Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Mõõtmised, kuidas määrata Hubble'i konstant: Pinge

Kohalike ja varajase Universumi mõõtmiste erinevused, mis tekitavad uusi kosmoloogilisi küsimusi

Miks H0 oluline

Hubble'i konstant (H0) kirjeldab Universumi praegust laienemiskiirust, mida tavaliselt väljendatakse kilomeetrites sekundis ühe megaparseki kohta (km/s/Mpc). Täpne H0 väärtus kosmoloogias on väga oluline, sest:

  1. Näitab universumi iga, kui ekstrapoleerida laienemist tagasi ajas.
  2. Kalibreerib kauguse skaala teistele kosmilistele mõõtmistele.
  3. Aitab lahendada kosmoloogiliste parameetrite (nt aine tihedus, tumeda energia parameetrid) kahemõttelisust.

Astronoomid mõõdavad traditsiooniliselt H0 kahel erineval viisil:

  • Kohalik (kauguse astme) meetod: Alustades parallaksist tsepheidide või TRGB (punaste hiidude tipp) juurde, hiljem kasutatakse I tüüpi supernoovasid. Nii saadakse otsene laienemiskiirus suhteliselt lähedalasuvas universumis.
  • Varajase universumi meetod: H0 tuletatakse kosmilise mikrolaine taustkiirguse (KFS) andmetest valitud kosmoloogilise mudeli (ΛCDM) ja baryoniliste akustiliste võnkumiste (BAO) või muude piirangute alusel.

Viimastel aastatel annavad need kaks meetodit oluliselt erinevaid H0 väärtusi: kõrgemat (~73–75 km/s/Mpc) kohalikust meetodist ja madalamat (~67–68 km/s/Mpc) KFS-põhistest arvutustest. Seda lahknevust, mida nimetatakse „Hubble'i pingeks“, võib seletada kas uue füüsikaga väljaspool tavapärast ΛCDM mudelit või lahendamata süsteemsete vigadega ühes või mõlemas meetodis.

2. Kohalik kauguse aste: astmete põhimõte

2.1 Parallaks ja kalibreerimine

Kohaliku kauguse astme aluseks on parallaks (trigonomeetriline) lähimatele taevakehadele (Gaia missioon, HST parallaksid tsepheididele jms). Parallaks määrab absoluutse skaala sellistele standardtaevakehadele nagu tsepehid muutuva heledusega tähed, millel on hästi kirjeldatud perioodi ja heleduse seos.

2.2 Tsepehid ja TRGB

  • Tsepehid muutuva heledusega tähed: Peamine samm kaugete märgiste, nt I tüüpi supernoovade kalibreerimisel. Freedman ja Madore, Riess jt. (SHoES meeskond) ning teised on parandanud kohaliku tsepheidide kalibreerimist.
  • Punaste hiidude tipp (TRGB): Teine meetod, mis kasutab punaste hiidude tähe heleduse väärtust heeliumi süttimisel (metallivaestes populatsioonides). Carnegie–Chicago meeskond (Freedman jt.) saavutas ~1% täpsuse mõnes kohalikus galaktikas, pakkudes alternatiivi tsepheididele.

2.3 I tüüpi supernoovad

Kui tsepheidid (või TRGB) galaktikates muutuvad supernoovade heleduse ankrupunktiks, saab supernoovasid jälgida sadade Mpc kauguselt. Võrreldes supernoova mõõdetud heledust tuletatud absoluutse heledusega saadakse kaugus. Ühendades punanihe ja kauguse, leitakse lokaalselt H0.

2.4 Kohalikud mõõtmised

Riess jt. (SHoES) määravad sageli H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc (viga ~1,0–1,5%). Freedman jt. (TRGB) leiavad ~69–71 km/s/Mpc – veidi vähem kui Riess, kuid siiski kõrgem kui Plancki ~67. Seega, kuigi kohalikud mõõtmised erinevad veidi, koonduvad need tavaliselt vahemikku 70–74 km/s/Mpc – rohkem kui Plancki ~67.

3. Varajase Universumi (KFS) meetod

3.1 ΛCDM mudel ja KFS

Kosmiline mikrolaine taustkiirgus (KFS), mõõdetud WMAP või Plancki poolt, võimaldab standardse ΛCDM kosmoloogilise mudeli alusel määrata akustiliste tippude skaala ja muid parameetreid. KFS võimsusspektri sobitamise kaudu saadakse Ωb h², Ωc h² ja teised väärtused. Nende kombineerimisel tasapinna eelduse ning BAO või teiste andmetega tuletatakse H0.

