Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Discrepanțele dintre măsurătorile locale și cele ale Universului timpuriu, ridicând noi întrebări cosmologice

De ce H0 important

Constanta Hubble (H0) descrie viteza actuală de expansiune a Universului, exprimată de obicei în kilometri pe secundă pe megaparsec (km/s/Mpc). O estimare precisă a lui H0 în cosmologie este foarte importantă deoarece:

  1. Indică vârsta Universului dacă extrapolăm expansiunea înapoi în timp.
  2. Calibrează scala distanțelor pentru alte măsurători cosmice.
  3. Ajută la rezolvarea ambiguităților parametrilor cosmologici (de exemplu, densitatea materiei, parametrii energiei întunecate).

Astronomii măsoară tradițional H0 în două moduri diferite:

  • Metoda locală (scara distanțelor): Începând de la paralaxă la Cepheide sau TRGB (vârful gigantelor roșii), apoi folosind supernove de tip I. Astfel se obține viteza de expansiune directă în Universul relativ apropiat.
  • Metoda Universului Timpuriu: H0 este derivat din datele radiației cosmice de fond în microunde (CMB) conform unui model cosmologic ales (ΛCDM) și oscilațiilor acustice barionice (BAO) sau alte constrângeri.

În ultimii ani, aceste două metode oferă valori diferite semnificativ pentru H0: mai mare (~73–75 km/s/Mpc) din metoda locală și mai mică (~67–68 km/s/Mpc) din calculele bazate pe CMB. Această discrepanță, numită „tensiunea lui Hubble”, indică fie o nouă fizică dincolo de ΛCDM standard, fie erori sistematice nerezolvate în una sau ambele metodologii.

2. Scara Locală a Distanțelor: Prin Etape

2.1 Paralaxa și Calibrarea

Baza scării locale a distanțelor este paralaxa (trigonometrica) pentru obiecte apropiate (misiunea Gaia, paralaxe HST pentru Cepheide etc.). Paralaxa stabilește scala absolută pentru astfel de standarde precum stelele variabile Cepheid, care au o relație bine definită între perioadă și luminozitate.

2.2 Cepheide și TRGB

  • Stelele variabile Cepheid: Etapa principală în calibrarea markerilor îndepărtați, cum ar fi supernovele de tip I. Freedman și Madore, Riess și colab. (echipa SHoES) și alții au îmbunătățit calibrarea locală a Cepheidelor.
  • Vârful gigantelor roșii (TRGB): O altă metodă care utilizează luminozitatea stelelor gigant roșii la aprinderea heliului (în populații sărace în metale). Echipa Carnegie–Chicago (Freedman și colab.) a atins o precizie de ~1 % în unele galaxii locale, oferind o alternativă la Cepheide.

2.3 Supernove de tip I

Când Cepheidele (sau TRGB) din galaxii devin puncte de ancorare pentru determinarea luminozității supernovelor, supernovele pot fi observate până la sute de Mpc distanță. Comparând luminozitatea măsurată a supernovei cu luminozitatea absolută derivată, se obține distanța. Combinând deplasarea spre roșu și distanța, se derivă local H0.

2.4 Măsurători Locale

Riess și colab. (SHoES) stabilesc adesea H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc (eroare ~1,0–1,5%). Freedman și colab. (TRGB) găsesc ~69–71 km/s/Mpc – puțin mai puțin decât Riess, dar totuși mai mult decât Planck ~67. Astfel, deși măsurătorile locale diferă puțin, ele se concentrează în general în intervalul 70–74 km/s/Mpc – mai mult decât ~67 de la Planck.

3. Metoda Universului timpuriu (CMB)

3.1 Modelul ΛCDM și CMB

Radiația cosmică de fond în microunde (CMB), măsurată de WMAP sau Planck, conform modelului cosmologic standard ΛCDM, permite determinarea scalei vârfurilor acustice și a altor parametri. Din ajustarea spectrului de putere CMB se obțin valorile Ωb h², Ωc h² și altele. Combinându-le cu presupunerea plană și date BAO sau altele, se derivă H0.

3.2 Măsurarea Planck

Colaborarea Planck oferă date finale care indică în general H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (în funcție de metode), cu aproximativ 5–6σ mai mic decât măsurătorile locale SHoES. Această diferență, cunoscută ca tensiunea lui Hubble, este de nivel ~5σ, ceea ce sugerează că nu este o abatere întâmplătoare.

3.3 De ce este important acest neconcordanță

Dacă modelul standard ΛCDM este corect și datele Planck sunt de încredere, atunci metoda locală a scării trebuie să conțină o sistematică necunoscută. În caz contrar, dacă distanțele locale sunt corecte, poate modelul Universului timpuriu este incomplet – fizica nouă ar putea afecta expansiunea cosmică sau ar putea exista particule relativiste suplimentare ori energie întunecată timpurie care modifică valoarea derivată a H0.

