H0Li Kráva! Je náš vesmír rychlejší než jsme si mysleli?

Nová pozorování kvasarů by mohla být v rozporu s výsledky odvozenými z kosmického mikrovlnného pozadí, což naznačuje, že expanze vesmíru by se mohla zrychlovat více, než jsme si mysleli.

Nová studie tří blikajících kvasarů zvětšených kosmickými čočkami říká, že vesmír by se mohl rozšiřovat ještě rychleji, než si někteří kosmologové mysleli. Výsledek získá neuvěřitelně přesná čísla odvozená z pozorování kosmického mikrovlnného pozadí (CMB).

Klíčová slova v první větě však jsou „jasná“. Výsledek není v rozporu se všemi měřeními rychlosti kosmické expanze a zjevný rozpor nezpůsobuje astronomům ještě ztratit spánek. Tady je důvod.

Na tomto širokoúhlém snímku je uveden gravitační čočkový kvaz, HE0435-1223. Je to jeden ze tří čočkových kvazarů používaných k výpočtu hodnoty Hubbleovy konstanty, která měří expanzi a věk vesmíru. Galaxie v popředí vytváří čtyři téměř rovnoměrně rozložené obrazy vzdáleného kvasaru kolem něj.
ESA / Hubble / NASA / Suyu et al.

Neschopnost Hubbleovy konstanty

Rychlost expanze vzdálených galaxií, vynesená jako jejich vzdálenost versus rychlost recese, byla odvozena nezávisle Edwinem Hubbleem a George Lemaitre. (Kliknutím zvětšíte zobrazení, které zobrazuje oba grafy.)
E. Hubble / D. Block / H. Duerbeck

Když Edwin Hubble před téměř stoletím prozkoumal rychlosti blízkých galaxií, zjistil, že se všichni vzdalují od Mléčné dráhy - a čím dále, tím rychleji se zdálo, že se pohybují. Měřil současnou míru recese, nyní známou jako Hubbleova konstanta (i když úvěr patří i ostatním), v kilometrech za sekundu za megaparsec. (Megaparsec je milion parseců a parsec 3, 26 světelných let.)

Počáteční měření Hubbleovy konstanty byly docela nepřesné, ale ke konci poloviny 20. století se staly dost dobré, aby dva týmy vřele debatovaly o své hodnotě. Jedna strana se zasazovala o Hubbleovu konstantu blížící se 100 km / s / Mpc, zatímco druhá strana uvedla, že by měla být blíže k 50 km / s / Mpc.

Tato záležitost byla částečně vyřešena pomocí nových pozorování z Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropní sondy (WMAP) a Hubbleova kosmického dalekohledu. Dvě kosmické lodi pozorovaly vesmír z opačných konců kosmického času. WMAP mapoval dosvit Velkého třesku a vyslechl vysílačku ze všech směrů vesmíru. Kolísání teploty v tomto kosmickém mikrovlnném pozadí odhaluje změny hustoty minut ve velmi mladém vesmíru, když bylo pouhých 380 000 let.

Mezitím Hubble monitoroval stálé blikání Cefeidových proměnných hvězd v blízkých galaxiích; Období těchto hvězd je přímo spojeno s jejich jasem a astronomové pozorující tyto standardní svíčky mohou vypočítat galaktické vzdálenosti a tedy Hubbleovu konstantu.

Na přelomu 21. století se zdálo, že se prach očistil: týmy WMAP a Hubble se ustálily na hodnotách blízkých 70 km / s / Mpc.

Přesto, jak astronomové nadále porazili rozsah nejistoty ohledně přesné hodnoty konstanty, s využitím nových dat z Hubble and Planck (nástupce WMAP) se mezera opět začala rozšiřovat. Nedávno revidovaná Planck měření poskytla Hubbleovu konstantu 67, 8 +/- 0, 9, zatímco nedávná Hubbleova pozorování Cepheidových proměnných vedla k hodnotě 73, 2 +/- 1, 7 km / s / Mpc. Existuje jen 0, 3% šance, že tento rozdíl by mohl být statistická fluke - i když to neznamená, že astronomové nezmeškají nějaký účinek, který systematicky kompenzuje pozorování. Zdá se, že to vyřeší pouze více a lepší data - déjà vu znovu.

H0Li COW: Nová perspektiva

Spousta nebeských objektů se ocitla součástí snahy o měření Hubbleovy konstanty: Kefeidské hvězdy, supernovy, galaktické klastry a vesmírné mikrovlnné pozadí, abychom jmenovali alespoň některé. Nyní do kvasarů vstoupily kvasary.

Jak kvazáři jdou, jsou docela obyčejní, ale při pohledu ze Země se náhodou posadí za obrovské galaxie. Gravitace každé galaxie působí jako kosmická čočka, ohýbá světlo z kvasaru pozadí a rozděluje světlo na čtyři obrazy, formaci známou jako Einsteinův kříž.

Vzhledem k tomu, že jde o skutečný život, nejsou věci uspořádány přesně dokonale, takže čtyři cesty, které prošlo kvazárovým světlem, nejsou totožné. Nejen to, ale berou různé cesty skrz čočkovou galaxii, takže se některé cesty podél cesty setkávají s více věcmi. Účinek je podobný čtyřem přátelům, kteří jedou po samostatných trasách, aby se dostali z Bostonu do New Yorku. I když odjedou současně, mohou dorazit v různých časech v závislosti na tom, jak dlouho je jejich trasa a kolik provozu se setkávají.

