Svemir koji se širi, pun galaksija i složena struktura koju danas promatramo, nastala je iz manjeg, vrelijeg, gušćeg, ujednačenijeg stanja. Bilo je potrebno tisućama znanstvenika koji rade stotinama godina da shvatimo ovu sliku, a ipak, nedostatak konsenzusa o tome koliki je stupanj ekspanzije zapravo govori o tome da je ili nešto strašno pogrešno, ili negdje imamo neidentificiranu pogrešku. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ i L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))

Znanstvenici se ne mogu složiti oko širenja svemira

To je ili kozmička misterija ili užasno svjetovna pogreška.

Svemir se širi i svaki znanstvenik na tom polju se slaže s tim. Ova zapažanja u velikoj mjeri potkrepljuju taj neposredan zaključak, a svaka alternativa nije uspjela uskladiti svoje uspjehe od kasnih 1920-ih. Ali u znanstvenim nastojanjima uspjeh ne može jednostavno biti kvalitativan; moramo razumjeti, izmjeriti i kvantificirati širenje Univerzuma. Moramo znati koliko se Svemir širi.

Naraštajima astronomi, astrofizičari i kosmolozi pokušavali su pročistiti naša mjerenja brzine širenja svemira: Hubble konstanta. Nakon više desetljeća rasprava, pojavio se ključni projekt Hubble svemirskog teleskopa koji je riješio problem: 72 km / s / Mpc, sa samo 10% nesigurnosti. Ali sada, 17 godina kasnije, znanstvenici se ne mogu složiti. Jedan kamp tvrdi ~ 67 km / s / Mpc; ostali zahtjevi ~ 73 km / s / Mpc, a pogreške se ne preklapaju. Nešto ili netko nije u redu i ne možemo otkriti gdje.

Što je galaksija udaljenija, to se ona brže širi od nas, a više joj se svjetlost čini crvenom pomaknutom. Galaksija koja se kreće širenjem Svemira bit će danas još veći broj svjetlosnih godina od broja godina (pomnoženih sa brzinom svjetlosti) koliko je potrebno da svjetlost emitirana iz njega dosegne do nas. Ali kako se brzo širi Svemir nešto je što se astronomi koji koriste različite tehnike ne mogu složiti. (LARRY MCNISH KALGARNOG CENTRA RASC-a)

Razlog zašto je takav problem je taj što imamo dva glavna načina mjerenja brzine širenja svemira: kroz ljestvicu kozmičke udaljenosti i gledanje na signale koji potječu iz najranijih trenutaka Velikog praska. Dvije metode su vrlo različite.

  • Za ljestve na daljinu gledamo obližnje, dobro razumljive predmete, zatim promatramo te iste vrste objekata na udaljenijim lokacijama, zatim zaključujemo njihove udaljenosti, zatim koristimo svojstva koja opažamo na tim udaljenostima da bi otišli još dalje, itd. Izgradnjom crvenim pomakom i mjerenjima udaljenosti, možemo rekonstruirati brzinu širenja svemira.
  • Za metodu ranih signala možemo koristiti ili ostatku svjetlosti iz Velikog praska (Kozmička mikrovalna pozadina) ili korelacijske udaljenosti između udaljenih galaksija (od Baryon-ovih akustičkih oscilacija) i vidjeti kako se ti signali razvijaju s vremenom kako se svemir širi.

Čini se da prva metoda daje veću vrijednost od ~ 73 km / s / Mpc, dosljedno, dok druga daje ~ 67 km / s / Mpc.

Standardne svijeće (L) i standardni vladari (R) dvije su različite tehnike koje astronomi koriste za mjerenje širenja prostora u različitim vremenima / udaljenostima u prošlosti. Na temelju načina na koji se veličine poput svjetline ili kutne veličine mijenjaju udaljenost, možemo zaključiti povijest širenja svemira. Korištenje metode svijeće dio je ljestvice na daljinu, a donose 73 km / s / Mpc. Upotreba ravnala dio je metode ranog signala, daje 67 km / s / Mpc. Te su vrijednosti nedosljedne. (NASA / JPL-CALTECH)

Ovo bi vam trebalo duboko smetati. Ako razumijemo način na koji Svemir ispravno djeluje, onda bi svaka metoda koju koristimo za mjerenje trebala dobiti ista svojstva i istu priču o kosmosu koji obitavamo. Bilo da koristimo crvene zvijezde divovske ili plave promjenjive zvijezde, rotirajuće spiralne galaksije ili obrnute spirale s fluktuirajućom svjetlinom, rotirajuće eliptične galaksije ili supernove tipa Ia ili kozmičku mikrovalnu pozadinu ili korelacije galaksije, trebali bismo dobiti odgovor koji je u skladu sa svemirom imaju ista svojstva.

Ali to se ne događa. Metoda ljestvice na daljinu sustavno daje veću vrijednost za oko 10% od metode ranih signala, bez obzira na to kako mjerimo ljestvicu udaljenosti ili koji rani signal koristimo. Evo najtočnije metode za svaku od njih.

