7332 Webbův teleskop - největší kontroverze v kosmologii Liz Kruesi
[ Ezoterika ] 2024-08-13
Tři nová měření pomocí vesmírného dalekohledu Jamese Webba vedla některé k otázce, zda jsou data z Hubbleova teleskopu skutečná. Dlouho očekávaná studie rychlosti rozpínání vesmíru naznačuje, že pokud jde o údaje z Hubbleova teleskopu, kosmologové stále něco postrádají...
Téměř před sto lety objevil Edwin Hubble, že se vesmír zvětšuje. Moderní měření toho, jak rychle se rozpíná, však nesouhlasí, což naznačuje, že naše chápání fyzikálních zákonů může být mimo. Všichni očekávali, že ostrý pohled vesmírného dalekohledu Jamese Webba přinese odpověď. Dlouho očekávaná analýza pozorování dalekohledu, která byla zveřejněna v pondělí pozdě večer, ale opět shromažďuje protichůdné rychlosti expanze z různých typů dat, přičemž se zaměřuje na možné zdroje chyb v jádru konfliktu. Dva soupeřící týmy se pokusily změřit rychlost rozpínání vesmíru, která je známá jako Hubbleova konstanta neboli H0.
Jeden z těchto týmů, vedený Adamem Riessem z Johns Hopkins University, konzistentně naměřil, že H0 je asi o 8 % vyšší než teoretická předpověď na základě známých složek vesmíru a řídících rovnic. Tato nesrovnalost, známá jako Hubbleovo napětí, naznačuje, že teoretickému modelu vesmíru může něco chybět - nějaká další složka, nebo efekt, který urychluje expanzi vesmíru. Taková přísada by mohla být vodítkem k úplnějšímu pochopení vesmíru. Riess a jeho tým zveřejnili své nejnovější měření H0 na základě dat z Webbova teleskopu letos na jaře a získali hodnotu, která souhlasí s jejich dřívějšími odhady.
Konkurenční tým vedený Wendy Freedmanovou z Chicagské univerzity však po léta nabádal k opatrnosti a tvrdil, že je zapotřebí čistších měření. Vlastní měření H0 jejího týmu se vždy přiblížila teoretické předpovědi více než Riessovo, což naznačuje, že napětí z HST nemusí být skutečné. Od té doby, co Webbův teleskop začal v roce 2022 sbírat data, astrofyzikální komunita čekala na Freedmanové mnohostrannou analýzu využívající pozorování tří typů hvězd dalekohledem. Nyní jsou výsledky následující: Dva typy hvězd poskytují odhady H0, které jsou v souladu s teoretickou předpovědí, zatímco třetí - stejný typ hvězdy, který používá Riess - odpovídá vyšší hodnotě H0 Riessova týmu. (pozn. konstantně jsou nekonstantní)
Mark Belan pro časopis Quanta
To, že se tyto tři metody neshodují, "nám neříká o fundamentální fyzice," řekl Freedman. "To nám říká, že v jedné, nebo více metodách vzdálenosti je nějaká systematická chyba." Freedmanové výsledky byly předloženy časopisu The Astrophysical Journal, ale ještě neprošly formálním recenzním řízením, kde externí výzkumníci anonymně kontrolují data a analýzy. Saul Perlmutter, nositel Nobelovy ceny za kosmologii z Kalifornské univerzity v Berkeley, kterému byl ukázán preprint týmu před jeho vydáním, řekl Quanta, že výsledky naznačují, že "můžeme mít napětí z HST právě v rámci měření [založených na hvězdách]. To je napětí, které se opravdu musíme snažit zjistit více, než se snažit vynalézat nové kosmologické modely." Riess, po prostudování preprintu, řekl Quanta, že má problém s malou skupinou supernov, které Freedmanův tým použil v jednom kroku analýzy, což by podle něj mohlo zkreslit výsledky. "Nová měření jsou krásná a ve skutečnosti jsou ve výborné shodě se stejnými měřeními získanými ... před několika lety naší skupinou, takže měření vzdálenosti se zdá být pod kontrolou. Obávám se však, že tato studie tak malého vzorku supernovy dává poněkud zavádějící dojem o hodnotě Hubbleovy konstanty." Výsledky přicházejí po měsících zákulisního dramatu, kdy si Freedmanová zpočátku myslela, že její analýza zabila napětí na Hubbleově teleskopu, jen aby viděla, jak se znovu probudilo k životu. "Žádná nuda" To je byznys jako obvykle.
