Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Matavimai, kuinka määrittää Hubble'n vakio: Jännite

Paikallisten ja varhaisen maailmankaikkeuden mittausten ristiriidat, jotka herättävät uusia kosmologisia kysymyksiä

Miksi H0 tärkeä

Hubble'n vakio (H0) kuvaa nykyistä maailmankaikkeuden laajenemisen nopeutta, yleensä ilmaistuna kilometreinä sekunnissa per megaparsekki (km/s/Mpc). Tarkka H0-arvo kosmologiassa on erittäin tärkeä, koska:

  1. Antaa maailmankaikkeuden iän, jos laajenemista ekstrapoloidaan taaksepäin ajassa.
  2. Kalibroi etäisyysasteikon muille kosmisille mittauksille.
  3. Auttaa ratkaisemaan kosmologisten parametrien (esim. aineen tiheyden, pimeän energian parametrien) epäselvyyksiä.

Perinteisesti tähtitieteilijät mittaavat H0 kahdella eri tavalla:

  • Paikallinen (etäisyysporras) menetelmä: Aloitetaan parallaksista Cepheideihin tai TRGB:hen (punaisen jättiläisen huippu), ja myöhemmin käytetään tyypin I supernovia. Näin saadaan suora laajenemiskerroin suhteellisen läheisessä maailmankaikkeudessa.
  • Varhaisen maailmankaikkeuden menetelmä: H0 johdetaan kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn (KFS) datasta valitun kosmologisen mallin (ΛCDM) ja baryonisten akustisten värähtelyjen (BAO) tai muiden rajoitteiden avulla.

Viime vuosina nämä kaksi menetelmää antavat merkittävästi erilaisia H0-arvoja: suuremman (~73–75 km/s/Mpc) paikallisesta menetelmästä ja pienemmän (~67–68 km/s/Mpc) KFS-pohjaisista laskelmista. Tätä ristiriitaa, jota kutsutaan ”Hubble-jännitteeksi”, pidetään merkkinä joko uudesta fysiikasta perinteisen ΛCDM:n ulkopuolella tai ratkaisemattomista systeemisistä virheistä jommassakummassa menetelmässä.

2. Paikallinen Etäisyysporras: Vaiheittain

2.1 Parallaksi ja Kalibrointi

Paikallisten etäisyyksien mittaamisen perusta on parallaksi (kolmiomittaus) läheisille kohteille (Gaia-luotain, HST-parallaksit Cepheideille jne.). Parallaksi määrittää absoluuttisen mittakaavan standardikohteille, kuten Cepheidin muuttuville tähdille, joilla on hyvin kuvattu jakson ja kirkkauden suhde.

2.2 Cepheidit ja TRGB

  • Cepheidin muuttuvat tähdet: Keskeinen vaihe kaukaisten merkkien, kuten tyypin I supernovien, kalibroinnissa. Freedman ja Madore, Riess ja kumppanit (SHoES-tiimi) sekä muut ovat parantaneet paikallista Cepheidien kalibrointia.
  • Punaisen jättiläisen huippu (TRGB): Toinen menetelmä, joka hyödyntää punaisen jättiläisen tähtien kirkkauden merkitystä heliumin syttymiskohdassa (metalliköyhissä populaatioissa). Carnegie–Chicago -tiimi (Freedman ja kumppanit) saavutti noin 1 % tarkkuuden joissakin paikallisissa galakseissa, tarjoten vaihtoehdon Cepheideille.

2.3 Tyypin I Supernovat

Kun galaksioiden Cepheidit (tai TRGB) toimivat ankkuripisteinä supernovien kirkkauden määrittämiseen, supernovia voidaan havaita satojen Mpc:n etäisyydeltä. Verrattaessa supernovan mitattua kirkkautta johdettuun absoluuttiseen kirkkauteen saadaan etäisyys. Yhdistämällä punasiirtymä ja etäisyys paikallisesti johdetaan H0.

2.4 Paikalliset Mittaukset

Riess ja kumppanit (SHoES) määrittävät usein H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc (virhe noin 1,0–1,5%). Freedman ja kumppanit (TRGB) saavat noin 69–71 km/s/Mpc – hieman vähemmän kuin Riess, mutta silti enemmän kuin Planckin noin 67. Vaikka paikalliset mittaukset eroavat jonkin verran, ne yleensä sijoittuvat 70–74 km/s/Mpc välille – enemmän kuin Planckin noin 67.

3. Varhaisen Universumin (KFS) menetelmä

3.1 ΛCDM-malli ja KFS

Kosminen taustasäteily (KFS), mitattu WMAP:lla tai Planckilla, standardin ΛCDM kosmologisen mallin mukaan, mahdollistaa akustisten huippujen mittakaavan ja muiden parametrien määrittämisen. KFS:n tehon spektrin sovittamisesta saadaan Ωb h², Ωc h² ja muita arvoja. Yhdistämällä ne tasomallin oletukseen sekä BAO- tai muihin tietoihin johdetaan H0.

