Προκλήσεις δεδομένων του τηλεσκοπίου Webb Συνεχής ασυμφωνία του Hubble

Μια πολυαναμενόμενη μελέτη του ρυθμού κοσμικής διαστολής υποδηλώνει ότι όταν πρόκειται για την ένταση του Hubble, οι κοσμολόγοι εξακολουθούν να λείπουν κάτι.

Τρεις νέες μετρήσεις χρησιμοποιώντας το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb οδήγησαν ορισμένους να αναρωτηθούν εάν η ένταση του Hubble είναι πραγματική.

Nico Roper/Quanta Magazine

Εισαγωγή

Πριν από σχεδόν έναν αιώνα, ο Edwin Hubble ανακάλυψε ότι το σύμπαν γίνεται μεγαλύτερο. Ωστόσο, οι σύγχρονες μετρήσεις για το πόσο γρήγορα επεκτείνεται διαφωνούν, υποδηλώνοντας ότι η κατανόησή μας για τους νόμους της φυσικής μπορεί να είναι αδύνατο. Όλοι περίμεναν ότι το αιχμηρό όραμα του διαστημικού τηλεσκοπίου James Webb θα έφερνε την απάντηση στο επίκεντρο. Ωστόσο, μια πολυαναμενόμενη ανάλυση των παρατηρήσεων του τηλεσκοπίου που κυκλοφόρησε αργά το βράδυ της Δευτέρας, συγκεντρώνει για άλλη μια φορά αντικρουόμενους ρυθμούς επέκτασης από διαφορετικούς τύπους δεδομένων, ενώ αναζητά πιθανές πηγές σφάλματος στο επίκεντρο της σύγκρουσης.

Δύο αντίπαλες ομάδες ηγήθηκαν της προσπάθειας μέτρησης του κοσμικού ρυθμού διαστολής, ο οποίος είναι γνωστός ως σταθερά Hubble ή H0. Μία από αυτές τις ομάδες, με επικεφαλής τον Adam Riess του Πανεπιστημίου Johns Hopkins, έχει σταθερά μετρήσει το H0 να είναι περίπου 8% υψηλότερο από τη θεωρητική πρόβλεψη για το πόσο γρήγορα θα πρέπει να διαστέλλεται το διάστημα, με βάση τα γνωστά συστατικά του σύμπαντος και τις εξισώσεις που διέπουν. Αυτή η ασυμφωνία, γνωστή ως ένταση Hubble, υποδηλώνει ότι το θεωρητικό μοντέλο του Κόσμου μπορεί να λείπει κάτι - κάποιο επιπλέον συστατικό ή αποτέλεσμα που επιταχύνει την κοσμική διαστολή. Ένα τέτοιο συστατικό θα μπορούσε να είναι μια ένδειξη για μια πληρέστερη κατανόηση του σύμπαντος.

Ο Riess και η ομάδα του δημοσίευσαν την τελευταία τους μέτρηση του H0 με βάση τα δεδομένα Webb αυτήν την άνοιξη, λαμβάνοντας μια τιμή που συμφωνεί με τις προηγούμενες εκτιμήσεις τους.

Αλλά εδώ και χρόνια μια αντίπαλη ομάδα με επικεφαλής τη Wendy Freedman του Πανεπιστημίου του Σικάγο προέτρεπε να είμαστε προσεκτικοί, υποστηρίζοντας ότι χρειάζονταν πιο καθαρές μετρήσεις. Οι μετρήσεις της ίδιας της ομάδας της για το H0 προσγειώθηκαν πάντα πιο κοντά από ό,τι της Riess στη θεωρητική πρόβλεψη, υπονοώντας ότι η ένταση του Hubble μπορεί να μην είναι πραγματική.

Από τότε που το τηλεσκόπιο Webb άρχισε να λαμβάνει δεδομένα το 2022, η κοινότητα της αστροφυσικής περίμενε την πολύπλευρη ανάλυση του Freedman χρησιμοποιώντας τις παρατηρήσεις του τηλεσκοπίου τριών τύπων αστεριών. Τώρα, τα αποτελέσματα είναι:Δύο τύποι αστεριών δίνουν εκτιμήσεις H0 που ευθυγραμμίζονται με τη θεωρητική πρόβλεψη, ενώ ο τρίτος — ο ίδιος τύπος αστεριών που χρησιμοποιεί ο Riess — ταιριάζει με την υψηλότερη τιμή H0 της ομάδας του.