Podle Perlmuttera, "Hubbleova konstanta má tak dlouhou a slavnou tradici, že je nemožným problémem trvajícím desítky let."
Střetávající se vesmír
Obtížnou částí měření kosmické expanze je měření vzdáleností k objektům ve vesmíru. Americká astronomka Henrietta Leavittová poprvé objevila způsob, jak toho dosáhnout v roce 1912 pomocí pulzujících hvězd zvaných cefeidy. Tyto hvězdy blikají rychlostí, která souvisí s jejich skutečnou svítivostí (a lze ji zjistit). Jakmile víte, jak je Cefeida svítivá, můžete to porovnat s tím, jak jasná, nebo slabá se jeví, abyste odhadli, jak daleko je její galaxie. Edwin Hubble použil Leavittovu metodu k měření vzdáleností několika galaxií s cefeidami a v roce 1929 objevil, že galaxie vzdálenější od nás se vzdalují rychleji. To znamená, že vesmír se rozpíná... HST stanovil rychlost expanze na 500 kilometrů za sekundu na megaparsek (km/s/Mpc), což znamená, že dvě galaxie oddělené 1 Mpc, tedy asi 3,2 milionu světelných let, se od sebe vzdalují rychlostí 500 km/s. To bylo divoce mimo...
Měření H0 se zlepšilo s tím, jak se astronomové zlepšovali v kalibraci vztahu mezi frekvencí pulzací cefeid a jejich svítivostí. Přesto byl celý přístup omezený, protože cefeidy jsou tak jasné. K měření vzdálenosti galaxií v rozlehlém vesmíru vědci potřebovali nový přístup. V 70. letech 20. století začali vědci používat cefeidy ke kalibraci vzdáleností k jasným supernovám, což umožnilo přesnější měření H0. Tehdy, stejně jako nyní, vedly cestu dva výzkumné týmy, které použily supernovy ukotvené k cefeidám a dospěly k neshodným hodnotám 50 km/s/Mpc a 100 km/s/Mpc. "Nikdy nedošlo k žádnému setkání myslí; byly prostě zcela polarizované," řekl George Efstathiou, astrofyzik z University of Cambridge. Start Hubbleova vesmírného dalekohledu v roce 1990 poskytl astronomům nový, ostrý pohled na vesmír. Freedmanová vedla mnohaletou pozorovací kampaň pomocí HST a v roce 2001 ona a její kolegové oznámili rychlost expanze 72 km/s/Mpc s odhadem, že je maximálně 10% pokles.
Riess, který je jedním z nositelů Nobelovy ceny za objevování temné energie, se o několik let později pustil do hry na kosmickou expanzi. V roce 2011 jeho tým zveřejnil hodnotu H0 73 s odhadovanou 3% nejistotou. Brzy poté kosmologové přišli s úplně jinou metodou. V roce 2013 astronomové použili pozorování světla pozůstatků z raného vesmíru pomocí dalekohledu Planck k určení detailního tvaru a složení prvotního vesmíru. Poté tyto ingredience zapojili do Einsteinovy obecné teorie relativity a vyvinuli teoretický model dopředu téměř o 14 miliard let, aby předpověděli současný stav vesmíru. Tato extrapolace předpovídá, že vesmír by se měl v současné době rozpínat rychlostí 67,4 km/s/Mpc, s nejistotou menší než 1 %. Měření Riessova týmu, i když se jeho přesnost zlepšila, zůstalo na 73. Tato vyšší hodnota znamená, že galaxie se dnes od sebe vzdalují rychleji, než by podle teorie mělo být. Zrodilo se Hubbleovo napětí. "Pokud je to skutečný rys vesmíru, pak nám to říká, že nám něco chybí v kosmologickém modelu," řekl Riess. Toto chybějící něco by bylo první novou složkou vesmíru, která by byla objevena od dob temné energie. Teoretici spekulují o její identitě: Možná je to dodatečná forma odpudivé energie, která trvala krátkou dobu v raném vesmíru...?, nebo jsou to možná prvotní magnetická pole generovaná během Velkého třesku...?, nebo možná to, co chybí, má s námi společného víc než s vesmírem.
