Laienev Universum, täis galaktikaid ja keeruline struktuur, mida me täna jälgime, tekkis väiksemast, kuumemast, tihedamast, ühtlasemast olekust. Selle pildi jõudmiseks kulus tuhandete teadlaste jaoks, kes töötasid sadu aastaid, ja sellegipoolest ei ole üksmeele puudumine selle kohta, milline on laienemiskiirus, kas midagi on kohutavalt valesti või on meil kuskil mingi tundmatu viga. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ JA L. HERNQUIST, TEADUS 319, 5859 (47))

Teadlased ei saa laieneva universumi osas kokkuleppele jõuda

See on kas kosmiline müsteerium või kohutavalt ilmne viga.

Universum laieneb ja iga valdkonna teadlane on sellega nõus. Vaatlused toetavad ülekaalukalt seda sirgjoonelist järeldust ja iga alternatiiv pole suutnud 1920. aastate lõpust saadik oma edusamme võrrelda. Kuid teaduslikes püüdlustes ei saa edu olla lihtsalt kvalitatiivne; peame mõistma, mõõtma ja kvantifitseerima Universumi laienemist. Me peame teadma, kui palju Universum laieneb.

Astronoomid, astrofüüsikud ja kosmoloogid üritasid põlvkondade vältel täpsustada meie mõõtmisi Universumi laienemise kiiruse kohta: Hubble'i konstant. Pärast paljude aastakümnete pikkuseid arutelusid näis probleemi lahendavat Hubble'i kosmoseteleskoobi põhiprojekt: 72 km / s / Mpc, ainult 10% määramatusega. Kuid nüüd, 17 aastat hiljem, ei saa teadlased kokkuleppele jõuda. Üks laager väidab, et ~ 67 km / s / Mpc; teised väidavad ~ 73 km / s / Mpc ja vead ei kattu. Midagi või keegi on valesti ja me ei saa aru, kuhu.

Mida kaugem on galaktika, seda kiiremini see meist laieneb ja seda enam paistab ta valgus punaselt nihkunud. Laieneva Universumiga liikuv galaktika on tänapäeval isegi suurema arvu valgusaastate kaugusel kui aastate arv (korrutatuna valguse kiirusega), milleks ta jõudis sellelt kiirgava valguse meieni jõudmiseks. Kuid see, kui kiiresti Universum laieneb, on asi, milles erinevaid tehnikaid kasutavad astronoomid ei jõua kokkuleppele. (RASCI KALGARIKESKUSE LARRY MCNISH)

Sellise probleemi põhjuseks on asjaolu, et Universumi paisumiskiiruse mõõtmiseks on kaks peamist viisi: läbi kosmilise kauguseredeli ja vaadates signaale, mis pärinevad Suure Paugu varasemast hetkest. Need kaks meetodit on äärmiselt erinevad.

  • Kaugredeli jaoks vaatame lähedalasuvaid, hästi mõistetavaid objekte, vaatleme seejärel sama tüüpi objekte kaugemates kohtades, järeldame siis nende vahemaad, siis kasutame nendel vahemaadel täheldatud omadusi, et minna veelgi kaugemale jne. punanihke ja kauguse mõõtmise abil saame rekonstrueerida Universumi paisumiskiiruse.
  • Varaste signaalide meetodi jaoks saame kasutada kas Suurest Paugust (kosmilise mikrolaine taust) jäävat valgust või korrelatsioonikaugusi kaugete galaktikate vahel (Baryoni akustilistest võnkumistest) ja vaadata, kuidas need signaalid Universumi laienedes aja jooksul arenevad.

Tundub, et esimene meetod annab järjekindlalt kõrgema näitaja ~ 73 km / s / Mpc, teine ​​aga ~ 67 km / s / Mpc.

