Tämä oli 1990-luvun alkupuolella. Carnegie-observatorio Pasadenassa, Kaliforniassa, on tyhjä joulutauotta varten. Wendy Friedman, yksin kirjastossa, työskenteli valtavan ja hankalaan ongelmaan: maailmankaikkeuden laajentumisnopeuteen. Carnegie oli hedelmällinen maa tällaiselle työlle. Juuri täällä, vuonna 1929, Edwin Hubble näki ensin kaukaiset galaksit lentävän Linnunradalta, pomppuvan laajentuvan avaruuden ulkovirtaan. Tämän virtauksen nopeus tunnetaan Hubble-vakiona.
Friedmanin hiljainen työ keskeytyi pian, kun tähtitieteilijä Allan Sandage, Hubblen tieteellinen seuraaja, ryntäsi kirjastoon ja hallitsi ja tarkensi Hubble-vakioita vuosikymmenien ajan puolustaen jatkuvasti hidasta laajentumista. Friedman oli yksi viimeisistä, joka kannatti korkeampia korkoja, ja Sandage näki hänen harhaoppisen tutkimuksensa.
"Hän oli niin vihainen", muistelee Friedman, joka on nyt Chicagon yliopistossa Illinoisissa, "että tiesin tuolloin, että olimme yksin koko rakennuksessa. Astuin askeleen taaksepäin ja ajattelin, että emme työskentele ystävällisimmillä tieteen aloilla."
Tämä vastakkainasettelu on lakannut, mutta ei täysin. Sandage kuoli vuonna 2010, ja siihen mennessä suurin osa tähtitieteilijöistä oli lähentynyt kapeakaistaista Hubble-vakiona. Viimeisimmät tiedot, joita Sandage itse olisi toivonut, viittaavat kuitenkin siihen, että Hubble-vakio on 8% alempi kuin johtava luku. Tähtitieteilijät ovat laskenut sen melkein vuosisadan ajan mittaamalla huolellisesti etäisyydet maailmankaikkeuden lähimmästä osasta ja siirtymällä yhä pidemmälle. Mutta viime aikoina astrofysiikit ovat mitanneet vakion ulkopuolen kosmisen mikroaaltotausta (CMB) -karttojen perusteella, iso räjähdyksen jälkikasvu, josta on tullut näkyvän maailmankaikkeuden tausta. Tehdään oletuksia siitä, kuinka energian ja aineen työntövoima universumissa on muuttanut kosmisen laajentumisnopeutta kosmisen mikroaaltotaustan muodostumisen jälkeen,astrofysiikit voivat ottaa kaavionsa ja mukauttaa Hubble-vakion nykyiseen paikallisuniversumiin. Numeroiden on vastattava toisiaan. Mutta ne eivät täsmää.
Ehkä jollain lähestymistavoilla on jotain vikaa. Molemmat osapuolet etsivät puutteita omassa ja muiden menetelmissä, ja Friedmanin kaltaiset vanhemmat hahmot kiirehtivät esittämään omia ehdotuksiaan. "Emme tiedä mihin tämä johtaa", Friedman sanoo.
Mutta jos sopimukseen ei päästä, siitä tulee halkeama nykyaikaisen kosmologian lujuudessa. Tämä voisi tarkoittaa, että olemassa olevista teorioista puuttuu ainesosa, joka olisi häirinnyt nykyisyyttä ja muinaista menneisyyttä, kudottu CMB: n ja nykyisen Hubble-vakion väliseen vuorovaikutusketjuun. Jos näin on, historia toistuu. 1990-luvulla Adam Riess, tällä hetkellä astrofysiikko Johns Hopkinsin yliopistossa Baltimoressa, Marylandissa, johti yhtä ryhmää, joka löysi tumman energian, torjuvan voiman, joka nopeuttaa maailmankaikkeuden laajenemista. Tämä on yksi tekijöistä, jotka CMB: n laskelmissa on otettava huomioon.
Nyt Rieszin joukkue etsii Hubble-vakiona lähialueella ja sen ulkopuolella. Sen tarkoituksena ei ole vain selventää lukua, vaan myös selvittää muuttuuko se ajan myötä siten, että edes pimeä energia ei pysty selittämään sitä. Toistaiseksi hänellä on vain vähän ymmärrystä puuttuvasta tekijästä. Ja hän on erittäin kiinnostunut siitä, mitä tapahtuu.