3.2 Planckin mittaus

Planckin yhteistyön lopulliset tiedot osoittavat yleensä H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (riippuen menetelmistä), noin 5–6σ pienemmän kuin paikalliset SHoES-mittaukset. Tämä ero, tunnettu nimellä Hubble-jännite, on noin 5σ tasolla, mikä viittaa siihen, että se tuskin on sattumanvarainen poikkeama.

3.3 Miksi tämä ristiriita on tärkeä

Jos standardi ΛCDM-malli on oikea ja Planckin tiedot luotettavia, paikallisessa etäisyysportaan menetelmässä pitäisi olla tuntematon järjestelmällisyys. Muussa tapauksessa, jos paikalliset etäisyydet ovat oikeita, varhainen Universumin malli saattaa olla keskeneräinen – uusi fysiikka voisi vaikuttaa kosmiseen laajenemiseen tai olla olemassa lisärelativistisia hiukkasia tai varhaista pimeää energiaa, jotka muuttavat johdettua H0-arvoa.

4. Mahdolliset erojen syyt

4.1 Järjestelmälliset virheet etäisyysportaan menetelmässä?

On epäilys, onko Cepheidien kalibroinnissa tai supernovien fotometriassa jäänyt korjaamaton virhe – esim. metallisuuden vaikutus Cepheideihin, paikallinen virtauskorjaus tai valintaharha. Kuitenkin useiden ryhmien vahva keskinäinen yksimielisyys vähentää suuren virheen todennäköisyyttä. TRGB-menetelmät antavat myös hieman korkeamman H0-arvon, vaikka hieman matalamman kuin Cepheidit, mutta silti korkeamman kuin Planckin tulos.

4.2 Ratkaisemattomat KFS- tai ΛCDM-järjestelmällisyydet?

Toinen mahdollisuus on, että Planckin KFS-tulkinnasta ΛCDM:n mukaan puuttuu tärkeä lenkki, esim.:

  • Laajennetut neutriino-ominaisuudet tai lisärelativistiset hiukkaset (Neff).
  • Varhainen pimeä energia lähellä rekombinaatiota.
  • Ei-korrektius tai ajassa muuttuva pimeä energia.

Planck ei näytä selkeitä merkkejä tästä, mutta joissakin laajennetuissa malleissa on pieniä vihjeitä. Toistaiseksi mikään ratkaisu ei täysin poista jännitettä ilman lisäanomalioita tai lisääntynyttä monimutkaisuutta.

4.3 Onko olemassa kaksi erilaista Hubble-vakion arvoa?

Ehkä se ehdottaa, että matalan punasiirtymän Universumin laajeneminen voi poiketa globaalista keskiarvosta, jos on suuria paikallisia rakenteita tai epäyhtenäisyyttä (ns. "Hubble bubble"). Kuitenkin mittaukset eri suunnista, eri kosmisilta mittakaavoilta ja yleinen homogeenisyysperiaate osoittavat, että merkittävä paikallinen tyhjiö tai ympäristö tuskin selittäisi tätä jännitettä.

5. Pyrkimykset ratkaista jännite

5.1 Riippumattomat menetelmät

Tutkijat tarkistavat vaihtoehtoisia paikallisia kalibrointeja:

  • Maserit megamaser-galakseissa (esim. NGC 4258) supernovien etäisyyden ankkurina.
  • Vahvan gravitaatiolinssin aika-viiveet (H0LiCOW, TDCOSMO).
  • Pintakirkkauden vaihtelut elliptisissä galakseissa.

Tähän asti nämä menetelmät yleensä osoittavat H0 arvot "korkeiden 60-luvun – matalien 70-luvun" alueella, eivät aina identtisiä, mutta yleensä suurempia kuin 67. Tämä tarkoittaa, ettei ole yhtä riippumatonta menetelmää, joka täysin poistaisi jännitteen.

5.2 Lisää dataa DES:ltä, DESI:ltä, Euclidiltä

BAO-mittaukset eri punasiirtymissä mahdollistavat H(z):n rekonstruoinnin ja tarkistamisen, esiintyykö poikkeamia ΛCDM:stä z = 1100 (CMB-aika) ja z = 0 välillä. Jos havainnot osoittavat punasiirtymän, jossa paikallisesti saadaan suurempi H0, ja samaan aikaan se vastaa Planckin arvoa suuressa z:ssä, se voisi viitata uuteen fysiikkaan (esim. varhaiseen pimeään energiaan). DESI tavoittelee noin 1 % etäisyyden mittaustarkkuutta useissa punasiirtymissä, mikä auttaa ymmärtämään kosmisen laajenemisen kulkua selkeämmin.