Způsoby vidění
Někteří kosmologové, včetně Freedmana, se domnívali, že za tento rozpor mohou nerozpoznané chyby. Nejběžnějším argumentem v tomto duchu je, že cefeidy se nacházejí v discích mladších galaxií, v oblastech přeplněných hvězdami, prachem a plynem. "I s vynikajícím rozlišením HST nevidíte ani jednu cefeidu," řekl Efstathiou, "vidíte ji překrytou jinými hvězdami." Toto přetížení komplikuje měření jasu. Když byl v prosinci 2021 spuštěn Webbův teleskop o velikosti domu, Riess a jeho kolegové se obrátili na jeho výkonnou infračervenou kameru, aby pronikla prachem v přeplněných oblastech, kde cefeidy žijí. Snažili se otestovat, zda má přeplněnost tak silný účinek, jak tvrdil Freedman a další výzkumníci. 6,5 metrové segmentové zrcadlo vesmírného dalekohledu Jamese Webba prošlo testy v Goddardově středisku vesmírných letů NASA v Greenbeltu v Marylandu v roce 2017, několik let před svým startem v prosinci 2021.
Když jsme porovnali svá nová čísla se vzdálenostmi vypočítanými z dat z Hubbleova dalekohledu, "viděli jsme fenomenální shodu," řekl Gagandeep Anand, člen týmu ze Space Telescope Science Institute. "To nám v podstatě říká, že práce, která byla provedena s Hubbleovým teleskopem, je stále dobrá." Jejich nejnovější výsledky s Webbovým teleskopem potvrzují hodnotu H0, kterou naměřili pomocí Hubbleova teleskopu před několika lety: 73,0, dejte, nebo vezměte 1,0 km/s/Mpc... Vzhledem k obavám z davu se však Freedman již obrátil k alternativním hvězdám, které by mohly sloužit jako ukazatele vzdálenosti. Nacházejí se na periferiích galaxií, daleko od hlučícího davu.
Jedním z typů jsou hvězdy typu "tip-of-the-red-giant-branch" neboli TRGB. Rudý obr je starší hvězda s nafouklou atmosférou, která jasně září v červeném světle. Jak stárne, rudý obr nakonec zapálí hélium v jeho jádru. V tu chvíli teplota hvězdy i její jasnost náhle klesnou, řekla Kristen McQuinnová, astronomka ze Space Telescope Science Institute, která vedla projekt Webbova dalekohledu pro kalibraci měření vzdálenosti pomocí TRGB. Typická galaxie má mnoho červených obrů. Pokud zanesete jasnost těchto hvězd do grafu proti jejich teplotám, uvidíte bod, ve kterém jejich jasnost klesá. Populace hvězd těsně před poklesem je dobrým ukazatelem vzdálenosti, protože v každé galaxii bude mít tato populace podobný rozptyl svítivosti. Porovnáním pozorované jasnosti těchto hvězdných populací mohou astronomové odhadnout relativní vzdálenosti. (U každé metody musí fyzici odvodit absolutní vzdálenost alespoň jedné "kotevní" galaxie, aby mohli kalibrovat celé měřítko. Riess, Freedman a další skupiny používají pro své kotvení neobvyklou blízkou galaxii, jejíž absolutní vzdálenost byla určena geometricky pomocí paralaxního efektu.)
Použití TRGB jako indikátorů vzdálenosti je však složitější než použití cefeid. McQuinnová a její kolegové použili devět vlnových filtrů Webbova dalekohledu, aby přesně pochopili, jak jejich jasnost závisí na jejich barvě. Astronomové se také začínají obracet k novému indikátoru vzdálenosti: na uhlík bohatým obřím hvězdám, které patří do tzv. asymptotické větve obrů (JAGB). Tyto hvězdy také sedí daleko od jasného galaktického disku a vyzařují velké množství infračerveného světla. Technologie k jejich pozorování na velké vzdálenosti nebyla dostatečná až do Webbovy éry, řekla Freedmanova postgraduální studentka Abigail Leeová. Freedmanová a její tým požádali o čas Webbova dalekohledu k pozorování TRGB a JAGB spolu se zavedenějšími indikátory vzdálenosti, cefeidami, v 11 galaxiích. "Jsem silným zastáncem různých metod," řekla.