Mark Belan για το Quanta Magazine

Mark Belan για το Quanta Magazine

Το ότι οι τρεις μέθοδοι διαφωνούν «δεν μας λέει για τη θεμελιώδη φυσική», είπε ο Freedman. "Αυτό μας λέει ότι υπάρχει κάποιο συστηματικό [σφάλμα] σε μία ή περισσότερες από τις μεθόδους απόστασης."

Τα αποτελέσματα του Freedman έχουν υποβληθεί στο The Astrophysical Journal αλλά δεν έχουν ακόμη υποβληθεί σε επίσημη αξιολόγηση από ομοτίμους, όπου εξωτερικοί ερευνητές ελέγχουν ανώνυμα τα δεδομένα και την ανάλυση. Ο Saul Perlmutter, βραβευμένος με Νόμπελ κοσμολόγος στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια στο Μπέρκλεϋ, στον οποίο δόθηκε η προεκτύπωση της ομάδας πριν από την κυκλοφορία του, είπε στο Quanta ότι τα αποτελέσματα υποδηλώνουν ότι "μπορεί να έχουμε μια τάση Hubble ακριβώς εντός των μετρήσεων [με βάση τα αστέρια]. Αυτή είναι η ένταση που πραγματικά πρέπει να προσπαθούμε να καταλάβουμε περισσότερο από την προσπάθεια να εφεύρουμε νέα [κοσμολογικά] μοντέλα."

Ο Riess, αφού μελέτησε την προεκτύπωση, είπε στην Quanta ότι διαφωνεί με το μικρό σύνολο σουπερνόβα που χρησιμοποίησε η ομάδα του Freedman σε ένα βήμα της ανάλυσης, κάτι που, όπως λέει, θα μπορούσε να μεροληπτήσει τα αποτελέσματα. «Οι νέες μετρήσεις είναι υπέροχες και στην πραγματικότητα βρίσκονται σε εξαιρετική συμφωνία με τις ίδιες μετρήσεις που ελήφθησαν… πριν από αρκετά χρόνια από την ομάδα μας, επομένως οι μετρήσεις απόστασης φαίνονται υπό έλεγχο», είπε. "Ωστόσο, φοβάμαι ότι αυτή η μελέτη ενός τόσο μικρού δείγματος σουπερνόβα δίνει μια κάπως παραπλανητική εντύπωση για την τιμή της σταθεράς Hubble."

Τα αποτελέσματα έρχονται μετά από μήνες δράματος πίσω από τα παρασκήνια, καθώς η Freedman αρχικά πίστευε ότι η ανάλυσή της είχε σκοτώσει την ένταση του Hubble, για να την δει να ξαναζωντανεύει. «Ήταν πραγματικά… όχι βαρετό, θα το θέσω έτσι», είπε.

Αυτό είναι δουλειά ως συνήθως. Σύμφωνα με τον Perlmutter, «Η σταθερά Hubble έχει μια τόσο μακρά και ένδοξη παράδοση να είναι ένα αδύνατο πρόβλημα δεκαετιών».

A Clashing Universe

Το δύσκολο μέρος της μέτρησης της κοσμικής διαστολής είναι η μέτρηση των αποστάσεων από τα αντικείμενα στο διάστημα. Η Αμερικανίδα αστρονόμος Henrietta Leavitt ανακάλυψε για πρώτη φορά έναν τρόπο να το κάνει αυτό το 1912 χρησιμοποιώντας παλλόμενα αστέρια που ονομάζονται Κηφείδες. Αυτά τα αστέρια τρεμοπαίζουν με ρυθμό που σχετίζεται με (και επομένως μπορεί να αποκαλύψει) την εγγενή τους φωτεινότητα. Μόλις μάθετε πόσο φωτεινός είναι ένας Κηφείδης, μπορείτε να το συγκρίνετε με το πόσο φωτεινό ή αμυδρό φαίνεται για να υπολογίσετε πόσο μακριά είναι ο γαλαξίας του.

