Rozszerzający się Wszechświat, pełen galaktyk i złożonej struktury, którą obserwujemy dzisiaj, powstał z mniejszego, cieplejszego, gęstszego, bardziej jednolitego stanu. Tysiące lat zajęło nam tysiące naukowców, aby dojść do tego zdjęcia, a jednak brak konsensusu co do tego, jaki jest rzeczywiście wskaźnik ekspansji, mówi nam, że albo coś jest strasznie nie tak, mamy gdzieś niezidentyfikowany błąd, albo istnieje nowa rewolucja naukowa na horyzoncie. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ I L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))

Największa zagadka kosmologii jest wskazówką, a nie kontrowersją

Jak szybko rozwija się Wszechświat? Wyniki mogą wskazywać na coś niesamowitego.

Jeśli chcesz wiedzieć, jak działa coś we Wszechświecie, wszystko, co musisz zrobić, to dowiedzieć się, w jaki sposób pewna mierzalna ilość dostarczy ci niezbędnych informacji, wyjdź i zmierz to i wyciągnij wnioski. Jasne, pojawią się uprzedzenia i błędy, a także inne mylące czynniki, które mogą doprowadzić cię na manowce, jeśli nie będziesz ostrożny. Antidotum na to? Wykonaj jak najwięcej niezależnych pomiarów, używając jak największej liczby różnych technik, aby jak najdokładniej określić te naturalne właściwości.

Jeśli robisz wszystko dobrze, każda z twoich metod zbierze się na tej samej odpowiedzi i nie będzie dwuznaczności. Jeśli jeden pomiar lub technika jest wyłączona, inne wskażą ci właściwy kierunek. Ale kiedy próbujemy zastosować tę technikę do rozszerzającego się Wszechświata, pojawia się zagadka: otrzymujemy jedną z dwóch odpowiedzi i nie są one ze sobą kompatybilne. To największa zagadka kosmologii i może to być tylko wskazówka, której potrzebujemy, aby odkryć największe tajemnice naszego istnienia.

Zależność przesunięcia ku czerwieni dla odległych galaktyk. Punkty, które nie spadają dokładnie na linię, zawdzięczają niewielkie niedopasowanie różnicom specyficznych prędkości, które oferują jedynie niewielkie odchylenia od ogólnego obserwowanego rozszerzenia. Oryginalne dane Edwina Hubble'a, po raz pierwszy użyte do pokazania, że ​​Wszechświat się rozszerza, wszystkie mieszczą się w małym czerwonym polu w lewym dolnym rogu. (ROBERT KIRSHNER, PNAS, 101, 1, 8–13 (2004))

Od lat dwudziestych wiemy, że Wszechświat się rozszerza, a jego tempo zwane jest stałą Hubble'a. Od tamtej pory pokolenie szukało „ile?”

Na początku istniała tylko jedna klasa techniki: kosmiczna drabina odległości. Ta technika była niezwykle prosta i wymagała zaledwie czterech kroków.

  1. Wybierz klasę obiektu, którego właściwości są wewnętrznie znane, a jeśli zmierzysz w nim coś obserwowalnego (np. Okres fluktuacji jasności), wiesz coś związanego z nim (np. Jego jasność wewnętrzna).
  2. Zmierz obserwowalną wielkość i określ, jaka jest jej wewnętrzna jasność.
  3. Następnie zmierz jasność pozorną i użyj tego, co wiesz o odległościach kosmicznych w rozszerzającym się Wszechświecie, aby określić, jak daleko musi być.
  4. Na koniec zmierz przesunięcie ku czerwieni przedmiotowego obiektu.
Im dalej galaktyka, tym szybciej oddala się od nas i tym bardziej jej światło wydaje się przesunięte na czerwono. Galaktyka poruszająca się wraz z rozszerzającym się Wszechświatem będzie dziś jeszcze w większej odległości od lat świetlnych niż liczba lat (pomnożona przez prędkość światła), przez którą światło nam wydobyło, aby do nas dotrzeć. Jednak szybkość ekspansji Wszechświata jest czymś, na co astronomowie używający różnych technik nie mogą się zgodzić. (LARRY MCNISH OF RASC CALGARY CENTER)

Przesunięcie ku czerwieni łączy to wszystko. W miarę rozszerzania się Wszechświata każde światło, które przez niego przechodzi, również się rozciąga. Pamiętaj, że światło jest falą i ma określoną długość fali. Ta długość fali określa, jaka jest jej energia, a każdy atom i cząsteczka we Wszechświecie ma określony zestaw linii emisji i absorpcji, które występują tylko przy określonych długościach fal. Jeśli potrafisz zmierzyć, na jakiej długości fali te konkretne linie widmowe pojawiają się w odległej galaktyce, możesz określić, o ile Wszechświat rozszerzył się od momentu, gdy opuścił obiekt, aż dotarł do twoich oczu.