Standardküünlad (L) ja standardsed joonlauad (R) on kaks erinevat tehnikat, mida astronoomid kasutavad ruumi laienemise mõõtmiseks minevikus erinevatel aegadel / vahemaadel. Selle põhjal, kuidas suurused nagu heledus või nurkkiirus muutuvad koos kaugusega, saame järeldada Universumi paisumisajalugu. Küünalmeetodi kasutamine on osa kauguseredelist, saagikus 73 km / s / Mpc. Joonlaua kasutamine on osa varajasest signaalimeetodist, saagisega 67 km / s / Mpc. Need väärtused on vastuolulised. (NASA / JPL-CALTECH)

See peaks teid sügavalt vaevama. Kui me mõistame, kuidas universum õigesti töötab, peaks iga meetod, mida me selle mõõtmiseks kasutame, andma samu omadusi ja sama lugu kosmosest, mida me elame. Kas me kasutame punaseid hiiglaslikke tähti või siniseid muutuvaid tähti, pöörlevaid spiraalseid galaktikaid või kõikuva heledusega spiraale, süvelevaid elliptilisi galaktikaid või Ia tüüpi supernoove või kosmilise mikrolaine tausta või galaktikate korrelatsioone, peaksime saama vastuse, mis on universumiga kooskõlas. millel on samad omadused.

Kuid seda ei juhtu. Kaugredeli meetod annab süstemaatiliselt kõrgema väärtuse umbes 10% kui varajaste signaalide meetod, sõltumata sellest, kuidas me kauguse redelit mõõdame või millist varase signaali me kasutame. Siin on iga meetodi jaoks kõige täpsem meetod.

Parallaksimeetod, mida kasutatakse pärast seda, kui teleskoobid said 1800-ndatel piisavalt head, hõlmab lähedalasuva tähe asukoha nähtava muutuse märkimist kaugemate taganttasemete suhtes. Selle meetodi puhul võib esineda eelarvamusi masside olemasolu tõttu, mida me pole nõuetekohaselt arvesse võtnud. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) Kauguse redel: alustage tähtedest meie enda galaktikas. Mõõtke nende vahemaad parallaksi abil, mille abil tähe nähtav asukoht Maa aasta jooksul nihkub. Kui meie maailm liigub ümber Päikese, nihkub lähedalasuva tähe nähtav asukoht tausttaimede suhtes; nihke summa näitab meile tähe kaugust.

Mõned neist tähtedest on Cepheidi muutuvad tähed, millel on eriline seos nende heleduse (sisemise heleduse) ja pulsatsiooniperioodi vahel: Leavitti seadus. Keferiide on meie enda galaktikas ohtralt, kuid neid võib näha ka kaugetes galaktikates.

Kosmilise kauguseredeli ehitamine hõlmab meie Päikesesüsteemist tähtede lähedast lähedalasuvatesse galaktikatesse kaugematesse. Iga

Ja mõnes neist kaugetest, cefeidi sisaldavatest galaktikatest on ka Ia tüüpi supernoovad, mida on täheldatud. Neid supernoovasid saab jälgida kogu universumis, alates siinsamas meie kosmilises aias kuni galaktikateni, mis asuvad paljude miljardite või isegi kümnete miljardite valgusaasta kaugusel.

Ainult kolme astmega:

  • tähtede parallaksi mõõtmine meie galaktikas, sealhulgas mõned kefeidid,
  • tsefeiidide mõõtmine lähedalasuvates galaktikates kuni 50–60 miljoni valgusaasta kaugusel, millest mõned sisaldavad (ed) Ia tüüpi supernoove,
  • ja seejärel mõõta Ia tüüpi supernoovad laieneva universumi kaugematesse süvenditesse,

saame rekonstrueerida, milline on täna laienemiskiirus ja kuidas see laienemiskiirus aja jooksul on muutunud.

Plancki satelliidist CMB-s jälgitud akustiliste piikide muster välistab tõhusalt universumi, mis ei sisalda tumedat ainet, ja piirab ka tihedalt paljusid teisi kosmoloogilisi parameetreid. (P.A.R. ADE ET AL. JA PLANCKI KOOSTÖÖ (2015))

2.) Varased signaalid: alternatiivina algavad Suurest Paugust ja teadmisest, et meie Universum on täidetud tumeda aine, tumeda energia, normaalse mateeria, neutriinode ja kiirgusega.

