A galaxisokkal teli bővülő Univerzum és az általunk megfigyelt összetett szerkezet egy kisebb, melegebb, sűrűbb, egységesebb állapotból származik. Több száz évig dolgozó tudósok ezreinek volt szüksége, hogy elérjük ezt a képet, és mégis, hogy nincs konszenzus abban, hogy mi a valóban a bővítési arány, azt mondjuk, hogy vagy valami félelmetesen rossz, vagy valahol ismeretlen hiba van. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ ÉS HERNQUIST L., 319., 5859. TUDOMÁNY (47))

A tudósok nem tudnak egyetérteni a kiterjedő univerzumban

Vagy kozmikus rejtély, vagy rettenetesen hétköznapi hiba.

Az univerzum bővül, és a helyszínen minden tudós egyetért azzal. A megfigyelések túlnyomórészt alátámasztják ezt a világos következtetést, és minden alternatíva nem felel meg az 1920-as évek vége óta elért sikereinek. De a tudományos törekvésekben a siker nem lehet egyszerűen csak kvalitatív; meg kell értenünk, meg kell mérnünk és számszerűsítenünk kell a Világegyetem terjeszkedését. Tudnunk kell, hogy az Univerzum mennyire terjeszkedik.

A csillagászok, az asztrofizikusok és a kozmológusok generációk óta megpróbálták finomítani az Univerzum tágulási sebességének méréseit: a Hubble-állandót. Sok évtizedes vita után a Hubble Űrtávcső kulcsfontosságú projektje megoldotta a kérdést: 72 km / s / Mpc, mindössze 10% -os bizonytalansággal. De most, 17 évvel később, a tudósok nem tudnak egyetérteni. Egy tábor igénye ~ 67 km / s / Mpc; a többi állítás ~ 73 km / s / Mpc, és a hibák nem fedik át egymást. Valami vagy valaki nincs rendben, és nem tudjuk kitalálni, hol.

Minél távolabbi a galaxis, annál gyorsabban terjed tőlünk, és annál inkább világossá válik vöröseltolódott. A bővülő Univerzummal mozgó galaxis manapság még sok fényév távolságra van, mint az évek száma (szorozva a fény sebességével), ameddig az általa kibocsátott fény eljutott hozzánk. De az, hogy az Univerzum milyen gyorsan bővül, olyan dolog, amelyben a különböző technikákat alkalmazó csillagászok nem tudnak egyetérteni. (A RASC KALGÁRISKÖZPONT LARRY MCNISH)

Ennek oka az, hogy ilyen probléma, azért, mert két fő módszerünk van az univerzum tágulási sebességének mérésére: a kozmikus távolság létrán keresztül és a Big Bang legkorábbi pillanataiból származó jelek nézésével. A két módszer rendkívül különbözik egymástól.

  • A távolságlépcsőn a közeli, jól megérthető tárgyakat nézzük meg, majd megfigyeljük ugyanazokat a tárgyakat távolabbi helyeken, majd meghatározzuk azok távolságát, majd az ezen távolságokon megfigyelt tulajdonságokat használjuk, hogy még távolabb menjenek, stb. vöröseltolódás és távolságmérés segítségével rekonstruálhatjuk az univerzum tágulási sebességét.
  • A korai jelek módszeréhez használhatjuk a Big Bangból származó maradék fényt (a kozmikus mikrohullámú háttér) vagy a távoli galaxisok közötti korrelációs távolságokat (a Baryon akusztikus oszcillációitól), és megnézhetjük, hogyan fejlődnek ezek a jelek az idő múlásával, ahogy az Univerzum tágul.

Az első módszer úgy tűnik, hogy következetesen adja a magasabb ~ 73 km / s / Mpc értéket, míg a második módszer ~ 67 km / s / Mpc.

