Сусвет, якая разрастаецца, поўная галактык і складаная структура, якую мы назіраем сёння, узнікла з меншага, больш гарачага, шчыльнага і больш раўнамернага стану. Тым тысячам навукоўцаў, якія працуюць сотні гадоў, каб мы дасягнулі гэтай карціны, і ўсё ж адсутнасць адзінага меркавання наконт таго, што хуткасць пашырэння на самай справе кажа нам, што альбо нешта жудасна няправільна, альбо мы дзесьці неўстаноўленую памылку. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ, L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))

Навукоўцы не могуць дамовіцца пра пашыраецца Сусвет

Гэта альбо касмічная таямніца, альбо жудасна прыземленая памылка.

Сусвет пашыраецца, і кожны вучоны ў гэтай галіне з гэтым пагаджаецца. Назіранні пераважнай падтрымкай гэтага простага высновы, і кожная альтэрнатыва не адпавядае яе поспехам з канца 1920-х гадоў. Але ў навуковых пачынаннях поспех не можа быць проста якасным; нам трэба зразумець, вымераць і колькасна вызначыць пашырэнне Сусвету. Мы павінны ведаць, наколькі Сусвет пашыраецца.

На працягу некалькіх пакаленняў астраномы, астрафізікі і касмолагі спрабавалі ўдакладніць нашы вымярэнні хуткасці пашырэння Сусвету: канстанту Хабла. Пасля шматлікіх дзесяцігоддзяў дэбатаў ключавы праект Касмічнага тэлескопа Хабл вырашыў пытанне: 72 км / с / мпк, з нявызначанасцю ўсяго 10%. Але зараз, праз 17 гадоў, навукоўцы не могуць пагадзіцца. Патрабаванні да аднаго лагера ~ 67 км / с / Mpc; астатнія прэтэнзіі ~ 73 км / с / Mpc, і памылкі не перасякаюцца. Нешта, альбо хтосьці, не так, і мы не можам зразумець, дзе.

Чым далей знаходзіцца галактыка, тым хутчэй яна пашыраецца ад нас, і тым больш яе святло з'яўляецца чырвоным. Галактыка, якая рухаецца па ўсёй Сусвеце, будзе сёння яшчэ большай колькасцю светлавых гадоў, чым колькасць гадоў (памножанае на хуткасць святла), якое спатрэбілася выпраменьванню святла, каб дасягнуць нас. Але наколькі хутка Сусвет пашыраецца, тое, з чым не могуць пагадзіцца астраномы з выкарыстаннем розных метадаў. (LARRY MCNISH RASC CALGARY CENTER)

Прычына гэтай праблемы заключаецца ў тым, што ў нас ёсць два асноўных спосабу вымярэння хуткасці пашырэння Сусвету: праз лесвіцу касмічнай адлегласці і праз прагляд сігналаў, якія ўзнікаюць з самых ранніх момантаў Вялікага выбуху. Абодва спосабу вельмі розныя.

  • Для лесвіцы адлегласці мы глядзім на бліжэйшыя, добра зразумелыя аб'екты, потым назіраем тыя самыя тыпы аб'ектаў у больш аддаленых месцах, потым робім выснову аб іх адлегласці, а потым выкарыстоўваем уласцівасці, якія мы назіраем на гэтых адлегласцях, каб ісці яшчэ далей і г.д. чырвоным зрухам і вымярэннем адлегласці мы можам аднавіць хуткасць пашырэння Сусвету.
  • Для метаду ранніх сігналаў мы можам выкарыстоўваць альбо рэшткі святла з Вялікага выбуху (касмічны мікрахвалевы фон), альбо карэляцыйныя адлегласці паміж аддаленымі галактыкамі (ад акустычных ваганняў Барыёна) і паглядзець, як гэтыя сігналы развіваюцца з цягам часу, калі Сусвет пашыраецца.

Першы метад, як уяўляецца, дае большую лічбу ~ 73 км / с / Мпк, паслядоўна, а другі дае ~ 67 км / с / Мпк.