Paralaks metoda, korištena od kada su teleskopi postali dovoljno dobri u 1800-ima, uključuje uočavanje očite promjene položaja obližnje zvijezde u odnosu na udaljenije pozadinske zvijezde. Pri ovoj metodi mogu postojati pristranosti zbog prisutnosti masa koje nismo na odgovarajući način uzeli u obzir. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) Ljestve na daljinu: započnite sa zvijezdama u našoj vlastitoj galaksiji. Izmjerite njihovu udaljenost pomoću paralakse, tako da se prividni položaj zvijezde mijenja tijekom Zemljine godine. Kako se naš svijet kreće oko Sunca, prividni položaj zvijezde u blizini mijenjat će se u odnosu na pozadinu; količina pomaka govori nam udaljenost od zvijezde.

Neke od tih zvijezda bit će cefidske promjenjive zvijezde, koje pokazuju specifičan odnos između njihove svjetline (unutarnje svjetline) i perioda pulsiranja: Leavittov zakon. Kefeidi obiluju unutar naše vlastite galaksije, ali mogu se vidjeti i u dalekim galaksijama.

Izgradnja ljestvica kozmičkih udaljenosti uključuje odlazak našeg Sunčevog sustava od zvijezda do obližnjih galaksija do udaljenih. Svaki „korak“ nosi u sebi svoju nesigurnost, posebno korake Cepheid-ove varijable i korake supernove; ona bi također bila pristrana prema višim ili nižim vrijednostima kada bismo živjeli u preniskoj ili prenapučenoj regiji (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) i A. RIESS (STSCI / JHU))

A u nekim od tih dalekih galaksija koje sadrže cefide, postoje i supernove vrste Ia, za koje je primijećeno da se javljaju. Te supernove mogu se promatrati u cijelom Svemiru, od ovdje, u našem kozmičkom dvorištu, do galaksija koje se nalaze na mnogo milijardi ili čak desetke milijardi svjetlosnih godina.

Sa samo tri trake:

  • mjerenje paralakse zvijezda u našoj galaksiji, uključujući neke Cefeide,
  • mjerenje cefeida u obližnjim galaksijama udaljenim do 50–60 milijuna svjetlosnih godina, od kojih neke sadrže (ed) supernovee tipa Ia,
  • a zatim mjerenje supernova tipa Ia do udaljenih udubina svemira koji se širi,

možemo rekonstruirati kakva je stopa ekspanzije danas i kako se ta brzina širenja s vremenom mijenjala.

Obrazac akustičnih vrhova koji se opaža u CMB-u sa satelita Planck učinkovito isključuje svemir koji ne sadrži tamnu tvar, a također čvrsto ograničava mnoge druge kozmološke parametre. (P.A.R. ADE ET AL. I SAVJET PLANKA (2015))

2.) Rani signali: alternativno, započnite s Velikim praskom i spoznajom da je naš Univerzum ispunjen tamnom materijom, tamnom energijom, normalnom materijom, neutrinama i zračenjem.

Sto ce se dogoditi?

Mnoge će se međusobno privući i pokušati podvrgnuti gravitacijskom kolapsu, a gušće regije privlače sve više i više okolne materije. Ali promjena gravitacije dovodi do promjene tlaka, zbog čega zračenje teče iz ovih regija, radeći na suzbijanju gravitacijskog rasta.

Zabavno je ovo: normalna tvar ima presjek interakcije s zračenjem, ali tamna materija ne. To dovodi do specifičnog "akustičnog obrasca" gdje normalna tvar doživljava ove odskoke i kompresije zračenja.

Ilustracija obrasca grupiranja zbog Baryonovih akustičkih oscilacija gdje vjerojatnost pronalaska galaksije na određenoj udaljenosti od bilo koje druge galaksije upravlja odnosom tamne i normalne materije. Kako se svemir širi, tako se širi i ta karakteristična udaljenost, što nam omogućuje mjerenje Hubble konstante, gustoće tamne materije, pa čak i skalarni spektralni indeks. Rezultati se slažu s podacima o CMB-u, a svemir se sastoji od 27% tamne materije, za razliku od 5% normalne materije. (ZOSIA ROSTOMIAN)

To se pokazuje s određenim nizom vrhova temperaturnih oscilacija kozmičke mikrovalne pozadine i specifičnom skalom udaljenosti za koju je vjerojatnije da ćete naći galaksiju od bliže ili dalje. Kako se svemir širi, te se akustičke ljestvice mijenjaju, što bi trebalo dovesti do signala i u kozmičkoj mikrovalnoj pozadini (dvije slike gore) i u ljestvicama na kojima se galaksije grupiraju (jedna slika gore).

Mjereći što su ove ljestvice i kako se mijenjaju s daljinom / crvenim pomakom, također možemo dobiti brzinu širenja za Svemir. Dok metoda ljestvice na udaljenosti daje brzinu od oko 73 ± 2 km / s / Mpc, obje ove metode ranog signala daju 67 ± 1 km / s / Mpc. Brojevi su različiti i ne preklapaju se.