Łącząc przesunięcie ku czerwieni i odległość dla różnych obiektów we wszechświecie, możesz dowiedzieć się, jak szybko rozszerza się we wszystkich kierunkach, a także jak zmienia się szybkość ekspansji w czasie.

Historia rozszerzającego się Wszechświata, w tym z czego się obecnie składa. Jedynie poprzez pomiar, w jaki sposób światło zmienia się podczas przemieszczania się przez rozszerzający się Wszechświat, możemy zrozumieć go tak, jak my, i to wymaga dużej serii niezależnych pomiarów. (ESA I WSPÓŁPRACA Z PLANCKIEM (GŁÓWNA), Z MODYFIKACJAMI , SIEGEL; NASA / WIKIMEDIA WSPÓLNY UŻYTKOWNIK 老陳 (INSET))

Przez cały XX wiek naukowcy używali tej techniki, aby ustalić jak najwięcej na temat naszej kosmicznej historii. Kosmologia - naukowe badanie tego, z czego zbudowany jest Wszechświat, skąd się wzięło, jak wyglądało dzisiejsze życie i jaka jest jego przyszłość - wielu wyśmiewało jako poszukiwanie dwóch parametrów: aktualnego tempa ekspansji i jak ewoluowało tempo ekspansji w czasie. Do lat 90. naukowcy nie mogli nawet zgodzić się co do pierwszego z nich.

Wszyscy używali tej samej techniki, ale przyjęli inne założenia. Niektóre grupy wykorzystywały od siebie różne typy obiektów astronomicznych, inne stosowały różne przyrządy z różnymi błędami pomiarowymi. Niektóre klasy obiektów okazały się bardziej skomplikowane, niż początkowo sądziliśmy, że będą. Ale wciąż pojawiło się wiele problemów.

Standardowe świece (L) i standardowe linijki (R) to dwie różne techniki, których astronomowie używają do mierzenia rozszerzania się przestrzeni w różnych czasach / odległościach w przeszłości. Na podstawie tego, jak wielkości takie jak jasność lub rozmiar kątowy zmieniają się wraz z odległością, możemy wywnioskować historię ekspansji Wszechświata. Metoda świecy jest częścią drabiny odległości, uzyskując 73 km / s / Mpc. Korzystanie z linijki jest częścią metody wczesnego sygnału, która daje 67 km / s / Mpc. (NASA / JPL-CALTECH)

Gdyby Wszechświat rozwijał się zbyt szybko, nie byłoby wystarczająco dużo czasu, aby uformować planetę Ziemię. Jeśli uda nam się znaleźć najstarsze gwiazdy w naszej galaktyce, wiemy, że Wszechświat musi być co najmniej tak stary jak gwiazdy w jego obrębie. A jeśli tempo ekspansji ewoluowało w czasie, ponieważ było w nim coś innego niż materia lub promieniowanie - lub inna ilość materii niż zakładaliśmy - to pokazałoby się w jaki sposób szybkość ekspansji zmieniała się w czasie.

Rozwiązanie tych wczesnych kontrowersji było podstawową naukową motywacją do budowy Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Kluczowym projektem było wykonanie tego pomiaru i odniósł ogromny sukces. Prędkość, którą uzyskała, wyniosła 72 km / s / Mpc, przy jedynie 10% niepewności. Ten wynik, opublikowany w 2001 roku, rozwiązał kontrowersje tak stare jak samo prawo Hubble'a. Wydawało się, że wraz z odkryciem ciemnej materii i energii daje nam w pełni dokładny i spójny obraz Wszechświata.