Стандартныя свечкі (L) і стандартныя лінейкі (R) - гэта дзве розныя тэхнікі, якія астраномы выкарыстоўваюць для вымярэння пашырэння прасторы ў розныя часы / адлегласці ў мінулым. Зыходзячы з таго, як такія велічыні, як свяцільнасць ці памер вугла, мяняюцца ў залежнасці ад адлегласці, мы можам зрабіць выснову пра гісторыю пашырэння Сусвету. З дапамогай метаду свечкі ўваходзіць у склад лесвіцы адлегласці, якая дае 73 км / с / мпк. Выкарыстанне лінейкі з'яўляецца часткай метаду ранняга сігналу, які дае 67 км / с / Мпк. Гэтыя значэнні супярэчлівыя. (НАСА / JPL-CALTECH)

Гэта павінна вас глыбока перашкодзіць. Калі мы разумеем правільнасць працы Сусвету, то кожны метад, які мы выкарыстоўваем для яе вымярэння, павінен мець аднолькавыя ўласцівасці і тую ж гісторыю пра космас, які мы насяляем. Няхай мы будзем выкарыстоўваць чырвоныя зоркі-гіганты альбо блакітныя зорныя зоркі, якія верцяцца спіральныя галактыкі альбо асабовыя спіралі з пераменнай яркасцю, рояцца эліптычныя галактыкі або звышновыя тыпы Ia, альбо касмічны мікрахвалевы фон або карэляцыі галактыкі, мы павінны атрымаць адказ, які адпавядае Сусвету якія маюць аднолькавыя ўласцівасці.

Але гэта не тое, што адбываецца. Метад дыстанцыйнай лесвіцы сістэматычна дае больш высокае значэнне прыблізна на 10%, чым метад ранніх сігналаў, незалежна ад таго, як мы вымяраем лесвіцу адлегласці ці які ранні сігнал мы выкарыстоўваем. Вось самы дакладны метад для кожнага з іх.

Метад паралакса, які выкарыстоўваецца пасля таго, як у 1800-я гады тэлескопы сталі дастаткова добрымі, уключае ў сябе відавочнае змяненне становішча бліжэйшай зоркі ў параўнанні з больш далёкімі, фонавымі. У гэтым метадзе могуць быць прадузятасці з-за наяўнасці масы, якую мы належным чынам не ўлічваем. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) Лесвіца адлегласці: пачынаем з зорак у нашай уласнай галактыцы. Вымерайце іх адлегласць пры дапамозе паралакса, які змяняецца на працягу ўсяго зямнога года ў выглядзе становішча зоркі. Па меры таго, як наш свет рухаецца вакол Сонца, бачнае становішча суседняй зоркі будзе змяняцца адносна фонавых; колькасць зруху кажа нам адлегласць зоркі.

Некаторыя з гэтых зорак будуць пераменнымі зоркамі Цефеіда, якія адлюстроўваюць пэўную залежнасць паміж іх свяцільнасцю (унутранай яркасцю) і перыядам іх пульсацыі: Закон Левіта. Цефеіды багатыя ў нашай уласнай галактыцы, але іх можна ўбачыць і ў далёкіх галактыках.

Пабудова лесвіцы касмічнай адлегласці прадугледжвае пераход ад нашай Сонечнай сістэмы да зорак да бліжэйшых галактык да далёкіх. Кожны “крок” нясе ў сабе ўласную нявызначанасць, асабліва этапы пераменнай Цефеіда і звышновыя этапы; Яна таксама была б ухіленая да больш высокіх і меншых значэнняў, калі б мы жылі ў рэгіёне з недастатковай шчыльнасцю або перанапружаннем (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) і A. RIESS (STSCI / JHU))

І ў некаторых з гэтых далёкіх галактык, якія змяшчаюць цефеіды, ёсць таксама звышновыя тыпы Ia, якія назіраліся. Гэтыя звышновыя можна назіраць ва ўсім Сусвеце, ад прама тут, у нашым касмічным двары, да галактык, размешчаных шмат мільярдаў і нават дзясяткаў мільярдаў светлавых гадоў.

З трыма стужкамі:

  • вымярэнне паралакса зорак у нашай галактыцы, уключаючы некаторыя цефеіды,
  • вымярэнне цефеідаў у суседніх галактыках на адлегласці да 50–60 мільёнаў светлавых гадоў, некаторыя з якіх утрымліваюць звышнёвы тып Ia (рэд.),
  • а затым вымярэнне звышновых тыпаў Ia да далёкіх паглыбленняў Сусвету, якая пашыраецца,

мы можам рэканструяваць, што такое хуткасць пашырэння сёння і як змянілася хуткасць пашырэння з цягам часу.

Малюнак акустычных пікаў, які назіраецца ў спадарожніку Планка на CMB, эфектыўна выключае Сусвет, які не ўтрымлівае цёмную матэрыю, а таксама моцна абмяжоўвае многія іншыя касмалагічныя параметры. (PAR ADE ET AL. І Супрацоўніцтва з планкамі (2015))

2.) Раннія сігналы: альбо, пачынаючы з Вялікага выбуху, і веды, што наша Сусвет запоўненая цёмнай матэрыяй, цёмнай энергіяй, нармальнай матэрыяй, нейтрына і выпраменьваннем.