Nikdy byste si nevšimli rozdílu v době příjezdu, pokud by světlo bylo konstantní, ale blikání je jednou z definujících vlastností kvasarů. Dokud astronomové pochopí čočku ve tvaru galaxie, kterou světlo prochází, musí pouze měřit časové zpoždění mezi čtyřmi blikajícími obrazy a budou mít nezávislé měřítko všech vzdáleností v systému, nezávisle na červený kvasar nebo čočkový galaxie. Z toho mohou vypočítat Hubbleovu konstantu.

Zobrazovací gravitační čočky, jako jsou tyto, jsou cílem velké mezinárodní spolupráce známé jako Kosmologické monitorování gravitačních čoček (COSMOGRAIL) a zejména podskupiny nazývané čočky H 0 v COSMOGRAIL's Wellspring (H0Li COW). (Stejně jako v případě, svatá kráva, jen vyhláskování těchto zkratek trvalo celý odstavec!)

Projekt H0Li COW bude nakonec pracovat se všemi pěti gravitačními čočkami kvasary ve vzorku, aby přesněji změřil Hubbleovu konstantu. Výsledky zde uvedené jsou založeny na analýze 2., 3. a 5. obrazu v tomto řádku; tým stále analyzuje zbývající dva obrázky.
ESA / Hubble / NASA / Suyu et al.

Doposud skupina analyzovala tři z pěti čočkových kvasarů. V příspěvku zveřejněném v měsíčních oznámeních Královské astronomické společnosti Vivien Bonvin (Federální polytechnická škola v Lausanne, Švýcarsko) a jeho kolegové oznámili nové určení Hubbleovy konstanty mezi 68, 9 a 74, 3.

Je tu příliš mnoho kroutícího prostoru, abych mohl ještě říci, jestli to přímo nesouhlasí s výsledkem Planck. (Z technického hlediska je statistická významnost rozdílu 2 sigma, neboli 98, 7%, což samo o sobě nestačí k přesvědčování vědců). Přesto je to více v souladu s výsledky založenými na blízkých Cepheidech. Výsledek objektivu také rozšiřuje pokračující trend: Hubbleova konstanta odvozená od objektů ve „zralém“ vesmíru je trvale vyšší než Hubbleova konstanta vypočtená z měření mladšího vesmíru, jak je vidět na pozadí kosmického mikrovlnného záření (tři body vlevo) na obrázku níže).

Tento graf zahrnuje tři hodnoty odvozené z měření kosmického mikrovlnného pozadí (levá strana grafu) a čtyři hodnoty odvozené z „blízkých“ objektů (pravá strana grafu). Nejvzdálenější hodnotou je ta Bonvin a její kolegové odvození z čočkových kvasarů. (Poznámka: Tento graf není v žádném případě komplexní. Také zde uvedené hodnoty jsou výsledky holých kostí z každé studie; kteroukoli z těchto hodnot lze zpřesnit kombinací informací s jinými datovými sadami, jako jsou akustické kmitání baryonu. .)
Ana Aceves

Vytváření smyslu pro nesrovnalosti

Co si tedy astronomická komunita myslí o rozporu? Skutečný rozdíl by nakonec mohl poukázat na potřebu nové fyziky, nějaké změny v naší kosmologické teorii, která ovlivňuje začátek vesmíru jiným způsobem, než je ten, ve kterém žijeme. Ale stále existuje možnost, že rozdíl není ' Opravdu vůbec. Vládnou smíšené pocity.

"Nyní, když se naše technika stává dostatečně precizní, aby v této souvislosti hrála významnou roli, je stále více populární myšlenka, že řešení napětí může vyžadovat skutečnou změnu v našem chápání fyziky, " říká Bonvin.

Ale ne každý souhlasí.

"To mě v noci nezdržuje, " říká Ned Wright (UCLA), který se nezúčastnil studie H0Li COW. "Rozdíly dvou sigma [to znamená, že rozdíly, které mají 5% šanci na výskyt statistickou náhodou], se dějí docela často, takže ztrácíte čas jejich pronásledováním."

Bonvin souhlasí s tím, že výsledky H0Li COW samy o sobě nejsou dost silné na to, aby vznesly jakékoli nároky - ani ho v noci neuchovávají. Přesto tvrdí, že „věci začínají být opravdu zajímavé, když všechny tři pokusy považujeme za úplně“.

Protože technika čoček kvazaru je zcela nezávislá na standardních svíčkách Cepheid, lze tyto dvě hodnoty zprůměrovat a porovnat s Hubbleovou konstantou měřenou z Planckových dat. Když to uděláte, Bonvin říká, rozdíl se stane zajímavějším (se statistickou významností 3, 9 sigma pro ty, kteří sledují).

Umělecké pojetí 8, 4 metrů velkého synoptického průzkumného dalekohledu (LSST), který by měl začít skenovat oblohu v roce 2022.

Tým stále analyzuje další dvě čočky kvazaru a bude dosahovat větší přesnosti s výsledky dosaženými začátkem roku 2018. Navíc, s příchodem Velkého synoptického průzkumného dalekohledu (LSST) a dalších průzkumů oblohy, objev a sledování dalších kvazárních čoček umožní astronomům snížit statistickou kroutící místnost na polovinu. Gaia a JWST budou také klíčové pro přesné měření vzdálenosti k dalším Cepheidům.

Nová fyzika může ještě pomoci vyřešit napětí v Hubbleově konstantním měření, ale nakonec je klíčem k vyřešení rozdílu stále nalezení více a lepších dat.