Ο Edwin Hubble χρησιμοποίησε τη μέθοδο του Leavitt για να μετρήσει τις αποστάσεις σε μια χούφτα γαλαξιών με Κηφείδες μέσα τους, ανακαλύπτοντας το 1929 ότι οι γαλαξίες που βρίσκονται πιο μακριά από εμάς απομακρύνονται πιο γρήγορα. Αυτό σημαίνει ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Το Hubble καθόρισε τον ρυθμό διαστολής στα 500 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά megaparsec (km/s/Mpc), που σημαίνει ότι δύο γαλαξίες που χωρίζονται από 1 Mpc ή περίπου 3,2 εκατομμύρια έτη φωτός, πετούν μεταξύ τους με ταχύτητα 500 km/s.

Αυτό ήταν τρελά.

Ο Αμερικανός αστρονόμος Έντουιν Χαμπλ, ανακάλυψε την κοσμική διαστολή, απεικονίζεται το 1949 να κοιτάζει το τηλεσκόπιο Schmidt στο Αστεροσκοπείο Palomar κοντά στο Σαν Ντιέγκο.

Ευγενική προσφορά των Αρχείων και Ειδικών Συλλογών του Caltech

Οι μετρήσεις του H0 βελτιώθηκαν καθώς οι αστρονόμοι βελτιώθηκαν στη βαθμονόμηση της σχέσης μεταξύ της συχνότητας παλμών των Κηφείδων και της φωτεινότητάς τους. Ωστόσο, η όλη προσέγγιση ήταν περιορισμένη επειδή οι Κηφείδες είναι τόσο λαμπρές. Για να μετρήσουν την απόσταση από τους γαλαξίες σε όλη την απεραντοσύνη του σύμπαντος, οι επιστήμονες θα χρειάζονταν μια νέα προσέγγιση.

Στη δεκαετία του 1970, οι ερευνητές άρχισαν να χρησιμοποιούν Κηφείδες για να βαθμονομήσουν τις αποστάσεις από τους φωτεινούς σουπερνόβα, επιτρέποντας πιο ακριβείς μετρήσεις του H0. Τότε, όπως και τώρα, δύο ερευνητικές ομάδες πρωτοστάτησαν, χρησιμοποιώντας σουπερνόβα αγκυροβολημένα στους Κηφείδες και φτάνοντας σε διαφωνούμενες τιμές 50 km/s/Mpc και 100 km/s/Mpc. «Δεν υπήρξε ποτέ συνάντηση των μυαλών· απλώς ήταν εντελώς πολωμένα», είπε ο Γιώργος Ευσταθίου, αστροφυσικός στο Πανεπιστήμιο του Κέιμπριτζ.

Η εκτόξευση του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble το 1990 έδωσε στους αστρονόμους μια νέα, καθαρή άποψη του σύμπαντος. Η Freedman οδήγησε μια πολυετή εκστρατεία παρατήρησης χρησιμοποιώντας το Hubble και το 2001, αυτή και οι συνάδελφοί της ανακοίνωσαν ρυθμό επέκτασης 72 km/s/Mpc, εκτιμώντας ότι αυτό ήταν το πολύ 10% έκπτωση.

Ο Riess, ο οποίος είναι ένας από τους βραβευμένους με Νόμπελ ανακαλύψεις της σκοτεινής ενέργειας, μπήκε στο παιχνίδι της κοσμικής επέκτασης λίγα χρόνια αργότερα. Το 2011, η ομάδα του δημοσίευσε μια τιμή H0 73 με εκτιμώμενη αβεβαιότητα 3%.

Σύντομα μετά από αυτό, οι κοσμολόγοι πρωτοστάτησαν μια άλλη μέθοδο εξ ολοκλήρου. Το 2013, χρησιμοποίησαν τις παρατηρήσεις του τηλεσκοπίου Planck για το φως που είχε απομείνει από το πρώιμο σύμπαν για να προσδιορίσουν το λεπτομερές σχήμα και τη σύνθεση του αρχέγονου σύμπαντος. Στη συνέχεια συνέδεσαν αυτά τα συστατικά στη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν και εξέλιξαν το θεωρητικό μοντέλο σχεδόν 14 δισεκατομμύρια χρόνια μπροστά για να προβλέψουν την τρέχουσα κατάσταση του σύμπαντος. Αυτή η παρέκταση προβλέπει ότι το σύμπαν θα πρέπει επί του παρόντος να διαστέλλεται με ρυθμό 67,4 km/s/Mpc, με αβεβαιότητα μικρότερη από 1%.

