Bolo to začiatkom 90. rokov. Observatórium Carnegie v Pasadene v Kalifornii je na vianočné prázdniny prázdne. Wendy Friedman, sama v knižnici, pracovala na obrovskom a tŕnistom probléme: na miere rozširovania vesmíru. Carnegie bol úrodnou pôdou pre tento druh práce. Práve tu, v roku 1929, Edwin Hubble najskôr uvidel vzdialené galaxie, ktoré odlietali od Mliečnej dráhy a odrážali sa vo vonkajšom prúde rozširujúceho sa priestoru. Rýchlosť tohto toku bola známa ako Hubbleova konštanta.
Friedmanova pokojná práca bola čoskoro prerušená, keď kolega astronóm Allan Sandage, vedecký nástupca Hubbla, vbehol do knižnice a vládol a zdokonaľoval Hubbleovu konštantu po celé desaťročia, pričom neustále bránil pomalé tempo expanzie. Friedman bol jedným z posledných, ktorý obhajoval vyššie sadzby, a Sandage videla jej heretický prieskum.
„Bol taký nahnevaný,“spomína Friedman, teraz na Chicagskej univerzite v Illinois, „že som si v tom momente uvedomil, že sme v celej budove sami. Otočil som sa o krok späť a myslel som si, že nepracujeme v najpřátelskejších oblastiach vedy. ““
Táto konfrontácia ustúpila, ale nie úplne. Sandage zomrel v roku 2010 a dovtedy sa väčšina astronómov zblížila na úzkom pásme Hubbleovej konštanty. Najnovšie údaje, ktoré by sa Sandageovi páčili, však naznačujú, že Hubbleova konštanta je o 8% nižšia ako vedúce číslo. Už takmer sto rokov to astronómovia vypočítali opatrným meraním vzdialeností v najbližšej časti vesmíru a pohybovaním sa ďalej a ďalej. Ale nedávno astrofyzici zmerali vonkajšiu konštantu na základe máp kozmického mikrovlnného pozadia (CMB), nerovnomerného dosvitu Veľkého tresku, ktorý sa stal pozadím viditeľného vesmíru. Robiť predpoklady o tom, ako tlačenie a ťah energie a hmoty vo vesmíre zmenilo rýchlosť kozmickej expanzie od vzniku kozmického mikrovlnného pozadia,astrofyzici môžu vziať svoje mapy a prispôsobiť Hubbleovu konštantu aktuálnemu miestnemu vesmíru. Čísla sa musia zhodovať. Ale nezhodujú sa.
S jedným z prístupov možno niečo nie je v poriadku. Obe strany hľadajú nedostatky vo svojich vlastných metódach a metódach ostatných a vedúce osobnosti, ako je napríklad Friedman, sa ponáhľajú, aby predložili svoje vlastné návrhy. "Nevieme, kam to povedie," hovorí Friedman.
Ak sa však nedosiahne dohoda, stane sa trhlinou v nebeskej klenbe modernej kozmológie. To by mohlo znamenať, že v existujúcich teóriách chýba zložka, ktorá zasahovala medzi súčasnou a starou minulosťou a je vpletená do reťazca interakcií medzi CMB a súčasnou Hubbleovou konštantou. Ak áno, história sa zopakuje. V deväťdesiatych rokoch Adam Riess, v súčasnosti astrofyzik na Johns Hopkins University v Baltimore v Marylande, viedol jeden z tímov, ktoré objavili temnú energiu, odpudivú silu, ktorá urýchľuje rozširovanie vesmíru. Toto je jeden z faktorov, ktoré musia výpočty CMB zohľadniť.
Rieszov tím teraz hľadá Hubbleovu konštantu v blízkom priestore i mimo neho. Jeho účelom nie je iba objasniť číslo, ale aj zachytiť, či sa časom mení tak, že to nemôže vysvetliť ani temná energia. Doposiaľ má len malé pochopenie toho, čo môže chýbať. A veľmi sa zaujíma o to, čo sa deje.