Што будзе?

Масы збіраюцца прыцягваць адзін аднаго і спрабуюць зазнаць гравітацыйны калапс, пры гэтым больш шчыльныя рэгіёны прыцягваюць усё больш і больш навакольных. Але змена сілы цяжару прыводзіць да змены ціску, у выніку чаго выпраменьванне выцякае з гэтых рэгіёнаў, працуючы на ​​падаўленне гравітацыйнага росту.

Самае цікавае: у звычайнай матэрыі ёсць сячэнне ўзаемадзеяння з выпраменьваннем, але цёмная матэрыя - не. Гэта прыводзіць да пэўнай "акустычнай карціне", калі нармальная матэрыя адчувае гэтыя адскокі і сцісканні ад выпраменьвання.

Ілюстрацыя мадэляў кластаравання з-за акустычных ваганняў Барыёна, дзе верагоднасць знайсці галактыку на пэўнай адлегласці ад любой іншай галактыкі кіруецца залежнасцю паміж цёмнай і звычайнай матэрыяй. Па меры пашырэння Сусвету пашыраецца і гэтая характарыстычная адлегласць, што дазваляе нам вымераць канстанту Хабла, шчыльнасць цёмнай матэрыі і нават скалярны спектральны паказчык. Вынікі супадаюць з дадзенымі CMB, і Сусвет складаецца з 27% цёмнай матэрыі, у адрозненне ад 5% нармальнай матэрыі. (ZOSIA ROSTOMIAN)

Гэта выяўляецца з пэўным наборам пікаў тэмпературных ваганняў касмічнага мікрахвалевага фону і пэўнай шкалой адлегласці, дзе вы, хутчэй за ўсё, знойдзеце галактыку, чым бліжэй, альбо далей. Па меры пашырэння Сусвету гэтыя акустычныя маштабы змяняюцца, што павінна прывесці да сігналаў як у касмічным мікрахвалевым фоне (два выявы ўверх), так і ў маштабах, у якіх кластараюцца галактыкі (адно малюнак уверх).

Вымяраючы, што гэта за маштабы, і як яны мяняюцца з адлегласцю / чырвоным зрухам, мы таксама можам атрымаць хуткасць пашырэння для Сусвету. У той час як метад дыстанцыйнай лесвіцы дае хуткасць каля 73 ± 2 км / с / мпк, абодва гэтыя раннія сігнальныя метады даюць 67 ± 1 км / с / Мпк. Лічбы розныя, і яны не перасякаюцца.

Сучасная напружанасць у вымярэнні ад трапа адлегласцей (чырвоны) з дадзенымі CMB (зялёны) і BAO (сіні). Чырвоныя кропкі - гэта метад адлегласці па лесвіцы; зялёны і сіні - ад рэшткавых рэліктаў альбо метадаў ранняга сігналу. Звярніце ўвагу, што памылкі ў вымярэннях чырвонага супраць зялёнага / сіняга не перасякаюцца. (AUBOURG, ÉRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516)

Ёсць шмат патэнцыйных тлумачэнняў. Магчыма, што Сусвет, які знаходзіцца побач, мае іншыя ўласцівасці, чым ультрадалёны, ранні Сусвет, і таму абедзве каманды правільныя. Цалкам магчыма, што цёмная матэрыя альбо цёмная энергія (альбо нешта, якое імітуе іх) змяняюцца з цягам часу, што прыводзіць да розных вымярэнняў з выкарыстаннем розных метадаў. Цалкам магчыма, што ў нашай Сусвеце ёсць нейкая новая фізіка ці нешта, якое знаходзіцца за межамі касмічнага гарызонту. Ці, магчыма, у нашых касмалагічных мадэлях ёсць нейкі прынцыповы недахоп.

Але гэтыя магчымасці з'яўляюцца фантастычнымі, відовішчнымі, сенсацыйнымі. Яны могуць атрымаць пераважную большасць прэсы і прэстыж, бо яны вобразныя і разумныя. Але ёсць і значна больш прыземленыя магчымасці, якія значна больш верагодныя: Сусвет проста паўсюль аднолькавая, і адна з тэхналогій вымярэння па сваёй сутнасці прадузята.