Mainosvideo:
Vuonna 1927 Hubble meni Linnunradan ulkopuolelle ja aseistettiin tuolloin maailman suurimmalla kaukoputkella, 2,5 metrin Hooker-teleskoopilla, joka sijaitsee Wilsonin vuorella Pasadenan yläpuolella. Hän valokuvasi heikkoja spiraalipisteitä, joita tunnemme nyt galakseina, ja mittasi niiden valon punoitusta Dopplerin siirtyessä kohti pitkiä valon aaltoja. Vertaamalla galaksien punasiirtymää niiden kirkkaudella Hubble päätti mielenkiintoisen johtopäätöksen: mitä himmeämpi ja oletettavasti sitä enemmän galaksi oli, sitä nopeammin se eteni. Näin ollen maailmankaikkeus laajenee. Tämä tarkoittaa, että maailmankaikkeudella on rajallinen ikä, joka alkoi Isosta räjähdyksestä.
Kosminen ristiriita
Keskustelu Hubble-vakiosta ja maailmankaikkeuden laajentumisnopeudesta alkoi leikkiä uudella voimalla. Tähtitieteilijät saapuivat tiettyyn päivämäärään käyttäen klassisia etäisyyksiä tai paikallisen maailmankaikkeuden tähtitieteellisiä havaintoja. Mutta nämä arvot ovat ristiriidassa kosmologisten arvioiden kanssa, jotka on tehty varhaisen maailmankaikkeuden karttoista ja sidottu nykypäivään. Tästä kiistasta seuraa, että maailmankaikkeuden kasvu saattaa polttaa puuttuvaa ainesosaa.
Laajennusnopeuden - ja vastaavan vakion - määrittämiseksi Hubble tarvitsi todellisia etäisyyksiä galakseihin, ei pelkästään suhteellisia etäisyyksiä niiden näkyvän kirkkauden perusteella. Siksi hän aloitti työläisen prosessin kaukoportaikkojen rakentamiseksi - Linnunrajalta naapurimaiden galakseihin ja sen ulkopuolelle, avartuvan avaruuden rajoihin. Jokainen tikkaiden portaikko on kalibroitava "tavallisilla kynttilöillä": esineillä, jotka liikkuvat, sykkivät, vilkkuvat tai pyörittävät siten, että pystyt tarkalleen kertomaan, kuinka kaukana ne ovat.
Ensimmäinen vaihe näytti riittävän luotettavalta: muuttuvat tähdet nimeltään kefeidit, jotka lisäävät ja vähentävät kirkkautta useiden päivien tai viikkojen kuluessa. Tämän jakson pituus ilmaisee tähden sisäisen kirkkauden. Vertaamalla kefeidin havaittua kirkkautta sen värähtelyjen aiheuttamasta kirkkaudesta Hubble pystyi laskemaan etäisyyden siihen. Mount Wilsonin kaukoputki pystyi laatimaan useita kefeidejä läheisissä galakseissa. Etäisten galaksien kohdalla hän oletti, että niiden kirkkailla tähtiillä olisi sama sisäinen kirkkaus. Jopa kaukaisimmissa galakseissa, kuten Hubble ehdotti, tulee olemaan vakiona kynttilöitä, joiden valoisuus on tasainen.
Nämä oletukset eivät selvästikään olleet parhaita. Ensimmäinen Hubblen julkaisema vakio oli 500 kilometriä sekunnissa / megaparsec - eli jokaisen avaruuden kautta katsotun 3,25 miljoonan valovuoden kohdalla laajeneva maailmankaikkeus ajoi galakseja 500 kilometriä sekunnissa nopeammin. Tämä luku oli väärä ja merkitsi sitä, että maailmankaikkeus oli vain 2 miljardia vuotta vanha, eli melkein seitsemän kertaa vähemmän kuin nykyään uskotaan. Mutta se oli vasta alku.
Vuonna 1949 rakennus valmistui 5,1 metrin kaukoputkella Palomarissa, Etelä-Kaliforniassa, juuri ajoissa Hubblen sydänkohtaukseen. Hän luovutti vaipan Sandagelle, valttitarkastajalle, joka vietti seuraavia vuosikymmeniä valokuvalautasten kehittämisessä öisin, työskentelee jättiläisellä kaukoputkilaitteella, vapisi kylmästä ja tarvitsi taukoja.