A szabványos gyertyák (L) és a szabványos vonalzók (R) két különféle módszer, amelyeket az csillagászok használnak a tér kiterjedésének mérésére a múltban különböző időpontokban / távolságokban. Annak alapján, hogy a mennyiségek, például a fényerősség vagy a szögméret a távolság függvényében változnak, levezethetjük az Univerzum tágulási előzményeit. A gyertya módszer használata a távolság létrának része, 73 km / s / Mpc sebességgel. A vonalzó használata a korai jelzés módszerének része, 67 km / s / Mpc sebesség elérésével. Ezek az értékek nem konzisztensek. (NASA / JPL-CALTECH)

Ennek mélységesen kellene aggódnia. Ha megértjük, hogy az Univerzum hogyan működik helyesen, akkor minden mérési módszerünknek ugyanazokat a tulajdonságokat és ugyanazt a történetet kell szolgáltatnia, amelyben élünk. Függetlenül attól, hogy vörös óriás csillagokat vagy kék változó csillagokat, forgó spirális galaxisokat vagy ingadozó fényerővel rendelkező spirálokat használunk, remegő elliptikus galaxisokat vagy Ia típusú szupernóvakat, vagy a kozmikus mikrohullámú háttér vagy galaxis korrelációkat kapunk, akkor egy olyan választ kell kapnunk, amely összhangban áll az univerzummal. azonos tulajdonságokkal.

De nem erről van szó. A távolság létrán alkalmazott módszer szisztematikusan kb. 10% -kal magasabb értéket ad, mint a korai jelzés módszer, függetlenül attól, hogy miként mérjük a távolság létrát vagy milyen korai jelet használunk. Ez a legpontosabb módszer mindegyikre.

A párhuzamos módszer, amelyet azóta alkalmaztak, mivel a távcsövek az 1800-as években elég jók lettek, magában foglalja a közeli csillag helyzetének látszólagos változását a távolabbi háttérhez viszonyítva. Előfordulhat, hogy ebben a módszerben torzítások vannak olyan tömegek jelenléte miatt, amelyeket nem vettünk megfelelő módon figyelembe. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) Távoli létra: kezdje a csillagokkal a saját galaxisunkban. Mérjük meg a távolságot a parallax segítségével, ahogyan a csillag látszólagos helyzete megváltozik egy Föld év folyamán. Ahogy világunk a Nap körül mozog, a közeli csillag látszólagos helyzete a háttérképekéhez képest elmozdul; az eltolás mértéke megmutatja a csillag távolságát.

Ezek közül a csillagok közül néhány a Cepheid változó csillagok, amelyek fényviszonyuk (belső fényerő) és a pulzációs periódusuk közötti specifikus kapcsolatot mutatnak: a Leavitt-törvény. A cefeidek gazdagok saját galaxisunkban, de távoli galaxisokban is megfigyelhetők.

A kozmikus távolság létrájának felépítése magában foglalja a Naprendszerünk felől a csillagokat, a közeli galaxiseket a távoli irányba. Minden „lépés” saját bizonytalanságát hordozza, különösen a Cepheid változó és a szupernóva lépéseket; az is magasabb vagy alacsonyabb értékek felé lenne elfogult, ha túlterhelt vagy túlterhelt régióban élünk (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) és A. RIESS (STSCI / JHU)).

És ezekben a távoli, cefeid-tartalmú galaxisokban vannak olyan Ia típusú szupernóvák is, amelyeket megfigyeltek. Ezek a szupernóvák az egész világegyetem egészében megfigyelhetők, kezdve itt, a kozmikus hátsó udvarban, a sok milliárd vagy akár több tízmilliárd fényév távolságban lévő galaxisokig.

Csak három lépcsővel:

  • a csillagok parallaxisának mérése galaxisunkban, beleértve néhány cefeidet,
  • a cefeidek mérése a közeli galaxisokban akár 50–60 millió fényév távolságra is, amelyek közül néhány tartalmaz (ed) Ia típusú szupernóvákat,
  • majd megmérjük az Ia típusú szupernóvákat a táguló univerzum távoli mélyedéseire,

rekonstruálhatjuk, mi a mai bővítési ráta, és hogyan változott ez a bővítési ráta az idő múlásával.

A CMB-ben a Planck műhold által megfigyelt akusztikus csúcsok mintája hatékonyan kizárja az univerzumot, amely nem tartalmaz sötét anyagot, és szorosan korlátozza sok más kozmológiai paramétert is. (P.A.R. ADE ET AL. ÉS A PLANCK EGYÜTTMŰKÖDÉS (2015))

2.) A korai jelek: alternatívaként a Nagyrobbanással kezdődik, és azzal a tudattal, hogy univerzumunkat tele van sötét anyaggal, sötét energiával, normál anyaggal, neutrinókkal és sugárzással.