3.2 Plancki mõõtmine

Plancki koostöö lõplikud andmed näitavad tavaliselt H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (sõltuvalt meetodist), mis on ~5–6σ madalam kui kohalikud SHoES mõõtmised. Seda erinevust, tuntud kui Hubble'i pinge, hinnatakse ~5σ tasemele, mis näitab, et see on ebatõenäoliselt juhuslik kõrvalekalle.

3.3 Miks see lahknevus on oluline

Kui standardne ΛCDM mudel on õige ja Plancki andmed usaldusväärsed, peaks kohalikus astmete meetodis olema teadmata süsteemne viga. Vastasel juhul, kui kohalikud kaugused on õiged, võib varajane Universumi mudel olla puudulik – uus füüsika võiks mõjutada kosmilist laienemist või eksisteerida täiendavad relativistlikud osakesed või varajane tume energia, mis muudab tuletatud H0.

4. Võimalikud lahknevuse põhjused

4.1 Süsteemsed vead astmete meetodis?

Kahtlus tekib, kas tsefeiidide kalibreerimisel või supernoovade fotomeetrias on jäänud parandamata viga – nt metalli mõjud tsefeiididele, kohalik voolu korrigeerimine või valiku kallutatus. Siiski mitme rühma tugev vastastikune kokkulepe vähendab suure vea tõenäosust. TRGB meetodid annavad samuti veidi kõrgema H0, isegi kui veidi madalama kui tsefeiidid, kuid siiski kõrgema kui Plancki tulemus.

4.2 Lahendamata KFS või ΛCDM süsteemsed vead?

Teine võimalus on, et Plancki KFS tõlgenduses ΛCDM mudelis puudub oluline lüli, nt:

  • Laiendatud neutriino omadused või täiendavad relativistlikud osakesed (Neff).
  • Varajane tume energia rekombinatsiooni lähedal.
  • Mittetasasus või ajas muutuv tume energia.

Planck ei näita selle selgeid märke, kuid mõnes laiendatud mudelis on nõrgad vihjed. Seni ükski lahendus ei kõrvalda pinget täielikult ilma täiendavate anomaaliate või suurenenud keerukuseta.

4.3 Kas eksisteerivad kaks erinevat Hubble'i konstandi väärtust?

Kas pakub, et madalas punases Universumi laienemine võib erineda globaalsetest keskmistest, kui on suured kohalikud struktuurid või ebaühtlus (nn "Hubble'i mull"). Kuid mõõtmised erinevatest suundadest, teistest kosmilistest mõõtkavadest ja üldine ühtsuse põhimõte näitavad, et märkimisväärne kohalik tühi piirkond või keskkond seletaks seda pinget vaevalt.

5. Pingete Lahendamise Püüdlused

5.1 Sõltumatud Meetodid

Uurijad kontrollivad alternatiivseid kohalikke kalibreerimisi:

  • Maseri megamaserites galaktikates (nt NGC 4258) kui supernoovade kauguse ankur.
  • Tugeva gravitatsioonilise kumerduse ajaviivitused (H0LiCOW, TDCOSMO).
  • Pinnavalguse heledusfluktuatsioonid elliptilistes galaktikates.

Senini näitavad need meetodid tavaliselt H0 väärtused „kõrgete 60-de – madalate 70-de“ vahemikus, mitte alati identsed, kuid enamasti suuremad kui 67. See tähendab, et puudub üks sõltumatu meetod, mis täielikult pinge hajutaks.

5.2 Rohkem Andmeid DES-ist, DESI-st, Euclidist

BAO mõõtmised erinevates punastes nihkedes võimaldavad taastada H(z) ja kontrollida, kas z = 1100 (KFS ajastu) kuni z = 0 esineb kõrvalekaldeid ΛCDM-st. Kui vaatlustes ilmneb punane nihe, kus kohalikult saadakse suurem H0, samal ajal kui Planck sobib suure z-ga, võib see tähendada uut füüsikat (nt varajane tume energia). DESI sihib ~1 % kauguse mõõtmise täpsust mitmes punases nihkes, mis aitab paremini mõista kosmilise laienemise kulgu.