Η μέτρηση της ομάδας του Riess, παρόλο που η ακρίβειά της βελτιώθηκε, παρέμεινε στο 73. Αυτή η υψηλότερη τιμή υποδηλώνει ότι οι γαλαξίες σήμερα πετούν γρηγορότερα από όσο θα έπρεπε σύμφωνα με τη θεωρία. Η ένταση του Hubble γεννήθηκε. "Αν είναι ένα πραγματικό χαρακτηριστικό του σύμπαντος, τότε μας λέει ότι κάτι μας λείπει στο κοσμολογικό μοντέλο", είπε ο Riess.

Αυτό το κάτι που λείπει θα ήταν το πρώτο νέο συστατικό του σύμπαντος που θα ανακαλυφθεί μετά τη σκοτεινή ενέργεια. Οι θεωρητικοί έχουν κάνει εικασίες για την ταυτότητά του:Ίσως είναι μια πρόσθετη μορφή απωστικής ενέργειας που διήρκεσε για ένα σύντομο χρονικό διάστημα στο πρώιμο σύμπαν; Ή μήπως πρόκειται για αρχέγονα μαγνητικά πεδία που δημιουργούνται κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης;

Ή ίσως κάτι που λείπει έχει να κάνει περισσότερο με εμάς παρά με το σύμπαν.

Τρόποι όρασης

Ορισμένοι κοσμολόγοι, συμπεριλαμβανομένου του Freedman, έχουν υποψιαστεί ότι για την ασυμφωνία ευθύνονται τα μη αναγνωρισμένα σφάλματα.

Το πιο κοινό επιχείρημα σε αυτό το πνεύμα είναι ότι τα αστέρια των Κηφείδων ζουν στους δίσκους νεότερων γαλαξιών, σε περιοχές γεμάτες με αστέρια, σκόνη και αέρια. «Ακόμη και με την εξαιρετική ανάλυση του [Habble], δεν βλέπεις ούτε έναν Κηφεΐδα», είπε ο Ευσταθίου, «τον βλέπεις να είναι πάνω από άλλα αστέρια». Αυτή η συμφόρηση περιπλέκει τις μετρήσεις φωτεινότητας.

Όταν το τηλεσκόπιο Webb μεγέθους σπιτιού εκτοξεύτηκε τον Δεκέμβριο του 2021, ο Riess και οι συνεργάτες του στράφηκαν στην ισχυρή υπέρυθρη κάμερά του για να τρυπήσουν τη σκόνη στις πολυσύχναστες περιοχές όπου ζουν οι Κηφείδες. Προσπάθησαν να ελέγξουν εάν ο συνωστισμός έχει τόσο ισχυρή επίδραση όσο ο Freedman και άλλοι ερευνητές ισχυρίστηκαν.

Ο τμηματοποιημένος καθρέφτης 6,5 μέτρων του διαστημικού τηλεσκοπίου James Webb υποβλήθηκε σε δοκιμές στο Κέντρο Διαστημικών Πτήσεων Goddard της NASA στο Greenbelt του Μέριλαντ το 2017, χρόνια πριν από την εκτόξευσή του τον Δεκέμβριο του 2021.

Desiree Stover/NASA

Όταν συνέκριναν τους νέους τους αριθμούς με τις αποστάσεις που υπολογίστηκαν από τα δεδομένα του τηλεσκοπίου Hubble, «είδαμε εκπληκτική συμφωνία», δήλωσε ο Gagandeep Anand, μέλος της ομάδας που εδρεύει στο Επιστημονικό Ινστιτούτο του Διαστημικού Τηλεσκοπίου. "Αυτό μας λέει, βασικά, ότι η δουλειά που έχει γίνει με το Hubble είναι ακόμα καλή."

Τα τελευταία τους αποτελέσματα με τον Webb επιβεβαιώνουν την τιμή H0 που μέτρησαν με το Hubble πριν από μερικά χρόνια:73,0, δίνουν ή παίρνουν 1,0 km/s/Mpc.