Mi fog történni?

A tömegek vonzzák egymást, és megpróbálnak gravitációs összeomlásra kerülni, a sűrűbb régiók pedig egyre inkább vonzzák a környező anyagot. De a gravitáció megváltozása nyomásváltozáshoz vezet, és a sugárzás áramlik ki ezeken a régiókban, és a gravitációs növekedés visszaszorítására törekszik.

A móka ez: a normál anyag kölcsönhatásának keresztmetszete van a sugárzással, de a sötét anyagnak nincs. Ez egy speciális „akusztikus mintázathoz” vezet, ahol a normál anyag megtapasztalja ezeket a visszafordulásokat és a sugárzásból származó kompressziót.

A Baryon akusztikus oszcillációk okozta csoportosítási minták szemléltetése, ahol a galaxistól a távolság bármely más galaxistól való távolságának valószínűségét a sötét anyag és a normál anyag közötti kapcsolat szabályozza. Ahogy az Univerzum bővül, ez a jellegzetes távolság is kibővül, lehetővé téve a Hubble állandó, a sötét anyag sűrűségének és a skaláris spektrális index mérését. Az eredmények megegyeznek a CMB adataival, és egy világegyetem 27% sötét anyagból áll, szemben az 5% normál anyaggal. (ZOSIA ROSTOMIAN)

Ez megjelenik a kozmikus mikrohullámú háttér hőmérsékleti ingadozásának egy adott csúcskészletével és egy adott távolsági skálaval, ahol valószínűbb, hogy galaxist talál, mint akár közelebb, akár távolabb. A világegyetem tágulásával ezek az akusztikus skálák megváltoznak, amelyek jelekhez vezetnek mind a Kozmikus Mikrohullámú Háttérben (két kép felfelé), mind a mérlegben, amelyen a galaxisok összefüggenek (egy kép fel).

Ha megmérjük, hogy ezek milyen skálák és hogyan változnak a távolsággal / vöröseltolódással, akkor kiterjedési sebességet kaphatunk az Univerzum számára is. Míg a távolságlépcsõ-módszer körülbelül 73 ± 2 km / s / Mpc sebességet ad, mindkét korai jelzési módszer 67 ± 1 km / s / Mpc-t ad. A számok különbözőek, és nem fedik át egymást.

Modern mérési feszültségek a távoli létrától (piros) a CMB (zöld) és a BAO (kék) adatokkal. A piros pontok a távolságlépcsők módszeréből származnak; a zöld és a kék a „maradék emlék” vagy a „korai jelzés” módszereiből származnak. Vegye figyelembe, hogy a piros és a zöld / kék mérések hibái nem fedik át egymást. (AUBOURG, ÉRIC ÉS AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516.)

Sok lehetséges magyarázat létezik. Lehetséges, hogy a közeli Univerzum más tulajdonságokkal rendelkezik, mint az ultra-távoli, a korai Univerzum, és így mindkét csapat helyes. Lehetséges, hogy a sötét anyag vagy a sötét energia (vagy valami, ami utánozza őket) az idő múlásával változik, és különböző mérésekhez vezet, különböző módszerekkel. Lehetséges, hogy van valami új fizika vagy valami, ami a kozmikus horizonton túli világegyetemünkön húzódik. Vagy talán az, hogy van valami alapvető hibája a kozmológiai modelleinknek.

De ezek a fantasztikus, látványos, szenzációs lehetőségek. Lehet, hogy megkapják a sajtó és a presztízs túlnyomó többségét, mivel képzeletbeli és okosak. De van egy sokkal hétköznapiabb lehetőség is, amely sokkal valószínűbb: az Univerzum mindenütt egyszerűen azonos, és az egyik mérési technika eredendően elfogult.