Palomarin korkeammalla resoluutiolla ja suurella valonkeruuteholla Sandage pystyi kalastamaan kefeidit kaukaisemmista galakseista. Hän tajusi myös, että Hubblen kirkkaat tähdet olivat pohjimmiltaan kokonaisia tähtiklustereita. Ne olivat luonteeltaan kirkkaampia ja siksi paljon kauempana kuin Hubble ajatteli, mikä merkitsi muiden säädösten lisäksi paljon alempaa Hubble-vakiona. 1980-luvulla Sandage asettui 50-vuotiaana, jota hän puolusti kiivaasti. Yksi hänen tunnetuimmista vastustajistaan, ranskalainen tähtitieteilijä Gerard de Vaucouleurs, ehdotti arvoa 50. Yksi kosmologian tärkeimmistä parametreistä kirjaimellisesti kaksinkertaistui.
1990-luvun lopulla Friedman asettui Sandagen suullisen väärinkäytön jälkeen selville itselleen tehtäväksi ratkaista tämä palapeli uudella työkalulla, joka olisi tarkoituksellisesti suunniteltu hänen työlleen: Hubble-avaruusoteleskoopilla. Hänen selkeä näkymä ilmakehään antoi Friedmanin joukkueelle mahdollisuuden tunnistaa yksittäisiä kefeidejä 10 kertaa pidemmälle kuin Sandage teki Palomarin kanssa. Joskus näissä galakseissa oli sekä kefeidejä että kirkkaampia majakat - tyypin Ia supernovat. Nämä räjähtävät valkoiset kääpiötähdet ovat näkyvissä avaruuden läpi ja purkautuvat vakiona ja suurimmalla kirkkaudella. Kefeideihin kalibroituneita supernoovia voidaan käyttää yksinään koettamaan kaikkein avaruuden ulottuvuudet. Vuonna 2001 Friedmanin joukkue kavensi Hubble-vakion arvoon 72 plus tai miinus 8, päättäen Sandage-de Vaucouleur -vihan.”Olin uupunut”, hän sanoo. "Ajattelin,Älä koskaan mene takaisin työskentelemään Hubble-vakion kanssa."
Edwin Hubble
Mutta sitten ilmestyi fyysikko, joka löysi itsenäisen tavan laskea Hubble-vakio kaikkein kauimpana ja punaisimmin siirretyllä - mikroaaltouuni-taustalla. Vuonna 2003 WMAP-anturi julkaisi ensimmäisen karttansa, joka osoitti lämpötilanvaihtelujen spektrit CMB: ssä. Tämä kartta ei tarjonnut tavallista kynttilää, vaan vakiokriteeri: Kuuma ja kylmä pistemallia alkukannassa, joka on luotu ääni-aaltojen kautta, jotka rypivät koko vastasyntyneessä maailmankaikkeudessa.
Tekemällä useita oletuksia tämän liemen aineosista - tuttujen hiukkasten, atomien ja fotonien, joidenkin muiden näkymättömien aineiden, kuten tumman aineen ja tumman energian - muodossa, WMAP-joukkue pystyi laskemaan näiden ensisijaisten ääniaaltojen fyysisen koon. Sitä voidaan verrata CMB-pisteisiin tallennettujen ääniaaltojen näennäiseen kokoon. Tämä vertailu antoi etäisyyden mikroaaltotaustaan ja maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden arvon sillä alkuhetkellä. Tekemällä oletuksia siitä, kuinka tavalliset hiukkaset, tumma energia ja tumma aine ovat muuttuneet laajentumisen jälkeen, WMAP-tiimi pystyi saattamaan vakion nykyisen surmanopeuden mukaiseksi. He laskivat alun perin arvon 72 sen mukaan, mitä Friedman löysi.
Mutta siitä lähtien Hubble-vakion tähtitieteelliset mittaukset ovat osoittaneet korkeampia arvoja, vaikka virhe on vähentynyt. Viimeaikaisissa julkaisuissa Riess on edistynyt Hubble-teleskooppiin vuonna 2009 asennetulla infrapunakameralla, joka voi sekä määrittää etäisyyden Linnunradan kefeideihin että korostaa kaukaisimpia, punaisempia serkkunsa sinisimmistä tähtiistä, jotka normaalisti ympäröivät cefeidejä. Riess-joukkueen viimeisin tulos oli 73.24.