Δεδομένης της ανησυχίας του συνωστισμού, ωστόσο, ο Freedman είχε ήδη στραφεί σε εναλλακτικά αστέρια που θα μπορούσαν να χρησιμεύσουν ως δείκτες απόστασης. Αυτά βρίσκονται στα περίχωρα των γαλαξιών, μακριά από το τρελό πλήθος.

Ένας τύπος είναι τα αστέρια "tip-of-the-red-giant-branch" ή TRGB. Ένας κόκκινος γίγαντας είναι ένα ηλικιωμένο αστέρι με μια φουσκωμένη ατμόσφαιρα που λάμπει έντονα στο κόκκινο φως. Καθώς μεγαλώνει, ένας κόκκινος γίγαντας θα ανάψει τελικά το ήλιο στον πυρήνα του. Εκείνη τη στιγμή, τόσο η θερμοκρασία του αστεριού όσο και η φωτεινότητά του πέφτουν ξαφνικά, είπε η Kristen McQuinn, αστρονόμος στο Επιστημονικό Ινστιτούτο του Διαστημικού Τηλεσκοπίου που ηγήθηκε ενός έργου τηλεσκοπίου Webb για τη βαθμονόμηση μετρήσεων απόστασης με TRGB.

Ένας τυπικός γαλαξίας έχει πολλούς κόκκινους γίγαντες. Εάν σχεδιάσετε τη φωτεινότητα αυτών των αστεριών σε σχέση με τις θερμοκρασίες τους, θα δείτε το σημείο στο οποίο η φωτεινότητά τους πέφτει. Ο πληθυσμός των αστεριών ακριβώς πριν από την πτώση είναι ένας καλός δείκτης απόστασης, γιατί σε κάθε γαλαξία, αυτός ο πληθυσμός θα έχει παρόμοια εξάπλωση φωτεινότητας. Συγκρίνοντας την παρατηρούμενη φωτεινότητα αυτών των αστρικών πληθυσμών, οι αστρονόμοι μπορούν να εκτιμήσουν τις σχετικές αποστάσεις.

(Με οποιαδήποτε μέθοδο, οι φυσικοί πρέπει να συναγάγουν την απόλυτη απόσταση τουλάχιστον ενός γαλαξία «άγκυρας» προκειμένου να βαθμονομήσουν ολόκληρη την κλίμακα. Για την άγκυρά τους, οι Riess, Freedman και άλλες ομάδες χρησιμοποιούν έναν ασυνήθιστο κοντινό γαλαξία του οποίου η απόλυτη απόσταση έχει προσδιοριστεί γεωμετρικά μέσω ενός φαινομένου που μοιάζει με παράλλαξη.)

Ωστόσο, η χρήση των TRGB ως δεικτών απόστασης είναι πιο περίπλοκη από τη χρήση των Κηφείδων. Η McQuinn και οι συνεργάτες της χρησιμοποίησαν εννέα από τα φίλτρα μήκους κύματος του τηλεσκοπίου Webb για να κατανοήσουν ακριβώς πώς η φωτεινότητά τους εξαρτάται από το χρώμα τους.

Οι αστρονόμοι αρχίζουν επίσης να στρέφονται σε έναν νέο δείκτη απόστασης:πλούσια σε άνθρακα γίγαντες αστέρες που ανήκουν σε αυτό που ονομάζεται ασυμπτωτικός κλάδος γίγαντας της περιοχής J (JAGB). Αυτά τα αστέρια κάθονται επίσης μακριά από τον φωτεινό δίσκο ενός γαλαξία και εκπέμπουν πολύ υπέρυθρο φως. Η τεχνολογία για την παρατήρησή τους σε μεγάλες αποστάσεις δεν ήταν επαρκής μέχρι την εποχή του Webb, είπε η μεταπτυχιακή φοιτήτρια του Freedman Abigail Lee.

Η Freedman και η ομάδα της ζήτησαν χρόνο για τηλεσκόπιο Webb για να παρατηρήσουν TRGB και JAGB μαζί με τους πιο καθιερωμένους δείκτες απόστασης, τους Κηφείδες, σε 11 γαλαξίες. "Είμαι ισχυρός υποστηρικτής διαφορετικών μεθόδων", είπε.