Mis juhtub?

Massid meelitavad üksteist ja proovivad läbi viia gravitatsioonilise kokkuvarisemise, tihedamad piirkonnad tõmbavad üha enam ümbritsevat ainet. Kuid raskusjõu muutus toob kaasa rõhumuutuse, põhjustades kiirguse voolamist nendest piirkondadest välja, töötades selleks, et pärssida gravitatsioonilist kasvu.

Lõbus on see: tavalisel ainel on ristlõige radiatsioonist, kuid tumedal ainel see puudub. See viib konkreetse akustilise mustri tekkeni, kus normaalne aine kogeb neid kiirguse mõjul tekkivaid kokkupõrkeid ja kokkusurumisi.

Illustratsioon Baryoni akustiliste võnkumiste tagajärjel tekkinud klastrimustritest, kus galaktika leidmise tõenäosust mis tahes teisest galaktikast teatud kaugusel reguleerib tumeda aine ja normaalse mateeria suhe. Universumi laienedes laieneb ka see iseloomulik kaugus, mis võimaldab meil mõõta Hubble'i konstanti, tumeaine tihedust ja isegi skalaarspektri indeksit. Tulemused vastavad CMB andmetele ja universum koosneb 27% tumedast ainest, mitte 5% normaalsest ainest. (ZOSIA ROSTOMIAN)

See kuvatakse koos kosmilise mikrolaine fooni temperatuurikõikumiste kindla komplektiga ja konkreetse vahemaaga, kus leiate galaktikat tõenäolisemalt kui lähemal või kaugemal. Universumi laienedes muutuvad need akustilised skaalad, mis peaksid viima signaalideni nii kosmilises mikrolainete taustal (kaks pilti ülespoole) kui ka skaalades, kuhu galaktikad koonduvad (üks pilt üles).

Mõõtes, millised need skaalad on ja kuidas need vahemaa / punase nihkega muutuvad, saame ka Universumi paisumiskiiruse. Kuigi kaugusredeli meetod annab kiiruse umbes 73 ± 2 km / s / Mpc, annavad mõlemad need varased signaalimeetodid 67 ± 1 km / s / Mpc. Numbrid on erinevad ja need ei kattu.

Moodsad mõõtepinged kauguseredelilt (punane) CMB (roheline) ja BAO (sinine) andmetega. Punased punktid on kaugusredeli meetodil; roheline ja sinine on saadud jääkide või varase signaali meetoditest. Pange tähele, et punase ja rohelise / sinise mõõtmise vead ei kattu. (AUBOURG, ÉRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516.)

Võimalikke seletusi on palju. Võimalik, et lähedal asuval Universumil on erinevad omadused kui ultra-kaugel, varasel Universumil, ja nii on mõlemal meeskonnal õigus. Võimalik, et tume aine või tume energia (või midagi sellist, mis neid jäljendab) aja jooksul muutub, mille tulemuseks on erinevad meetodid, kasutades erinevaid meetodeid. Võimalik, et meie universumis on kosmilise horisondi tagant mõni uus füüsika või midagi. Või võib-olla selles, et meie kosmoloogiliste mudelitega on mingi põhimõtteline viga.

Kuid need võimalused on fantastilised, tähelepanuväärsed, sensatsioonilised. Nad võivad saada valdava enamuse ajakirjandusest ja prestiižist, kuna nad on kujutlusvõimelised ja targad. Kuid on ka palju ilmsemat võimalust, mis on palju tõenäolisem: universum on igal pool lihtsalt sama ja üks mõõtmismeetoditest on oma olemuselt kallutatud.