Propagačné video:
V roku 1927 Hubble prekročil Mliečnú dráhu, vyzbrojený najväčším ďalekohľadom na svete, 2,5-metrovým Hookerovým teleskopom, ktorý sa nachádza na vrchu Wilson nad Pasadenou. Fotografoval slabé špirálové škvrny, ktoré sú nám dnes známe ako galaxie, a zmeral začervenanie ich svetla, keď Dopplerov posunuli smerom k dlhým vlnám svetla. Pri porovnaní červeného posunu galaxií s ich jasom dospel Hubble k zaujímavému záveru: slabosť a pravdepodobne ďalšia galaxia bola, čím rýchlejšie ustupovala. V dôsledku toho sa vesmír rozširuje. To znamená, že vesmír má konečný vek, ktorý sa začal Veľkým treskom.
Kozmický rozpor
Debata o Hubbleovej konštante a miere rozširovania vesmíru sa začala hrať s obnovenou energiou. Astronómovia dorazili v určitý deň pomocou klasického rebríka vzdialeností alebo astronomických pozorovaní miestneho vesmíru. Tieto hodnoty sú však v rozpore s kozmologickými odhadmi vytvorenými z máp raného vesmíru, ktoré sa viažu k dnešnému dňu. Z tejto polemiky vyplýva, že rast vesmíru môže poháňať chýbajúcu zložku.
Aby sa určila miera expanzie - a zodpovedajúca konštanta -, Hubbleov teleskop potreboval skutočné vzdialenosti od galaxií, nielen relatívne vzdialenosti založené na ich zdanlivej jasnosti. Začal preto namáhavý proces výstavby vzdialeného schodiska - od Mliečnej dráhy po susedné galaxie a ďalej, až po samotné hranice rozširujúceho sa priestoru. Každá priečka rebríka musí byť kalibrovaná pomocou „štandardných sviečok“: predmetov, ktoré sa pohybujú, pulzujú, blikajú alebo otáčajú takým spôsobom, aby ste presne vedeli, ako ďaleko sú.
Prvá etapa sa zdala dostatočne spoľahlivá: premenné hviezdy nazývané Cefeidy, ktoré zvyšujú a znižujú jas v priebehu niekoľkých dní alebo týždňov. Dĺžka tohto cyklu označuje vnútorné jasnosti hviezdy. Porovnaním pozorovaného jasu Cepheidu s jasom vychádzajúcim z jeho vibrácií bol Hubble schopný vypočítať vzdialenosť k nemu. Mount Wilson Telescope bol schopný rozoznať niekoľko Cefeidov v blízkych galaxiách. Pre vzdialené galaxie predpokladal, že jasné hviezdy v nich budú mať rovnaký vnútorný jas. Hubble navrhol, že aj v najvzdialenejších galaxiách budú štandardné sviečky s jednotnou svietivosťou.
Je zrejmé, že tieto predpoklady neboli najlepšie. Prvá konštanta, ktorú publikoval Hubble, bola 500 kilometrov za sekundu na megaparsec - to znamená, že za každých 3,25 milióna svetelných rokov, ktoré hľadel do vesmíru, rozširujúci sa vesmír tlačil galaxie rýchlejšie o 500 kilometrov za sekundu. Tento počet bol nesprávny a naznačoval, že vesmír mal iba 2 miliardy rokov, čo je takmer sedemkrát menej, ako sa dnes verí. Ale to bol len začiatok.
V roku 1949 bola dokončená výstavba 5,1 metra ďalekohľadu v Palomare v južnej Kalifornii, práve včas na infarkt Hubbleovho srdca. Odovzdal plášť Sandageovi, pozorovateľovi tromfov, ktorý strávil nasledujúce desaťročia vývojom fotografických dosiek počas nočných stretnutí, pracoval s obrovským teleskopickým prístrojom, triasol sa od chladu a potreboval prestávky.