Konstrukcja kosmicznej drabiny odległości obejmuje przejście z naszego Układu Słonecznego do gwiazd do pobliskich galaktyk na odległe. Każdy „krok” niesie ze sobą własne niepewności, zwłaszcza zmienną Cefeid i stopnie supernowe; byłoby również tendencyjne w kierunku wyższych lub niższych wartości, gdybyśmy żyli w regionie zaniżonym lub nadmiernym. Istnieje wystarczająco dużo niezależnych metod wykorzystywanych do zbudowania kosmicznej drabiny odległości, że nie możemy już dłużej racjonalnie obwiniać jednego szczebla drabiny jako przyczyny naszego niedopasowania różnych metod. (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) I A. RIESS (STSCI / JHU))

Grupa drabin dystansowych z czasem stała się znacznie bardziej wyrafinowana. Istnieje obecnie niewiarygodnie duża liczba niezależnych sposobów pomiaru historii ekspansji Wszechświata:

  • za pomocą odległych soczewek grawitacyjnych,
  • używając danych supernowych,
  • wykorzystanie właściwości rotacyjnych i dyspersyjnych odległych galaktyk,
  • lub używając fluktuacji jasności powierzchni od spirali czołowych,

i wszystkie dają ten sam wynik. Niezależnie od tego, czy skalibrujesz je za pomocą gwiazd zmiennych Cefeid, gwiazd RR Lyrae, czy czerwonych gwiazd olbrzymów, które wkrótce zostaną poddane fuzji helu, otrzymasz tę samą wartość: ~ 73 km / s / Mpc, z niepewnością wynoszącą zaledwie 2–3%.

Zmienna Gwiazda RS Puppis, której echa świetlne przebijają się przez chmury międzygwiezdne. Gwiazdy zmienne występują w wielu odmianach; jedną z nich, zmienne cefeidalne, można zmierzyć zarówno w naszej własnej galaktyce, jak i w galaktykach odległych o 50–60 milionów lat świetlnych. To pozwala nam ekstrapolować odległości z naszej własnej galaktyki na znacznie bardziej odległe we Wszechświecie. Zamiast cefeid można zastosować inne klasy pojedynczej gwiazdy, takie jak gwiazda na końcu AGB lub zmienna RR Lyrae, co daje podobne wyniki i tę samą kosmiczną zagadkę w stosunku do szybkości ekspansji. (NASA, ESA I ZESPÓŁ DZIEDZICTWA HUBBLE)

Byłoby to ogromne zwycięstwo kosmologii, gdyby nie jeden problem. Jest teraz 2019 i jest drugi sposób pomiaru szybkości ekspansji Wszechświata. Zamiast patrzeć na odległe obiekty i mierzyć ewolucję emitowanego przez nie światła, możemy użyć reliktów z najwcześniejszych etapów Wielkiego Wybuchu. Kiedy to robimy, otrzymujemy wartości ~ 67 km / s / Mpc, przy deklarowanej niepewności wynoszącej zaledwie 1–2%. Liczby te różnią się między sobą o 9%, a niepewności się nie pokrywają.

Dla kontrastu pokazane są nowoczesne napięcia pomiarowe z drabiny odległości (czerwony) z wczesnymi danymi sygnałów z CMB i BAO (niebieski). Jest prawdopodobne, że metoda wczesnego sygnału jest poprawna, a drabina odległości ma fundamentalną wadę; prawdopodobne jest, że wystąpił błąd na małą skalę, który popycha metodę wczesnego sygnału i drabina odległości jest poprawna, lub że obie grupy mają rację, a winowajcą jest jakaś nowa fizyka (pokazana u góry). Ale teraz nie możemy być tego pewni. (ADAM RIESS (PRYWATNA KOMUNIKACJA))

Tym razem jednak sprawy wyglądają inaczej. Nie możemy dłużej oczekiwać, że jedna grupa będzie miała rację, a druga będzie w błędzie. Nie możemy też oczekiwać, że odpowiedź znajdzie się gdzieś pośrodku i że obie grupy popełniają jakiś błąd w swoich założeniach. Powodem, dla którego nie możemy na to liczyć, jest to, że istnieje zbyt wiele niezależnych dowodów. Jeśli spróbujemy wyjaśnić jeden pomiar błędem, będzie to sprzeczne z innym pomiarem, który już został wykonany.

Całkowita ilość rzeczy we wszechświecie decyduje o tym, jak wszechświat rozszerza się w czasie. Ogólna teoria względności Einsteina łączy ze sobą zawartość energetyczną Wszechświata, szybkość ekspansji i ogólną krzywiznę. Jeśli Wszechświat rozszerzy się zbyt szybko, oznacza to, że jest w nim mniej materii i więcej ciemnej energii, co będzie kolidować z obserwacjami.