5.3 Järgmise Põlvkonna Kauguste Trepp

Kohalikud meeskonnad täiustavad parallaksi kalibreerimist kasutades Gaia andmeid, parandavad tsefeiidide nullpunkti ja üle vaatavad supernoovade fotomeetria süsteemsed vead. Kui pinge jääb väiksemateks vigadeks, suureneb võimalus uuele füüsikale ΛCDM mudeli taga. Kui pinge kaob – see kinnitab ΛCDM tugevust.

6. Kosmoloogia Väärtus

6.1 Kui Planck On Õige (Väike H0)

Väike H0 ≈ 67 km/s/Mpc sobib standardse ΛCDM-ga alates z = 1100 kuni tänaseni. Siis oleks kohalikud treppmeetodid süsteemselt valed või elame ebatavalisel kohal. Selline stsenaarium näitab ~13,8 miljardi aasta vanust universumit ning suuremastaabilised struktuuriprognoosid vastavad galaktikate kogumite, BAO ja kumerduse andmetele.

6.2 Kui Kohalik Trepp On Õige (Suur H0)

Kui H0 ≈ 73 kinnituks, siis Plancki mudeli \(\Lambda\)CDM seletus on puudulik. Võib vaja minna:

  • Täiendav varajast tumedast energiast, mis ajutiselt kiirendas laienemist kuni rekombinatsioonini ja muutis seega tippude nurki, mistõttu Plancki tuletatud H0 väärtus on vähenenud.
  • Rohkem relatiivsuse vabadusastmeid või uut neutriinofüüsikat.
  • Eemaldumine eeldusest, et Universum on lame ja rangelt kirjeldatav ainult \(\Lambda\)CDM-iga.

Selline uus füüsika võiks pinget lahendada, kuigi see nõuaks keerukamat mudelit. Seda saab kontrollida teiste andmetega (KFS läätsega, struktuuride kasvu näitajatega, nukleosünteesiga).

6.3 Tuleviku väljavaated

Pinge ergutab uusi ristkontrolle. CMB-S4 või kõrgema taseme kosmilise mikrolaine taustkiirguse uuringud võivad kontrollida, kas struktuuride kasv vastab suurele või väikesele H0. Kui pinge püsib ~5σ tasemel, on tugev vihje, et standardmudelit tuleb laiendada. Teoreetilised läbimurded või uued avastatud vead võiksid lõpuks küsimuse otsustavalt lahendada.

7. Kokkuvõte

Hubble konstandi (H0) mõõtmine on kosmoloogia tuum, ühendades kohalikud laienemise vaatlustega ja varajase Universumi mudelitega. Praegused meetodid annavad kaks erinevat väärtust:

  1. Kohalik kauguste redel (kasutades tsefeide, TRGB, supernoovasid) näitab tavaliselt H0 ≈ 73 km/s/Mpc.
  2. KFS-põhine ΛCDM, kasutades Plancki andmeid, annab H0 ≈ 67 km/s/Mpc.

See „Hubble pinge“, ligikaudu 5σ tähtsusega, viitab tundmatutele süsteemsetele vigadele mõnes meetodis või uuele füüsikale väljaspool tavapärast ΛCDM-i. Jätkuvad parallaxi (Gaia), supernoovade nullpunkti, läätse aegviivituste ja kõrge punanihe BAO täiustused testivad kõiki hüpoteese. Kui pinge püsib, võib see viidata eksootilistele lahendustele (varajane tume energia, täiendavad neutriinod jms). Kui pinge väheneb, kinnitab see ΛCDM-i tugevust.

Iga stsenaarium mõjutab selgelt meie kosmilist ajalugu. Pinge ergutab uusi vaatluskampaaniaid (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) ja arenenud teoreetilisi mudeleid, rõhutades tänapäevase kosmoloogia dünaamikat – kui täpsed andmed ja pikaajalised lahknevused viivad meid varajase ja kaasaegse Universumi ühendamise katsesse ühtseks tervikuks.

Kirjandus ja lisalugemine

  1. Riess, A. G., et al. (2016). „Kohaliku Hubble konstandi väärtuse 2,4% määramine.“ The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Plancki koostöö (2018). „Plancki 2018 tulemused. VI. Kosmoloogilised parameetrid.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019). „The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. Iseseisev Hubble konstandi määramine punase hiiglase tipu alusel.“ The Astrophysical Journal, 882, 34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). „Pingeid varajase ja hilise Universumi vahel.“ Nature Astronomy, 3, 891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020). „Hubble konstandi jahimehe juhend.“ Physics Today, 73, 38.
Naaske ajaveebi