S Palomarovým vyšším rozlíšením a vysokou svetelnou schopnosťou zbierať bol Sandage schopný loviť Cefeidy zo vzdialenejších galaxií. Tiež si uvedomil, že Hubbleove jasné hviezdy sú v podstate celé hviezdokopy. Mali jasnejšiu povahu, a preto boli ďaleko ďalej, ako si myslel Hubble, čo okrem iných úprav znamenalo oveľa nižšiu Hubbleovu konštantu. V osemdesiatych rokoch sa Sandage usadil na 50, čo tvrdo bránil. Jeden z jeho najslávnejších oponentov, francúzsky astronóm Gerard de Vaucouleurs, navrhol hodnotu 50. Jeden z najdôležitejších parametrov v kozmológii sa doslova zdvojnásobil.
Na konci 90. rokov si Friedman po prežívaní Sandageovho verbálneho zneužitia stanovil úlohu vyriešiť túto hádanku pomocou nového nástroja, akoby to bolo zámerne navrhnuté pre jej prácu: Hubbleov vesmírny teleskop. Jeho jasný výhľad na atmosféru umožnil Friedmanovmu tímu identifikovať individuálne Cefeidy 10-krát ďalej ako Sandage s Palomarom. Niekedy v týchto galaxiách boli Cefeidy aj svetlejšie majáky - typ Ia supernovy. Tieto vybuchujúce biele trpasličí hviezdy sú viditeľné v priestore a vybuchujú pri konštantnom a maximálnom jasu. Kalibrované podľa Cefeidov môžu byť supernovy použité samy osebe na zisťovanie najvzdialenejších priestorov. V roku 2001 Friedmanov tím zúžil Hubbleovu konštantu na 72 plus alebo mínus 8, čím skončil spor Sandage-de Vaucouleurs. "Bola som vyčerpaná," hovorí. "Myslel som,nikdy sa nevracaj do práce na Hubbleovej konštante. ““
Edwin Hubble
Potom sa však objavil fyzik, ktorý našiel nezávislý spôsob, ako vypočítať Hubbleovu konštantu pomocou najvzdialenejšieho a redshiftingu - mikrovlnného pozadia. V roku 2003 publikovala sonda WMAP svoju prvú mapu, ktorá ukázala spektrá kolísania teploty v CMB. Táto mapa neposkytovala štandardnú sviečku, ale štandardné kritérium: vzor horúcich a studených škvŕn v pravekej polievke, ktorý vytvorili zvukové vlny, ktoré sa vlnili v novonarodenom vesmíre.
Tým, že urobil niekoľko predpokladov o zložkách v tomto vývare - vo forme známych častíc, atómov a fotónov, niektorých ďalších neviditeľných látok, ako je temná hmota a temná energia -, tím WMAP dokázal vypočítať fyzickú veľkosť týchto prvotných zvukových vĺn. Možno ho porovnať so zdanlivou veľkosťou zvukových vĺn zaznamenaných v CMB spotoch. Toto porovnanie dalo vzdialenosť mikrovlnnému pozadiu a hodnotu expanznej rýchlosti vesmíru v tom počiatočnom okamihu. Tým, že predpoklady o tom, ako obyčajné častice, temná energia a tmavá hmota od tej doby zmenili expanziu, tím WMAP dokázal uviesť konštantu do súladu s jej súčasnou rýchlosťou vyhrievania. Pôvodne odvodili hodnotu 72, podľa toho, čo zistil Friedman.
Odvtedy astronomické merania Hubbleovej konštanty preukázali vyššie hodnoty, hoci sa chyba znížila. V posledných publikáciách spoločnosť Riess vykročila vpred pomocou infračervenej kamery nainštalovanej v roku 2009 v Hubble Telescope, ktorá dokáže určiť vzdialenosti k Cefeidám Mliečnej dráhy a zvýrazniť ich najvzdialenejšie, červenšie príbuzných spomedzi modrších hviezd, ktoré obyčajne obklopujú Kefeidy. Posledný výsledok, ktorý dal tím Riess, bol 73,24.