Przed Planckiem najlepiej dopasowane dane wskazywały na parametr Hubble'a wynoszący około 71 km / s / Mpc, ale wartość około 69 lub więcej byłaby teraz zbyt duża zarówno dla gęstości ciemnej materii (oś X) widziane innymi środkami i skalarnym indeksem spektralnym (prawa strona osi y), których potrzebujemy, aby wielkoskalowa struktura Wszechświata miała sens. (PAR ADE ET AL. I WSPÓŁPRACA PLANCK (2015))

Na przykład wiemy, że całkowita ilość materii we Wszechświecie musi wynosić około 30% gęstości krytycznej, co widać na podstawie wielkoskalowej struktury Wszechświata, gromady galaktyk i wielu innych źródeł. Widzimy również, że skalarny wskaźnik widmowy - parametr, który mówi nam, jak grawitacja będzie tworzyć związane struktury w małych i dużych skalach - musi być nieco mniejszy niż 1.

Jeśli tempo ekspansji jest zbyt wysokie, nie tylko otrzymujesz Wszechświat ze zbyt małą ilością materii i zbyt wysokim skalarnym indeksem spektralnym, aby zgodzić się z wszechświatem, który mamy, otrzymujesz Wszechświat, który jest zbyt młody: 12,5 miliarda lat zamiast 13,8 miliarda lat. Ponieważ żyjemy w galaktyce z gwiazdami, które zostały zidentyfikowane jako mające więcej niż 13 miliardów lat, stworzyłoby to ogromną zagadkę: tę, której nie da się pogodzić.

SDSS J102915 + 172927, położona w odległości około 1440 lat świetlnych od nas, jest starożytną gwiazdą zawierającą zaledwie 1/20 000 części ciężkich elementów, jakie posiada Słońce, i powinna mieć ponad 13 miliardów lat: jedna z najstarszych we Wszechświecie i prawdopodobnie powstały jeszcze przed Drogą Mleczną. Istnienie takich gwiazd informuje nas, że Wszechświat nie może mieć właściwości prowadzących do wieku młodszego niż znajdujące się w nim gwiazdy. (ESO, BADANIE CYFROWE SKY 2)

Ale może nikt się nie myli. Być może wczesne relikwie wskazują na prawdziwy zestaw faktów na temat Wszechświata:

  • ma 13,8 miliarda lat,
  • ma w przybliżeniu 70% / 25% / 5% stosunek ciemnej energii do ciemnej materii do normalnej materii,
  • wydaje się być spójny z szybkością ekspansji, która jest niższa niż 67 km / s / Mpc.

Być może drabina odległości wskazuje również na prawdziwy zestaw faktów na temat Wszechświata, gdzie rozwija się dziś w większym tempie w kosmicznie pobliskich skalach.

Choć brzmi to dziwnie, obie grupy mogą mieć rację. Pojednanie może wynikać z trzeciej opcji, której większość ludzi nie chce jeszcze rozważyć. Zamiast błędnej grupy drabin dystansowych lub błędnej grupy wczesnych reliktów, być może nasze założenia dotyczące praw fizyki lub natury Wszechświata są błędne. Innymi słowy, być może nie mamy do czynienia z kontrowersją; być może to, co widzimy, jest wskazówką nowej fizyki.

Kwasar podwójnie soczewkowy, jak ten pokazany tutaj, jest spowodowany soczewką grawitacyjną. Jeśli można zrozumieć opóźnienie czasowe wielu obrazów, może być możliwe zrekonstruowanie szybkości ekspansji Wszechświata w odległości spornego kwazara. Najwcześniejsze wyniki pokazują teraz w sumie cztery soczewione układy kwazarowe, zapewniając szacunkową szybkość ekspansji zgodną z grupą drabin odległościowych. (TELESKOP NASA HUBBLE SPACE, TOMMASO TREU / UCLA I BIRRER ET AL)

Możliwe, że sposoby pomiaru szybkości rozszerzania się Wszechświata ujawniają coś nowego w naturze samego Wszechświata. Coś we Wszechświecie mogło się zmieniać z czasem, co byłoby kolejnym wyjaśnieniem, dlaczego te dwie różne klasy techniki mogą dawać różne wyniki w historii ekspansji Wszechświata. Niektóre opcje obejmują:

  • nasz lokalny region Wszechświata ma niezwykłe właściwości w porównaniu ze średnią (która już jest uprzywilejowana),
  • z czasem ciemna energia zmienia się w nieoczekiwany sposób,
  • grawitacja zachowuje się inaczej niż się spodziewaliśmy w kosmicznych skalach,
  • lub istnieje nowy typ pola lub siły przenikającej Wszechświat.