Ένα εξατμιστικό διάλυμα

Στις 13 Μαρτίου 2024, ο Freedman, ο Lee και η υπόλοιπη ομάδα τους κάθισαν γύρω από ένα τραπέζι στο Σικάγο για να αποκαλύψουν τι είχαν κρύψει από τον εαυτό τους. Τους προηγούμενους μήνες είχαν χωριστεί σε τρεις ομάδες. Καθένας είχε την αποστολή να μετρήσει την απόσταση από τους 11 γαλαξίες στη μελέτη του χρησιμοποιώντας μία από τις τρεις μεθόδους:Κηφείδες, TRGB ή JAGB. Οι γαλαξίες φιλοξενούσαν επίσης τα σχετικά είδη σουπερνόβα, έτσι οι αποστάσεις τους μπορούσαν να βαθμονομήσουν τις αποστάσεις των σουπερνόβα σε πολλούς περισσότερους γαλαξίες πιο μακριά. Το πόσο γρήγορα απομακρύνονται αυτοί οι πιο μακρινοί γαλαξίες από εμάς (το οποίο διαβάζεται εύκολα από το χρώμα τους) διαιρούμενο με τις αποστάσεις τους δίνει το H0.

Οι τρεις ομάδες είχαν υπολογίσει τις μετρήσεις της απόστασης τους με μια μοναδική τυχαία μετατόπιση που προστέθηκε στα δεδομένα. Όταν συναντήθηκαν προσωπικά, αφαίρεσαν καθεμία από τις μετατοπίσεις και συνέκριναν τα αποτελέσματα.

Και οι τρεις μέθοδοι έδωσαν παρόμοιες αποστάσεις, εντός 3% αβεβαιότητας. Ήταν "κάπως απογοητευτικό", είπε ο Freedman. Η ομάδα υπολόγισε τρεις τιμές H0, μία για κάθε δείκτη απόστασης. Όλα ήταν εντός του εύρους της θεωρητικής πρόβλεψης του 67,4.

Εκείνη τη στιγμή, φάνηκαν να έχουν διαγράψει την ένταση του Hubble. Αλλά όταν έσκαψαν την ανάλυση για να γράψουν τα αποτελέσματα, βρήκαν προβλήματα.

Η ανάλυση JAGB ήταν καλή, αλλά οι άλλες δύο ήταν απενεργοποιημένες. Η ομάδα παρατήρησε ότι υπήρχαν μεγάλες γραμμές σφάλματος στη μέτρηση TRGB. Προσπάθησαν να τα συρρικνώσουν συμπεριλαμβάνοντας περισσότερα TGRB. Όταν όμως το έκαναν, διαπίστωσαν ότι η απόσταση από τους γαλαξίες ήταν μικρότερη από ό,τι νόμιζαν αρχικά. Η αλλαγή έδωσε μεγαλύτερη τιμή H0.

Στην ανάλυση των Κηφείδων, η ομάδα του Freedman αποκάλυψε ένα λάθος:στους μισούς περίπου Κηφείδες, η διόρθωση για συνωστισμό είχε εφαρμοστεί δύο φορές. Διόρθωση που αύξησε σημαντικά την προκύπτουσα τιμή H0. «Μας έφερε περισσότερο σε συμφωνία με τον Adam [Riess], κάτι που θα έπρεπε να τον κάνει λίγο πιο ευτυχισμένο», είπε ο Freedman. Η ένταση του Χαμπλ αναστήθηκε.

Η Wendy Freedman στο Πανεπιστήμιο του Σικάγο διερευνά πώς οι παρατηρήσεις του τηλεσκοπίου Webb μπορούν να τετραγωνιστούν με το τυπικό κοσμολογικό μοντέλο.