5.3 Seuraavan sukupolven etäisyysporras

Paikalliset tiimit jatkavat parallaksien kalibroinnin parantamista hyödyntämällä Gaia-dataa, parantavat Cepheidien nollapistettä ja tarkistavat supernovien fotometrian systemaattisia virheitä. Jos jännite pysyy pienempien virheiden rajoissa, mahdollisuus uuteen fysiikkaan ΛCDM-mallin ulkopuolella kasvaa. Jos jännite katoaa – se vahvistaa ΛCDM:n luotettavuuden.

6. Arvo kosmologialle

6.1 Jos Planck on oikeassa (pieni H0)

Pieni H0 ≈ 67 km/s/Mpc sopii standardiin ΛCDM:ään z = 1100:sta nykypäivään. Silloin paikalliset tikapuumenetelmät olisivat systemaattisesti virheellisiä tai elämme epätavallisessa sijainnissa. Tämä skenaario osoittaa noin 13,8 miljardin vuoden ikäisen universumin, ja suurimittakaavaiset rakenteiden ennusteet vastaavat galaksiklustereiden, BAO:n ja linsseilyn havaintoja.

6.2 Jos paikallinen tikapuu on oikea (suuri H0)

Jos H0 ≈ 73 vahvistettua, jolloin Planckin \(\Lambda\)CDM-mallin selitys on puutteellinen. Saattaa tarvita:

  • Lisää varhaista pimeää energiaa, joka tilapäisesti kiihdytti laajenemista rekombinaatioon asti ja muutti huippukulmia, minkä vuoksi Planckin johdettu H0-arvo on pienentynyt.
  • Lisää relativistisia vapausasteita tai uutta neutriinofysiikkaa.
  • Poikkeama oletuksesta, että maailmankaikkeus on tasainen ja tiukasti kuvattu vain \(\Lambda\)CDM:llä.

Tällainen uusi fysiikka voisi ratkaista jännitteen, vaikka se vaatisi monimutkaisempaa mallia. Sitä voidaan testata muilla aineistoilla (KFS-linsseily, rakenteiden kasvun indikaattorit, nukleosynteesi).

6.3 Tulevaisuuden näkymät

Jännite kannustaa uusiin ristintarkistuksiin. CMB-S4 tai seuraavan sukupolven kosminen mikropohina voi tarkistaa, vastaako rakenteiden kasvu suurta vai pientä H0:a. Jos jännite pysyy ~5σ tasolla, se on vahva vihje siitä, että vakio mallia on laajennettava. Teoreettiset läpimurrot tai äskettäin löydetyt virheet voisivat lopulta ratkaista asian ratkaisevasti.

7. Yhteenveto

Hubble-vakion (H0) mittaus on kosmologian ydin, joka yhdistää paikalliset laajenemisen havainnot varhaisen maailmankaikkeuden malleihin. Nykyiset menetelmät antavat kaksi erilaista arvoa:

  1. Paikallinen etäisyysportaikko (käyttäen Cepheidejä, TRGB:tä, supernovia) antaa yleensä H0 ≈ 73 km/s/Mpc.
  2. ΛCDM perustuu KFS:ään ja Planckin aineistoon, mikä antaa H0 ≈ 67 km/s/Mpc.

Tämä noin 5σ merkitsevyyden ”Hubble-jännite” viittaa tuntemattomiin systemaattisiin virheisiin jossain menetelmässä tai uuteen fysiikkaan tavanomaisen ΛCDM:n ulkopuolella. Parallaksin (Gaia), supernovien nollapisteen, linsseilyn aikaviiveiden ja korkean punasiirtymän BAO:n parannukset tarkistavat kaikki hypoteesit. Jos jännite säilyy, se voi viitata eksoottisiin ratkaisuihin (varhainen pimeä energia, lisäneutriinot jne.). Jos jännite pienenee, vahvistamme ΛCDM:n kestävyyden.

Jokainen skenaario vaikuttaa voimakkaasti kosmiseen historiaamme. Jännite kannustaa uusiin havaintokampanjoihin (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) ja edistyneisiin teoreettisiin malleihin, korostaen nykykosmologian dynamiikkaa – kun tarkat tiedot ja pitkäaikaiset ristiriidat ohjaavat meitä yhdistämään varhaisen ja nykyisen maailmankaikkeuden yhdeksi kattavaksi kuvaksi.

Kirjallisuus ja lisälukemisto

  1. Riess, A. G., et al. (2016). ”Paikallisen Hubble-vakion 2,4 % tarkkuinen määritys.” The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Planck Collaboration (2018). "Planck 2018 tulokset. VI. Kosmologiset parametrit." Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019). ”The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. Riippumaton Hubble-vakion määritys punaisen jättiläisen kärjen perusteella.” The Astrophysical Journal, 882, 34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). ”Jännitteet varhaisen ja myöhäisen maailmankaikkeuden välillä.” Nature Astronomy, 3, 891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020). ”Hubble-vakion metsästäjän opas.” Physics Today, 73, 38.
Palaa blogiin