Samaan aikaan Planck-operaatio (ESA), joka osoitti CMB: n korkealla resoluutiolla ja lisääntyneellä lämpötilatarkkuudella, pysähtyi kohtaan 67.8. Tilastolakien mukaan näitä kahta määrää erottaa 3,4 sigman välinen ero - ei 5 sigma, joka hiukkasfysiikassa puhuu merkittävästä tuloksesta, mutta melkein. "On vaikea selittää sitä tilastollisella virheellä", sanoo WMAP-ryhmää johtanut Johns Hopkinsin yliopiston astrofysiikko Chuck Bennett.
Kumpikin puoli osoittaa sormen toiseen. Cambridgen yliopiston Planck-ryhmän johtava kosmologi Georg Ephstatius sanoo, että Planckin tiedot ovat "ehdottoman järkkymättömät". Uusi analyysi Planckin tuloksista vuonna 2013 sai hänet ajattelemaan. Hän latasi Rieszin tiedot ja julkaisi oman analyysinsa pienemmällä ja vähemmän tarkalla Hubble-vakiona. Hän uskoo, että tähtitieteilijät ryhtyivät "likaisiin" tikkaisiin.
Vastauksena tähtitieteilijät väittävät tekevänsä todellisen modernin maailmankaikkeuden mittauksen, koska CMB-mittausmenetelmä perustuu moniin kosmologisiin oletuksiin. He sanovat, etteivätkö ne muuta toisiaan, miksi et muuttaisi kosmologiaa? Sen sijaan "Georg Ephstatius tulee esiin ja sanoo, aion harkita kaikkia tietojasi", sanoo Barry Mador Chicagon yliopistosta, aviomies ja kollega Friedmanista 1980-luvulta lähtien. Mitä tehdä? Gordian-solmu on leikattava.
Wendy Friedman uskoi hänen vuoden 2001 tutkimuksensa paljastaneen Hubble-vakion, mutta kiistat ovat alkaneet uudelleen.
Tähtitieteilijöiden puolella on menetelmä, jota kutsutaan gravitaatiolinssiksi. Massiivisen galaksin ympärillä painovoima itse vääristää tilaa, muodostaen jättiläisen linssin, joka voi vääristää kaukaisesta valonlähteestä tulevaa valoa kuin kvaasari. Jos linssin ja kvaasarin suuntaus on varma, valo kulkee useita polkuja kohti maata ja luo useita kuvia linssiogalaksista. Jos olet onnekas, kvartaari muuttuu kirkkaudessa, eli välkkyy. Jokainen kloonattu kuva välkkyy myös, mutta ei samaan aikaan, koska kunkin kuvan valonsäteet kulkevat eri tavoin vääristyneen tilan läpi. Vilkkujen välinen viive ilmaisee eron reittien pituuksissa; sovittamalla ne galaksin kokoon, astronomit voivat käyttää trigonometriaa laskemaan absoluuttisen etäisyyden linssillä olevaan galaksiin. Vain kolme galaksia on mitattu huolellisesti tällä tavalla, ja vielä kuutta tutkitaan parhaillaan. Tammikuun lopulla astrofysiikka Sherri Suyu Saksan Max Planckin astrofysiikan instituutista ja hänen kollegansa julkaisivat parhaimmat laskelmansa Hubble-vakiosta.”Mittamme sopii tikkaiden etäisyydelle”, Suyu sanoo.
Samanaikaisesti kosmologeilla on myös valttikorttinsa: baryoniset akustiset värähtelyt (BAO). Kun maailmankaikkeus kypsyy, samat ääni-aallot, jotka oli painettu CMB: hen, jättivät ainekokonaisuudet, jotka kasvoivat galaktisiksi klustereiksi. Galaksien sijainnin taivaalla tulisi säilyttää ääniaaltojen alkuperäiset suhteet, ja kuten aiemmin, näennäisen kuvion vertaaminen laskettuun todelliseen kokoon määrittää etäisyyden. Kuten CMB-menetelmä, BAO-menetelmä sallii kosmologisen oletuksen tekemisen. Mutta viime vuosina hän on pitänyt Hubble-arvot vakiona Planckin kanssa. Galaktista karttaa kuvaavan globaalin taivaankyselyn Sloan Digital Sky Survey -julkaisun neljäs toisto auttaa tarkentamaan näitä mittauksia.