Odpařovací roztok
Dne 13. března 2024 se Freedman, Lee a zbytek jejich týmu posadili kolem stolu v Chicagu, aby odhalili, co před sebou skrývali.
V předchozích měsících se rozdělili do tří skupin.Každá z nich měla za úkol změřit vzdálenost 11 galaxií ve své studii pomocí jedné ze tří metod:
- Cefeidy
- TRGB
- JAGB
Galaxie také hostily příslušné druhy supernov, takže jejich vzdálenosti mohly kalibrovat vzdálenosti supernov v mnohem vzdálenějších galaxiích. Jak rychle se tyto vzdálenější galaxie od nás vzdalují (což lze snadno vyčíst z jejich barvy) děleno jejich vzdálenostmi, dává H0. Tři skupiny vypočítaly svá měření vzdálenosti s jedinečným náhodným posunem přidaným k datům. Když se setkali osobně, odstranili každý z posunů a porovnali výsledky. Všechny tři metody poskytly podobné vzdálenosti, s nejistotou do 3 %. Bylo to "tak trochu ohromující," řekl Freedman. Tým vypočítal tři hodnoty H0, jednu pro každý ukazatel vzdálenosti. Všechny se dostaly do dosahu teoretické předpovědi 67,4... V tu chvíli se zdálo, že vymazali napětí z Hubbleova teleskopu. Když se však ponořili do analýzy a sepsali výsledky, našli problémy. Analýza JAGB byla v pořádku, ale další dvě byly mimo. Tým si všiml, že na měření TRGB jsou velké chybové úsečky. Pokusili se je zmenšit tím, že zahrnuli více TGRB. Když se jim to však podařilo, zjistili, že vzdálenost galaxií je menší, než si původně mysleli. Tato změna vedla k vyšší hodnotě H0. V analýze Cefeid Freedmanův tým odhalil chybu: Asi u poloviny cefeid byla korekce na shlukování aplikována dvakrát. Oprava toho výrazně zvýšila výslednou hodnotu H0. "Přivedlo nás to více do shody s Adamem [Riessem], což by ho mělo učinit o něco šťastnějším," řekl Freedman.
Napětí z Hubbleova teleskopu bylo vzkříšeno...
Nancy Wongová. Wendy Freedmanová z Chicagské univerzity zkoumá, jak lze pozorování Webbova dalekohledu srovnat se standardním kosmologickým modelem. Freedman se však domnívá, že měření H0 založené na cefeidách není tak důvěryhodné jako ostatní. Je extrémně citlivý na předpoklady týkající se například elementárního složení cefeid a okolí každé hvězdy. Prach v galaktických discích, kde cefeidy žijí, může absorbovat jejich světlo a ztlumit je. Infračervené vidění Webbova teleskopu proniká prachem, ale astronomové potřebují vědět, kolik prachu absorbuje světlo, aby to mohli korigovat. Za tímto účelem se Freedmanová a její kolegové obrátili na archivní data z Hubbleova dalekohledu, která zachycují "hloubku prachu", ale nemají tak vysoké rozlišení jako data z Webbova teleskopu. To přidalo nejistotu ve vypočítaných vzdálenostech.