Opcja ewolucji ciemnej energii jest szczególnie interesująca i ważna, ponieważ właśnie w tym celu została wyraźnie zaprojektowana przyszła sztandarowa misja NASA w dziedzinie astrofizyki, WFIRST.

Obszar obserwacji Hubble'a (lewy górny róg) w porównaniu z obszarem, który WFIRST będzie mógł oglądać na tej samej głębokości, w tym samym czasie. Widok WFIRST z szerokiego pola pozwoli nam uchwycić większą liczbę odległych supernowych niż kiedykolwiek wcześniej i pozwoli nam przeprowadzić głębokie, szerokie badania galaktyk w skalach kosmicznych, których nigdy wcześniej nie badano. Przyniesie rewolucję w nauce, niezależnie od tego, co znajdzie. (NASA / GODDARD / WFIRST)

W tej chwili mówimy, że ciemna energia jest zgodna ze stałą kosmologiczną. Oznacza to, że wraz z rozszerzaniem się Wszechświata gęstość ciemnej energii pozostaje stała, a nie staje się mniej gęsta (jak materia). Z czasem ciemna energia może się wzmocnić lub może zmienić zachowanie: popychając przestrzeń do wewnątrz lub na zewnątrz o różne ilości.

Nasze najlepsze ograniczenia na dziś, w świecie sprzed WFIRST, pokazują, że ciemna energia jest zgodna ze stałą kosmologiczną do poziomu około 10%. Dzięki WFIRST będziemy w stanie zmierzyć wszelkie odejścia do poziomu 1%: wystarczy, aby sprawdzić, czy rozwijająca się ciemna energia jest odpowiedzią na rozszerzające się kontrowersje dotyczące Wszechświata. Dopóki nie znajdziemy tej odpowiedzi, wszystko, co możemy zrobić, to dopracować nasze najlepsze pomiary i spojrzeć na pełny zestaw dowodów na wskazówki, jakie może być rozwiązanie.

Podczas gdy materia (zarówno normalna, jak i ciemna) i promieniowanie stają się mniej gęste, gdy Wszechświat rozszerza się ze względu na rosnącą objętość, ciemna energia jest formą energii związaną z samą przestrzenią. Gdy w rozszerzającym się Wszechświecie powstaje nowa przestrzeń, gęstość ciemnej energii pozostaje stała. Gdyby ciemna energia zmieniała się w czasie, moglibyśmy odkryć nie tylko możliwe rozwiązanie tej zagadki dotyczącej rozszerzającego się Wszechświata, ale także rewolucyjny nowy wgląd w naturę istnienia. (E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY)

To nie jest jakiś marginesowy pomysł, w którym kilku sprzecznych naukowców przecenia niewielką różnicę w danych. Jeśli obie grupy mają rację - i nikt nie może znaleźć wady w tym, co zrobiła jedna z nich - może to być pierwsza wskazówka, jaką mamy, podejmując nasz kolejny wielki skok w zrozumieniu Wszechświata. Laureat Nagrody Nobla Adam Riess, być może najwybitniejsza postać obecnie badająca kosmiczną drabinę odległości, był na tyle uprzejmy, że nagrał ze mną podcast, dyskutując dokładnie, co to wszystko może oznaczać dla przyszłości kosmologii.

Możliwe, że gdzieś po drodze popełniliśmy błąd. Możliwe, że kiedy go zidentyfikujemy, wszystko ułoży się tak, jak powinno, i nie będzie już żadnych kontrowersji ani zagadek. Ale możliwe jest również, że błąd tkwi w naszych założeniach dotyczących prostoty Wszechświata i że ta rozbieżność utoruje drogę do głębszego zrozumienia naszych podstawowych kosmicznych prawd.

Gra Starts With A Bang jest już dostępna na Forbes, a dzięki naszym zwolennikom Patreon została ponownie opublikowana na poziomie Medium. Ethan jest autorem dwóch książek, Beyond The Galaxy, oraz Treknology: The Science of Star Trek, od Tricorderów po Warp Drive.