Nancy Wong

Αλλά ο Freedman υποπτεύεται ότι η μέτρηση H0 που βασίζεται στους Κηφείδες δεν είναι τόσο αξιόπιστη όσο οι άλλες. Είναι εξαιρετικά ευαίσθητο σε υποθέσεις για, για παράδειγμα, τη στοιχειακή σύνθεση των Κηφείδων και τη γειτονιά κάθε αστεριού. Η σκόνη στους γαλαξιακούς δίσκους όπου ζουν οι Κηφείδες μπορεί να απορροφήσει το φως τους και να τους εξασθενίσει. Η υπέρυθρη όραση του Webb διαπερνά τη σκόνη, αλλά οι αστρονόμοι πρέπει να γνωρίζουν πόση σκόνη απορροφά το φως, ώστε να μπορούν να τη διορθώσουν. Για αυτό, η Freedman και οι συνάδελφοί της στράφηκαν στα αρχειακά δεδομένα του τηλεσκοπίου Hubble, τα οποία καταγράφουν το «βάθος σκόνης», αλλά δεν είναι τόσο υψηλής ανάλυσης όσο τα δεδομένα Webb. Αυτό πρόσθεσε αβεβαιότητες στις υπολογισμένες αποστάσεις, είπε.

Ένα άλλο θέμα εμφανίστηκε. Οι 11 γαλαξίες που μελέτησαν με το τηλεσκόπιο Webb είναι αυτοί που βρίσκονται πιο κοντά στη Γη που φιλοξενούν και τα τέσσερα σχετικά αντικείμενα (JAGB, TRGB, Κηφείδες και τον σχετικό τύπο σουπερνόβα). Αλλά σύμφωνα με τον Freedman, οι σουπερνόβα των γαλαξιών φαινόταν να είναι εγγενώς πιο φωτεινοί από εκείνους σε μακρύτερους γαλαξίες. Ο Riess και οι συνάδελφοί του ανησυχούν επίσης ότι αυτό το δείγμα μπορεί να είναι παραπλανητικό και προκατειλημμένο. Σε κάθε περίπτωση, είναι ένα άλλο παζλ που δεν έχουν καταλάβει ακόμη οι κοσμολόγοι, και επηρεάζει επίσης την τιμή H0. "Πιστεύω ότι αυτό θα είναι όπου θα πρέπει πραγματικά να εστιάσουμε την προσοχή μας τα επόμενα χρόνια", είπε ο Freedman.

Το έγγραφό τους αναφέρει τρεις ξεχωριστές τιμές H0. Η μέτρηση JAGB — αυτή που έγινε με εντελώς τυφλό τρόπο, χωρίς καμία μεταγενέστερη διόρθωση — δίνει 67,96 km/s/Mpc, δίνει ή παίρνει 1,71 km/s/Mpc. Αυτό είναι κάτι παραπάνω από τη θεωρητική πρόβλεψη, που φαίνεται να επιβεβαιώνει το τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας.

Τα TRGB αποδίδουν τιμή 69,85 με παρόμοια περιθώρια σφάλματος. Το αποτέλεσμα μετριάζει επίσης την ένταση του Hubble.

Η μέθοδος Cepheid έθεσε την τιμή του H0 υψηλότερη, στο 72,05, αλλά με περισσότερη υποκειμενικότητα:Οι διαφορετικές υποθέσεις σχετικά με τα χαρακτηριστικά των άστρων προκάλεσαν την τιμή να κυμαίνεται από 69 έως 73. Το υψηλό άκρο του εύρους ταιριάζει με τις μετρήσεις του Riess. στο χαμηλό άκρο, η ένταση του Hubble εξαφανίζεται.

«Δεν νομίζω ότι μπορούμε απλώς να πούμε ότι η σταθερά του Hubble είναι 73», είπε ο Freedman. "Πιστεύω ότι αυτή είναι η πρώτη δοκιμή της κλίμακας απόστασης Κηφειδών", που σημαίνει ότι τα JAGB και τα TRGB χρησιμεύουν ως έλεγχος στην πιο καθιερωμένη μέθοδο. "Και δεν λαμβάνουμε την ίδια απάντηση όταν δοκιμάζουμε τους Κηφείδες. Επομένως, νομίζω ότι είναι σημαντικό."

Ο συνδυασμός των μεθόδων και των αβεβαιοτήτων έδωσε μια μέση τιμή H0 69,96 με αβεβαιότητα 4%. Αυτό το περιθώριο σφάλματος επικαλύπτεται τόσο με τη θεωρητική πρόβλεψη για τον κοσμικό ρυθμό διαστολής όσο και με την υψηλότερη τιμή της ομάδας του Riess.