Objevil se další problém. 11 galaxií, které studovali pomocí Webbova dalekohledu, jsou ty, které jsou nejblíže Zemi a hostí všechny čtyři relevantní objekty (JAGB, TRGB, cefeidy a příslušný typ supernovy). Podle Freedmanové se zdálo, že supernovy v těchto galaxiích jsou ve své podstatě jasnější než ty ve vzdálenějších galaxiích. Riess a jeho kolegové se také obávají, že tento vzorek může být zavádějící a zaujatý. V každém případě je to další hádanka, kterou kosmologové ještě musí pochopit, a ta také ovlivňuje hodnotu H0. "Myslím, že to bude místo, na které budeme muset v příštích několika letech zaměřit svou pozornost," řekl Freedman. Jejich článek uvádí tři samostatné hodnoty H0. Měření JAGB - to, které bylo provedeno zcela naslepo, bez jakékoli následné korekce - dává 67,96 km/s/Mpc, což dává, nebo bere 1,71 km/s/Mpc. To je navrch teoretické předpovědi, která se zdá potvrzovat standardní model kosmologie. TRGB poskytují hodnotu 69,85 s podobnými chybovými rozpětími. Výsledek také zmírňuje napětí Hubbleova teleskopu.
Metoda cefeidů stanovila hodnotu H0 vyšší, na 72,05, ale s větší subjektivitou: Různé předpoklady o vlastnostech hvězd způsobily, že se hodnota pohybovala v rozmezí od 69 do 73. Horní hranice rozsahu odpovídá Riessovým měřením; na spodním konci Hubbleovo napětí téměř zmizí. "Nemyslím si, že můžeme jednoduše říci, že Hubbleova konstanta je 73," řekl Freedman. "Myslím, že se jedná o první test stupnice vzdáleností Cefeid," což znamená, že JAGB a TRGB slouží jako kontrola zavedenější metody. "Nedostáváme stejnou odpověď, když testujeme cefeidy. Takže si myslím, že je to důležité." Kombinací metod a nejistot jsme získali průměrnou hodnotu H0 69,96 se 4% nejistotou. Tato odchylka se překrývá jak s teoretickou předpovědí rychlosti rozpínání vesmíru, tak s vyšší hodnotou Riessova týmu. "Myslím, že ještě nemáme důkazy, abychom mohli jednoznačně dospět k závěru, že existuje napětí [z Hubbleova teleskopu]," řekl Freedman. "Prostě to nevidím." "Všechno závisí na vystopování všech těchto systematických chyb," řekl Perlmutter.
Napětí a řešení
Vesmírný dalekohled Jamese Webba také umožňuje další způsoby měření H0. Například astronomové jsou v raných fázích používání toho, jak skvrnitá galaxie vypadá, jako zástupného ukazatele její vzdálenosti. Myšlenka je jednoduchá: bližší galaxie vypadají shlukovitější, protože můžete rozlišit některé jejich hvězdy, zatímco vzdálenější galaxie se zdají být hladší. "Je to v podstatě způsob, jak proměnit dav v míru vzdálenosti," řekl Anand, který se na tomto projektu podílí kromě práce s Riessem. Určitou naději nabízí i jiná metoda: Masivní kupa galaxií se chová jako pokřivená lupa, ohýbá a zvětšuje obraz objektu za sebou a vytváří více obrazů stejného objektu, zatímco jeho světlo se pohybuje po více drahách. Astronomka Brenda Frye z Arizonské univerzity vede program pozorování sedmi kup pomocí Webbova dalekohledu. Když se Frye a její kolegové podívali na svůj první snímek z dalekohledu v loňském roce, na kterém byla masivní kupa galaxií G165, "všichni jsme si prostě řekli: ´Co jsou ty tři tečky, které tam předtím nebyly?´" Tečky byly tři samostatné obrazy stejné supernovy, která explodovala za hvězdokupou. Po opakovaném pozorování snímku mohli vypočítat rozdíly mezi časy příletu tří snímků supernov pořízených čočkami. Časové zpoždění je úměrné Hubbleově konstantě a může být použito k odvození Hubbleovy konstanty. "Je to jednokrokové měření pro H0," řekl Frye, "což jej činí zcela nezávislým." Naměřili rychlost expanze 75,4 km/s/Mpc, i když s velkou nejistotou +8,1, nebo −5,5 km/s/Mpc. Frye očekává, že tyto chybové úsečky zpřesní po několika dalších letech podobných měření. Týmy Riesse a Freedmana také předpokládají, že příštích několik let pozorování JWST jim umožní najít odpověď pomocí jejich tradičních metod založených na hvězdách. "Se zlepšením dat to bude nakonec vyřešeno, a myslím, že docela rychle," řekl Freedman. "Dostaneme se k jádru věci."