Enne Planckit näitasid andmetele kõige paremini sobivad Hubble'i parameetrid umbes 71 km / s / Mpc, kuid väärtus umbes 70 või üle selle oleks nüüd nii tumeda aine tiheduse (x-telje) jaoks liiga suur, mida saab näha muude vahendite abil ja skalaarspektri indeks (y-telje parem külg), mida me vajame Universumi suuremahulise struktuuri mõistmiseks. (P.A.R. ADE ET AL. JA PLANCKI KOOSTÖÖ (2015))

Varase signaalimeetodi puhul on raske kindlaks teha võimalikke kõrvalekaldeid, kuna WMAP, Plancki ja Sloan Digital Sky Survey mõõtmised on nii täpsed. Näiteks kosmilise mikrolaine taustal oleme väga hästi mõõtnud Universumi ainetihedust (umbes 32% ± 2%) ja skalaarspektri indeksit (0,968 ± 0,010). Kui need mõõtmised on paigas, on väga keeruline saada Hubble'i konstandi arvu, mis oleks suurem kui umbes 69 km / s / Mpc, mis on tegelikult ülemine piir.

Seal võivad esineda vead, mis meid kallutavad, kuid meil on raske loetleda, millised need võiksid olla.

Ia tüüpi supernoova tegemiseks on kaks erinevat viisi: aktsiisi stsenaarium (L) ja ühinemise stsenaarium (R). Ei ole veel teada, milline neist kahest mehhanismist on Ia tüüpi supernoova sündmuste loomisel tavalisem või kui nendel plahvatustel on avastamata komponent. (NASA / CXC / M. WEISS)

Kaugredeli meetodi jaoks on neid aga küllaga:

  • Meie parallaksi meetodid võivad olla kallutatud meie päikesest naabruses asuva gravitatsiooni poolt; meie Päikest ümbritsev painutatud kosmoseaeg võiks süstemaatiliselt muuta meie kauguse määramisi.
  • Peame mõistma tsefeeide, sealhulgas asjaolu, et neid on kahte tüüpi ja mõned neist asuvad põlistes keskkondades.
  • Ja Ia tüüpi supernoovad võivad olla põhjustatud nii valgete kääbuste akroneerumisest kui ka põgenevatest ja ühinevatest valgetest kääbustest, keskkond, milles nad viibivad, võib aja jooksul muutuda ja nende valmistamise saladuseks võib olla veel rohkem kui praegu. aru saama.

Nende kahe erineva laieneva universumi mõõtmise viisi erinevus võib lihtsalt peegeldada meie ülemäärast enesekindlust selles, kui väikesed meie vead tegelikult on.

120 000 galaktika ja nende klastriomaduste 3D rekonstrueerimine, mis tuleneb nende punasest nihkest ja suuremahulisest struktuuri moodustumisest. Nende uuringute andmed võimaldavad meil tuletada Universumi paisumiskiirust, mis on kooskõlas CMB mõõtmistega, kuid mitte kauguse redelimõõtmistega. (JEREMY TINKER JA SDSS-III KOOSTÖÖ)

Küsimus selle kohta, kui kiiresti universum laieneb, on astronoomidele ja astrofüüsikutele muret tekitanud alates sellest, kui meie esimene laienemine üldse aset leidis. On uskumatu saavutus, et mitmed sõltumatud meetodid annavad vastuseid, mis vastavad 10% täpsusele, kuid ei ole omavahel nõus, ja see on murettekitav.

Kui ilmneb viga parallaksi, tsefeiidide või supernoovade korral, võib paisumiskiirus olla madalamas otsas: 67 km / s / Mpc. Kui jah, siis langeb Universum oma vea tuvastamisel ritta. Kui aga kosmilise mikrolaine fooni rühm eksib ja laienemiskiirus on lähemal 73 km / s / Mpc, ennustab see moodsa kosmoloogia kriisi. Universumil ei saa olla tumeda aine tihedust ja see eeldaks esialgseid kõikumisi 73 km / s / Mpc.

Üks meeskond on teinud tundmatu vea või meie universumi ettekujutus vajab revolutsiooni. Ma panustan endise peale.

Starts With A Bang on nüüd Forbesil ja tänu meie Patreoni toetajatele uuesti keskkonnas avaldatud. Ethan on kirjutanud kaks raamatut "Beyond The Galaxy" ja "Treknology: The Star of Treki teadus Tricordersist Warp Drive'i".