Tämä ei tarkoita, että etäisyyden tikkaat kilpailevat joukkueet ja CMB odottavat yksinkertaisesti muita tapoja riidan ratkaisemiseksi. Vahvistaakseen etäisyysportaiden perustan, etäisyyden Kefeideihin Linnunradalla, Euroopan avaruusjärjestön Gaia-operaatio pyrkii määrittämään tarkat etäisyydet miljardiin erilaiseen läheiseen tähteen, mukaan lukien kefeidit. Gaia, joka kiertää aurinkoa maapallon ulkopuolella, käyttää luotettavinta mittaa: parallaksia tai tähtijen näkyvää siirtymistä taivaan taustaan nähden, kun avaruusalus saavuttaa kiertoradallaan vastakkaiset kohdat. Kun Gaian koko tietoaineisto julkaistaan vuonna 2022, se tarjoaa lisäperustan tähtitieteilijöiden luottamukselle. Riess löysi jo vihjeitä korkeamman Hubble-vakionsa hyväksi, kun hän käytti alustavia Gaian tuloksia.
Myös kosmologit toivovat vahvistavansa mittauksensa Atacama-kosmologisella teleskoopilla Chilessä ja etelänavan teleskoopilla, jotka voivat testata Planckin tarkkuustuloksia. Ja jos tulokset kieltäytyvät lähentymästä, teoreetikot yrittävät täyttää aukon.”On hyvä, kun malli kaatuu. Mallin validointi ei ole mielenkiintoista."
Voisi esimerkiksi lisätä ylimääräisen hiukkasen maailmankaikkeuden vakiomalliin. CMB tarjoaa arvio kokonaisenergian budjetista pian ison iskun jälkeen, kun se oli jaettu aineeseen ja korkean energian säteilyyn. Kuten Einsteinin kuuluisasta ekvivalenssikaavasta E = mc2 käy ilmi, energia toimi kuten aine, hidastaen avaruuden laajenemista painovoimansa avulla. Mutta asia on tehokkaampi jarru. Ajan myötä säteily - valon fotonit ja muut valopartikkelit, kuten neutriinot - jäähtyivät ja menettivät energiaa, painovoima heikentyi.
Kolme tyyppiä neutriinoja tunnetaan tällä hetkellä. Jos olisi neljäsosa, kuten jotkut teoreetikot ehdottivat, säteilypuolella olisi vähän enemmän maailmankaikkeuden alkuperäisessä energiabudjetissa, ja tämä osa hajosi nopeammin. Tämä puolestaan tarkoittaisi, että varhainen maailmankaikkeus laajeni nopeammin kuin modernin kosmologian ainesosaluettelo ennustaa. Tulevaisuudessa tämä lisäys voisi sovittaa kaksi erilaista tulosta. Mutta neutriinodetektorit eivät ole vielä paljastaneet mitään vihjeitä tyypin 4 neutriinoista, ja Planckin muut mittaukset rajoittivat ylimääräisen säteilyn kokonaismäärää.
Toinen vaihtoehto on niin kutsuttu phantom-pimeä energia. Todelliset kosmologiset mallit tarkoittavat pimeän energian jatkuvaa voimaa. Jos pimeä energia vahvistuu ajan myötä, se selittää miksi kosmosa laajenee nopeammin kuin aikaisessa universumissa katsottiin ajateltavan. Muuttuva tumma energia näyttää kuitenkin täysin tarpeettomalta. Kosmologit ja astrofysiikot ovat taipuvaisia uskomaan, että ongelmat johtuvat nykyisistä menetelmistä eikä uudesta fysiikasta.
Friedman uskoo, että ainoa ratkaisu - torjua tulta tulella - on maailmankaikkeuden uusissa havainnoissa. Yhdessä Madorin kanssa he valmistelevat erillisen mittauksen, joka on kalibroitu paitsi kefeideille, myös muun tyyppisille muuttuville tähtiille ja kirkkaanpunaisille jättiläisille. Lähimpiä esimerkkejä voidaan tutkia 30 senttimetrin leveällä automaattisella kaukoputkella, ja etäät auttavat tutkimaan Hubble- ja Spitzer-avaruus teleskooppeja. Saatuaan selville tumman ja väkivaltaisen sandaalin, hän on valmis vastaamaan Planckin ja Rieszin joukkueen rohkeisiin haasteisiin.
”He sanoivat, että olimme väärässä. No, katsotaanpa”, hän vitsailee.
ILYA KHEL