Moderne napetosti mjerenja s ljestvice na daljinu (crvena) s podacima CMB (zelena) i BAO (plava). Crvene točke su od metode ljestvice na daljinu; zelena i plava potječu iz metoda

Postoji puno potencijalnih objašnjenja. Moguće je da obližnji Univerzum ima različita svojstva od ultra-udaljenog, ranog Svemira, pa su oba tima ispravna. Moguće je da se tamna materija ili tamna energija (ili nešto što ih oponaša) mijenja s vremenom, što dovodi do različitih mjerenja korištenjem različitih metoda. Moguće je da postoji neka nova fizika ili nešto što vuče po našem Univerzumu izvan kozmičkog horizonta. Ili možda ima nekih osnovnih nedostataka u našim kozmološkim modelima.

Ali ove su mogućnosti fantastične, spektakularne, senzacionalne. Možda će dobiti veliku većinu tiska i ugled, kao što su maštoviti i pametni. Ali postoji i mnogo svjesnija mogućnost koja je daleko vjerojatnija: svemir je jednostavno svugdje isti, a jedna od tehnika mjerenja je sama po sebi pristrana.

Prije Planck-a, najbolje odgovaranje podacima pokazalo je Hubbleov parametar od oko 71 km / s / Mpc, ali vrijednost od oko 70 ili više sada bi bila prevelika za obje gustoće tamne materije (x-os) koje imamo gledano drugim sredstvima i skalarnim spektralnim indeksom (desna strana osi y) koji su nam potrebni da bi struktura svemira velikih razmjera imala smisla. (P.A.R. ADE ET AL. I SAVJET PLANKA (2015))

Teško je utvrditi moguće pristranosti u ranim metodama signala, jer su mjerenja iz WMAP-a, Plancka i Sloan Digital Sky Survey-a toliko precizna. Na primjer, u kozmičkoj mikrovalnoj pozadini vrlo smo dobro izmjerili gustoću materije u Svemiru (oko 32% ± 2%) i skalarni spektralni indeks (0,968 ± 0,010). Ako su postavljena mjerenja, vrlo je teško dobiti vrijednost za Hubble konstantu veću od oko 69 km / s / Mpc, što je zaista gornja granica.

Možda postoje pogreške koje nas pristraju, ali mi teško nabrajamo što bi one mogle biti.

Dva različita načina za stvaranje supernove tipa Ia: scenarij akumulacije (L) i scenarij spajanja (R). Još nije poznato koji je od ova dva mehanizma češći u stvaranju događaja supernove tipa Ia, odnosno postoji li neotkrivena komponenta tih eksplozija. (NASA / CXC / M. WEISS)

Za metodu ljestvica na daljinu, međutim, oni obiluju:

  • Naše metode paralakse mogu biti pristrane gravitacijom iz našeg lokalnog sunčevog susjedstva; savijeni prostor koji okružuje naše Sunce mogao bi sustavno mijenjati naše određivanje udaljenosti.
  • Ograničeni smo u razumijevanju Cefeida, uključujući činjenicu da ih postoje dvije vrste, a neke od njih leže u netaknutim okruženjima.
  • A supernove tipa Ia mogu prouzrokovati ili prikupljanja bijelih patuljaka ili bijeli patuljci koji se sudaraju i spajaju, okruženja u kojima se nalaze mogu se s vremenom razvijati, a možda će i dalje biti više misterija kako su napravljeni nego što to danas imamo razumjeti.

Nesklad između ova dva različita načina mjerenja svemira koji se širi može jednostavno biti odraz naše pretjerane samopouzdanja u tome koliko su zapravo naše pogreške.

3D rekonstrukcija 120.000 galaksija i njihova svojstva grupiranja, proizlazi iz njihovog crvenog pomaka i formiranja velikih razmjera. Podaci iz tih istraživanja omogućuju nam zaključivanje brzine širenja svemira, što je u skladu s CMB mjerenjima, ali ne i s mjerenjima ljestvi na udaljenosti. (JEREMY TINKER I SURADNJA SDSS-III)

Pitanje koliko brzo se svemir širi postavlja se pitanje koje muči astronoma i astrofizičara od kada smo se uopće širili. Nevjerojatno je postignuće da višestruke, neovisne metode daju odgovore koji su u skladu s unutar 10%, ali ne slažu se i to je zabrinjavajuće.

Ako dođe do pogreške u paralaksu, cefidima ili supernovama, brzina širenja doista može biti najniža: 67 km / s / Mpc. Ako je to slučaj, svemir će pasti u red kad prepoznamo našu pogrešku. Ali ako se skupina Cosmic Microwave Background pogriješi, a brzina širenja bliža 73 km / s / Mpc, to predviđa krizu u modernoj kozmologiji. Svemir ne može imati gustoću tamne materije i početne fluktuacije 73 km / s / Mpc bi podrazumijevale.

Ili je jedan tim pogriješio neidentificiranu pogrešku ili je naša koncepcija Univerzuma potrebna revolucija. Kladim se na bivšeg.

Starts With A Bang je sada na Forbesu, a objavljen je na Mediumu zahvaljujući našim pristalicama Patreona. Ethan je autor dvije knjige, Beyond The Galaxy i Treknology: The Science of Star Trek od Tricorders do Warp Drive-a.