Planck előtt az adatokhoz legjobban illeszkedő Hubble-paraméter kb. 71 km / s / Mpc volt, de kb. 70-es vagy annál nagyobb érték túl nagy lenne mind a sötét anyag sűrűségéhez (x tengely), más eszközökkel és a skaláris spektrális mutatóval (az y tengely jobb oldala) látva, amelyre szükségünk van az univerzum nagyméretű felépítéséhez. (P.A.R. ADE ET AL. ÉS A PLANCK EGYÜTTMŰKÖDÉS (2015))

Nehéz azonosítani a lehetséges torzításokat a korai jelzésmódszerekben, mivel a WMAP, a Planck és a Sloan Digital Sky Survey mérései annyira pontosak. Például a kozmikus mikrohullámú háttérben nagyon jól megmértük az univerzum anyag sűrűségét (kb. 32% ± 2%) és a skaláris spektrális indexet (0,968 ± 0,010). Ha ezeket a méréseket végrehajtják, nagyon nehéz megszerezni a Hubble-állandó értékét, amely nagyobb, mint körülbelül 69 km / s / Mpc, ami valóban a felső határ.

Lehet, hogy vannak olyan hibák, amelyek torzítanak bennünket, de nehezen tudjuk felsorolni, mi lehetnek ezek.

Az Ia típusú szupernóva kétféle módja: az akkreditációs forgatókönyv (L) és az egyesülési forgatókönyv (R). Még nem ismeretes, hogy ez a két mechanizmus melyik a leggyakoribb az Ia típusú szupernóva események létrehozásakor, vagy ha van egy felfedezetlen elem ezeknek a robbanásoknak. (NASA / CXC / WEISS)

A távolságlépcső módszerére azonban bőséges:

  • A párhuzamos módszereinket torzíthatja a helyi szolár szomszédságunk gravitációja; a Napot körülvevő hajlított téridő szisztematikusan megváltoztathatja a távolság meghatározásainkat.
  • Korlátozottan értjük a cefeideket, ideértve azt a tényt is, hogy kétféle típusuk létezik, és néhányuk nem tiszta környezetben fekszik.
  • Az Ia típusú szupernóvákat akár akkreditáló fehér törpék, akár egymással ütköző és egyesülő fehér törpék okozhatják, a körülményeik, amelyekben vannak, az idő múlásával fejlődhetnek, és valószínűleg még több rejtély rejlik a készítésükben, mint jelenleg. megért.

A táguló univerzum mérésének e két különböző módja közötti eltérés egyszerűen annak tükröződik, hogy túlbizonyosodott-e arról, hogy kicsi a hibánk.

A 120 000 galaxis 3D rekonstrukciója és csoportosulási tulajdonságai, a vöröseltolódásból és a nagy léptékű szerkezet kialakulásából következtetve. Ezen felmérések adatai alapján következtethetünk az Univerzum tágulási sebességére, amely összhangban áll a CMB mérésekkel, de nem a távolság létrán végzett mérésekkel. (JEREMY TINKER ÉS AZ SDSS-III EGYÜTTMŰKÖDÉS)

Az a kérdés, hogy az Univerzum milyen gyorsan bővül, az aggasztja a csillagászokat és az asztrofizikákat, mióta az első terjeszkedésünk egyáltalán megtörtént. Hihetetlen eredmény, hogy több, egymástól független módszer olyan válaszokat ad, amelyek konzisztensek a 10% -on belül, de nem értenek egyet egymással, és ez aggasztó.

Ha hiba van a parallaxban, a cefeidekben vagy a szupernóvákban, akkor a tágulási sebesség valóban alacsony értékben lehet: 67 km / s / Mpc. Ha igen, akkor az Univerzum egybeesik, amikor hibát azonosítunk. De ha a Kozmikus Mikrohullámú Háttércsoport tévedett, és a tágulási sebesség közelebb áll a 73 km / s / Mpc-hez, megjósolja a modern kozmológia válságát. Az univerzumban nem lehet a sötét anyag sűrűsége, és a kezdeti ingadozások 73 km / s / Mpc-t jelentenek.

Vagy az egyik csapat ismeretlen hibát követett el, vagy az univerzumról alkotott elképzelésünk forradalmat igényel. Fogadok az előbbire.

A Starts With A Bang mostantól a Forbes-en működik, és a Mediumon közzéteszik, a Patreon támogatóinknak köszönhetően. Ethan két könyvet írt, a Beyond The Galaxy és a Treknology: A Star Trek tudománya a Tricorders-től a Warp Drive-ig.