Medzitým sa misia Planck (ESA), ktorá vykázala CMB vo vysokom rozlíšení a so zvýšenou presnosťou teploty, zastavila na 67,8. Podľa štatistických zákonov sú tieto dve množstvá oddelené medzerou 3,4 sigma - nie 5 sigma, ktorá v časticovej fyzike hovorí o významnom výsledku, ale takmer. „Je ťažké to vysvetliť štatistickou chybou,“hovorí Chuck Bennett, astrofyzik z Johns Hopkins University, ktorý viedol tím WMAP.
Každá strana ukazuje prstom na druhú stranu. Georg Ephstatius, vedúci kozmológ tímu Planck na University of Cambridge, tvrdí, že údaje Plancka sú „úplne neotrasiteľné“. Nová analýza výsledkov spoločnosti Planck v roku 2013 ho prinútila premýšľať. Stiahol Rieszove údaje a publikoval svoju vlastnú analýzu s nižšou a menej presnou Hubbleovou konštantou. Verí, že astronómovia tápali po „špinavom“rebríku.
V reakcii na to astronómovia tvrdia, že robia skutočné merania moderného vesmíru, pretože metóda merania CMB spočíva na mnohých kozmologických predpokladoch. Ak sa nebudú zblížiť, hovoria, prečo nezmenia kozmológiu? Namiesto toho „Georg Ephstatius vychádza a hovorí, že prehodnotím všetky vaše údaje,“hovorí Barry Mador z University of Chicago, manžel a kolega z Friedmanu od 80. rokov. Čo robiť? Gordiánsky uzol musí byť vyrezaný.
Wendy Friedmanová verila, že jej štúdia z roku 2001 odhalila Hubbleovu konštantu, ale kontroverzia opäť vládla.
Na strane astronómov existuje metóda nazývaná gravitačné šošovky. Okolo obrovskej galaxie samotná gravitácia deformuje priestor a vytvára obrovskú šošovku, ktorá môže skresliť svetlo prichádzajúce zo vzdialeného zdroja svetla, ako je kvázar. Ak je zarovnanie šošovky a kvázaru isté, svetlo sa ponáhľa niekoľkými cestami smerom k Zemi a vytvorí veľa obrazov šošovkovej galaxie. Ak budete mať šťastie, kvázar sa zmení v jase, to znamená blikanie. Každý klonovaný obrázok bude tiež blikať, ale nie súčasne, pretože svetelné lúče z každého obrázka prechádzajú rôznymi skreslenými priestormi rôznymi cestami. Oneskorenie medzi blikaním naznačuje rozdiel v dĺžke dráhy; porovnaním s veľkosťou galaxie môžu astronómovia pomocou trigonometrie vypočítať absolútnu vzdialenosť od šošovkovej galaxie. Týmto spôsobom boli starostlivo zmerané iba tri galaxie a v súčasnosti sa študuje ďalších šesť. Koncom januára astrofyzik Sherri Suyu z Astrofyzikálneho ústavu Maxa Plancka v Nemecku a jej kolegovia uverejnili svoje najlepšie výpočty Hubbleovej konštanty. "Naša dimenzia sa hodí k približovaniu sa po rebríkovej vzdialenosti," hovorí Suyu.
Medzitým kozmológovia majú na rukáve aj tromfy: baryonické akustické oscilácie (BAO). Keď sa vesmír dozrieva, rovnaké zvukové vlny, ktoré boli vytlačené na CMB, zanechali zhluky hmoty, ktoré prerástli do galaktických zhlukov. Poloha galaxií na oblohe by si mala zachovať pôvodné pomery zvukových vĺn a rovnako ako predtým porovnanie vzdialenosti určuje zdanlivý obrazec s vypočítanou skutočnou veľkosťou. Podobne ako metóda CMB, metóda BAO umožňuje urobiť kozmologický predpoklad. Ale za posledných niekoľko rokov udržoval hodnoty Hubbleovej konštanty na rovnakej úrovni ako Planck. Štvrtá iterácia Sloan Digital Sky Survey, globálny prieskum oblohy, ktorý mapuje galaktickú mapu, pomôže spresniť tieto merania.