Перад Планкам найлепшым чынам адпавядалі дадзеным паказаны параметр Хабла прыблізна 71 км / с / мпк, але значэнне прыблізна 70 і вышэй было б занадта вялікім і для шчыльнасці цёмнай матэрыі (вось х) відаць з дапамогай іншых сродкаў і скалярнага спектральнага індэкса (правая частка восі y), які нам патрэбны для маштабнай структуры Сусвету, каб мець сэнс. (PAR ADE ET AL. І Супрацоўніцтва з планкамі (2015))

Цяжка вызначыць патэнцыйныя зрухі ў ранніх сігнальных метадах, таму што вымярэння WMAP, Planck і Sloan Digital Sky Survey настолькі дакладныя. Напрыклад, у касмічным мікрахвалевым фоне мы вельмі добра вымералі шчыльнасць матэрыі Сусвету (каля 32% ± 2%) і скалярны спектральны паказчык (0,968 ± 0,010). З улікам гэтых вымярэнняў, вельмі складана атрымаць лічбу для канстанты Хабла, якая перавышае прыблізна 69 км / с / мпк, што сапраўды верхняя мяжа.

Там могуць быць памылкі, якія нас перадузята, але нам цяжка пералічыць, што яны могуць быць.

Два розныя спосабы стварэння звышновай тыпу Ia: сцэнар нарастання (L) і сцэнар зліцця (R). Дагэтуль невядома, які з гэтых двух механізмаў сустракаецца часцей за ўсё пры стварэнні падзей звышновай тыпу Ia, альбо калі ў гэтых выбухах ёсць невыкрыты кампанент. (NASA / CXC / M. WEISS)

Для метаду адлегласцей лесвіцы яны багатыя:

  • Нашы метады паралакса могуць быць зрушаныя сілай цяжару з нашага мясцовага сонечнага суседства; сагнуты прасторавы час, навакольны наша Сонца, можа сістэматычна мяняць нашы вызначэнні адлегласці.
  • Мы абмежаваныя ў нашым разуменні цефеідаў, у тым ліку ў тым, што іх два тыпы, і некаторыя з іх ляжаць у некранутых асяроддзях.
  • І звышновыя тыпы Ia могуць быць выкліканы альбо белымі гномамі, альбо белымі карлікамі, якія сутыкаюцца і зліваюцца, асяроддзі, у якіх яны знаходзяцца, могуць развівацца з цягам часу, і загадка пра тое, як яны зроблены, можа быць яшчэ большым, чым мы цяпер зразумець.

Неадпаведнасць гэтых двух розных спосабаў вымярэння Сусвету, якая пашыраецца, можа проста адлюстроўваць нашу празмернасць упэўненасці ў тым, наколькі малыя нашы памылкі.

3D-рэканструкцыя 120000 галактык і іх кластарныя ўласцівасці вынікаюць з іх чырвонага зруху і фарміравання буйнамаштабнай структуры. Дадзеныя гэтых апытанняў дазваляюць зрабіць выснову пра пашырэнне Сусвету, якая адпавядае вымярэнням CMB, але не з вымярэннямі лесвіцы адлегласці. (JEREMY TINKER І СУПРАЦОЎНЕ SDSS-III)

Пытанне пра тое, як хутка Сусвет развіваецца, выклікае непакой у астраномаў і астрафізікаў з таго моманту, як у нас адбылося першае пашырэнне. Неверагоднае дасягненне, калі некалькі незалежных метадаў даюць адказы, якія адпавядаюць у межах 10%, але яны не згодныя паміж сабой, і гэта выклікае трывогу.

Калі ў паралаксе, Cepheids або звышновых памылка ўзнікае, хуткасць пашырэння сапраўды можа быць ніжняй: 67 км / с / Мпк. Калі гэта так, Сусвет прыйдзе ў адпаведнасць, калі мы выявім нашу памылку. Але калі група Cosmic Microwave Background памылілася і хуткасць пашырэння наблізілася да 73 км / с / мпк, гэта прадвесціць крызіс у сучаснай касмалогіі. Сусвет не можа мець шчыльнасць цёмнай матэрыі, а першапачатковыя ваганні 73 км / с / Мпк азначаюць.

Альбо адна каманда дапусціла неўстаноўленую памылку, альбо наша ўяўленне пра Сусвет мае патрэбу ў рэвалюцыі. Я раблю стаўку на былога.

Цяпер пачынаецца з выбуху на Forbes, і апублікаваны на Medium дзякуючы нашым прыхільнікам Patreon. Этан з'яўляецца аўтарам дзвюх кніг "За межамі Галактыкі" і "Трэкнологія: Навука пра зорны шлях" ад трыкутнікаў да "драйву".