrzennego i grawitacji. Oznacza to, że musimy ponownie przemyśleć podstawowe pojęcia, które stanowią fundament naszego ogólnego zrozumienia fizyki – powiedział Anderson.
Badania prowadzone przez jego grupę badawczą wnoszoną również ważny wkład w inne obszary. Ponieważ nasze pomiary są tak precyzyjne, dają nam wgląd w geometrię Drogi Mlecznej – powiedział Mauricio Cruz Reyes, doktorant w grupie badawczej Andersona i główny autor badania. Wysoce dokładna kalibracja, którą opracowaliśmy, pozwoli nam na przykład lepiej określić rozmiar i kształt Drogi Mlecznej jako galaktyki z płaskim dyskiem oraz jej odległość od innych galaktyk. Nasza praca potwierdza również wiarygodność danych z Gaia, porównując je z danymi z innych teleskopów.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
.jpg)