«Δεν έχουμε ακόμη, νομίζω, τα στοιχεία για να συμπεράσουμε με σαφήνεια ότι υπάρχει μια ένταση [το Hubble]», είπε ο Freedman. "Απλώς δεν το βλέπω."

"Τα πάντα εξαρτώνται από τον εντοπισμό όλων αυτών των συστηματικών σφαλμάτων", είπε ο Perlmutter.

Τάσεις και λύσεις

Το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb επιτρέπει επίσης πρόσθετους τρόπους μέτρησης H0. Για παράδειγμα, οι αστρονόμοι βρίσκονται στα πρώτα στάδια της χρήσης του πόσο διάστικτος φαίνεται ένας γαλαξίας ως υποκατάστατο της απόστασής του. Η ιδέα είναι απλή:Οι πιο κοντινοί γαλαξίες φαίνονται πιο σβολιασμένοι επειδή μπορείτε να επιλύσετε μερικά από τα αστέρια τους, ενώ οι πιο μακρινοί γαλαξίες φαίνονται πιο ομαλοί. "Είναι βασικά ένας τρόπος να μετατραπεί ο συνωστισμός σε ένα μέτρο απόστασης", είπε ο Anand, ο οποίος ασχολείται με αυτό το έργο εκτός από τη δουλειά του με τον Riess.

Μια διαφορετική μέθοδος προσφέρει επίσης κάποια ελπίδα:Ένα τεράστιο σμήνος γαλαξιών λειτουργεί σαν ένας στρεβλός μεγεθυντικός φακός, λυγίζοντας και μεγεθύνοντας την εικόνα ενός αντικειμένου πίσω του και δημιουργώντας πολλές εικόνες του ίδιου αντικειμένου καθώς το φως του παίρνει πολλαπλές διαδρομές. Η αστρονόμος του Πανεπιστημίου της Αριζόνα Μπρέντα Φράι ηγείται ενός προγράμματος παρατήρησης επτά σμηνών με το τηλεσκόπιο Webb. Όταν η Frye και οι συνάδελφοί της κοίταξαν την πρώτη τους εικόνα με τηλεσκόπιο πέρυσι, με το τεράστιο σμήνος γαλαξιών G165, «όλοι είπαμε:«Ποιες είναι αυτές οι τρεις κουκκίδες που δεν υπήρχαν πριν;» θυμάται. Οι τελείες ήταν τρεις ξεχωριστές εικόνες του ίδιου σουπερνόβα που είχε εκραγεί πίσω από το σμήνος.

Αφού παρατήρησαν επανειλημμένα την εικόνα, μπορούσαν να υπολογίσουν τις διαφορές μεταξύ των χρόνων άφιξης των τριών εικόνων σουπερνόβα με φακό. Η χρονική καθυστέρηση είναι ανάλογη και μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να συμπεράνουμε, τη σταθερά Hubble. «[Είναι] μια μέτρηση ενός βήματος για το H0», είπε ο Frye, «που το καθιστά εντελώς ανεξάρτητο». Μέτρησαν ρυθμό διαστολής 75,4 km/s/Mpc, αν και με μεγάλη αβεβαιότητα +8,1 ή −5,5 km/s/Mpc. Ο Frye αναμένει να βελτιώσει αυτές τις γραμμές σφάλματος μετά από μερικά ακόμη χρόνια παρόμοιων μετρήσεων.

Τόσο οι ομάδες του Riess όσο και του Freedman αναμένουν επίσης ότι τα επόμενα χρόνια των παρατηρήσεων του JWST θα τους επιτρέψουν να βρουν μια απάντηση με τις παραδοσιακές, βασισμένες στα αστέρια μεθόδους τους.

«Με τη βελτίωση των δεδομένων, αυτό θα λυθεί τελικά, και νομίζω ότι αρκετά γρήγορα», είπε ο Freedman. "Θα φτάσουμε στο κάτω μέρος αυτού."

Σημείωση του συντάκτη:Το άρθρο ενημερώθηκε μετά τη δημοσίευση για να περιλαμβάνει σχόλια από τον Adam Riess.

Επόμενο άρθρο

Το γεωμετρικό εργαλείο που έλυσε το πρόβλημα της σχετικότητας του Αϊνστάιν