To neznamená, že tímy súťažiace o rebrík vzdialeností a CMB jednoducho čakajú na iné spôsoby riešenia sporu. Aby sa upevnil základ rebríka vzdialenosti, vzdialenosť od Cefeidov v Mliečnej dráhe, misia Európskej vesmírnej agentúry v Gaii sa snaží určiť presné vzdialenosti k miliónom rôznych hviezd v okolí, vrátane Cepheidov. Gaia, ktorá obieha okolo Slnka mimo Zeme, používa najspoľahlivejšie opatrenie: paralaxu alebo zjavný posun hviezd vo vzťahu k pozadiu oblohy, keď kozmická loď dosiahne na svojej obežnej dráhe opačné body. Keď bude v roku 2022 vydaný celý súbor údajov o Gaii, poskytne to ďalší dôvod na dôveru astronómov. Riess už našiel náznaky v prospech svojej vyššej Hubbleovej konštanty, keď použil predbežné výsledky Gaie.
Aj kozmológovia dúfajú, že svoje merania upevnia pomocou Atacama Cosmological Telescope v Čile a Južného pólu, ktorý dokáže testovať Planckove výsledky s vysokou presnosťou. A ak sa výsledky odmietnu zblížiť, potom sa teoretici pokúsia túto medzeru uzavrieť. „Je dobré, keď model havaruje. Overenie modelu nie je zaujímavé. ““
Napríklad, jeden by mohol pridať ďalšiu časticu k štandardnému modelu vesmíru. CMB ponúka odhad celkového energetického rozpočtu krátko po Veľkom tresku, keď bol rozdelený na hmotu a žiarenie s vysokou energiou. Ako vyplýva z Einsteinovho známeho vzorca E = mc2, energia pôsobila ako hmota a svojou gravitáciou spomaľovala rozširovanie priestoru. Ale hmota je efektívnejšia brzda. V priebehu času sa žiarenie - fotóny svetla a ďalšie svetelné častice ako neutrína - ochladzovali a stratili energiu, gravitačný účinok sa oslabil.
V súčasnosti sú známe tri typy neutrín. Keby existovala štvrtina, ako navrhli niektorí teoretici, na pôvodnej energetickej dimenzii vesmíru bolo o niečo viac na strane žiarenia a táto časť by sa rozptýlila rýchlejšie. To by zase znamenalo, že raný vesmír sa rozširoval rýchlejšie, ako predpovedá zoznam moderných kozmológií. V budúcnosti by toto doplnenie mohlo zosúladiť dva rôzne výsledky. Detektory neutrínu však zatiaľ neodhalili žiadne náznaky neutrín typu 4 a ďalšie merania Plancka obmedzili celkové množstvo nadmerného žiarenia.
Ďalšou možnosťou je tzv. Fantómová temná energia. Skutočné kozmologické modely znamenajú konštantnú silu temnej energie. Ak temná energia časom zosilnie, vysvetlilo by to, prečo sa vesmír dnes rozširuje rýchlejšie, ako by sa dalo uvažovať pri pohľade na raný vesmír. Premenlivá temná energia sa však javí ako úplne nadbytočná. Kozmológovia a astrofyzici majú sklon veriť, že problémy spočívajú skôr v existujúcich metódach ako v novej fyzike.
Friedman verí, že jediné riešenie - bojovať s ohňom s ohňom - spočíva v nových pozorovaniach vesmíru. Spolu s Madorom sa pripravujú na vykonanie samostatného merania kalibrovaného nielen pre Cefeidy, ale aj pre iné typy premenných hviezd a jasne červených gigantov. Najbližšie príklady je možné študovať pomocou automatického ďalekohľadu so šírkou 30 centimetrov a vzdialené modely pomôžu preskúmať vesmírne teleskopy Hubble a Spitzer. Akonáhle sa dokázala vyrovnať s temnou a násilnou Sandage, je pripravená odpovedať na odvážnu výzvu tímu Planck a Riesz.
„Povedali, že sa mýlime. Pozrime sa, “žartuje.
ILYA KHEL