4. Cauze posibile ale discrepanței

4.1 Erori sistematice în metoda scării?

Se ridică suspiciunea dacă în calibrarea cefeidelor sau în fotometria supernovelor nu există o eroare nerezolvată – de exemplu, efectul metalicității asupra cefeidelor, corecția fluxului local sau biasul selecției. Totuși, acordul puternic între mai multe grupuri reduce probabilitatea unei erori mari. Metodele TRGB oferă, de asemenea, o valoare H0 puțin mai mare, chiar dacă ușor mai mică decât cea a cefeidelor, dar tot mai mare decât rezultatul Planck.

4.2 Sistematici nerezolvate în CMB sau ΛCDM?

O altă posibilitate – în interpretarea Planck a CMB lipsește o verigă importantă, de exemplu:

  • Proprietăți extinse ale neutrinilor sau particule relativiste suplimentare (Neff).
  • Energia întunecată timpurie aproape de recombinare.
  • Non-curvatura sau energia întunecată variabilă în timp.

Planck nu arată semne clare în acest sens, dar unele modele extinse oferă indicii slabe. Până acum, nici o soluție nu elimină complet tensiunea fără anomalii suplimentare sau complexitate crescută.

4.3 Există două valori diferite ale constantei lui Hubble?

Unii sugerează că expansiunea Universului în regiunea roșie joasă poate diferi de media globală dacă există structuri locale mari sau inegalități (numite „bula Hubble”). Totuși, măsurătorile din diferite direcții, pe alte scale cosmice și principiul general al omogenității indică faptul că o goliciune locală semnificativă sau un mediu local dificil ar explica această tensiune.

5. Eforturi pentru Rezolvarea Tensiunii

5.1 Metode Independente

Cercetătorii verifică calibrații locale alternative:

  • Mazere în galaxiile megamazer (ex. NGC 4258) ca ancoră pentru distanțele supernovelor.
  • Întârzieri temporale din lentila gravitațională puternică (H0LiCOW, TDCOSMO).
  • Fluctuații ale luminozității de suprafață în galaxiile eliptice.

Până acum aceste metode arată de obicei H0 valori în intervalul „sfârșitul anilor 60 – începutul anilor 70”, nu întotdeauna identice, dar de obicei mai mari decât 67. Deci nu există o metodă independentă care să elimine complet tensiunea.

5.2 Mai Multe Date din DES, DESI, Euclid

Măsurătorile BAO la diferite roșii permit reconstruirea lui H(z) și verificarea dacă există deviații de la ΛCDM între z = 1100 (epoca CMB) și z = 0. Dacă observațiile arată o roșie la care local se obține un H0 mai mare, în timp ce la Planck la z mare este mai mic, ar putea indica o nouă fizică (de ex. energie întunecată timpurie). DESI țintește o precizie de ~1 % în măsurarea distanțelor la mai multe roșii, ajutând la înțelegerea evoluției expansiunii cosmice.

5.3 Generația Următoare de Scări de Distanță

Echipele locale continuă să îmbunătățească calibrarea paralaxelor folosind datele Gaia, perfecționează punctul zero al cefeidelor și revizuiesc erorile sistematice în fotometria supernovelor. Dacă tensiunea persistă cu erori mai mici, posibilitatea unei noi fizici dincolo de modelul ΛCDM crește. Dacă tensiunea dispare – se confirmă soliditatea ΛCDM.

6. Valoarea pentru Cosmologie

6.1 Dacă Planck este Corect (H mic0)

H mic0 ≈ 67 km/s/Mpc este compatibil cu ΛCDM standard de la z = 1100 până acum. Atunci metodele locale de scalare ar fi sistematic eronate sau trăim într-o locație neobișnuită. Acest scenariu indică o vârstă a Universului de ~13,8 miliarde de ani, iar predicțiile pentru structura la scară largă sunt în acord cu datele despre aglomerările galaxiilor, BAO și lentile gravitaționale.

6.2 Dacă Scara Locală este Corectă (H mare0)

Dacă H0 ≈ 73 confirmate, atunci explicația modelului Planck \(\Lambda\)CDM este incompletă. Ar putea fi necesar:

  • Energie întunecată timpurie suantică suplimentară, accelerând temporar expansiunea până la recombinare și astfel schimbând unghiurile vârfurilor, ceea ce face ca valoarea H0 derivată de Planck să fie redusă.
  • Mai mulți parametri relativiști liberi sau o nouă fizică a neutrinilor.
  • Îndepărtarea de presupunerea că Universul este plat și descris strict doar de \(\Lambda\)CDM.

O astfel de nouă fizică ar putea rezolva tensiunea, deși ar necesita un model mai complex. Aceasta poate fi testată cu alte date (lentile KFS, indicatori de creștere a structurilor, nucleosinteză).

6.3 Perspective de viitor

Tensiunea stimulează noi verificări încrucișate. Studiile CMB-S4 sau de generație superioară ale radiației cosmice de fond pot verifica dacă creșterea structurilor corespunde unui H0 mare sau mic. Dacă tensiunea rămâne la nivelul ~5σ, va fi un indiciu puternic că modelul standard trebuie extins. Progrese teoretice sau erori recent descoperite ar putea în cele din urmă să rezolve decisiv problema.

7. Concluzie

Măsurarea constantei Hubble (H0) este inima cosmologiei, conectând observațiile locale ale expansiunii cu modelele Universului timpuriu. Metodele actuale oferă două valori diferite:

  1. Scara locală a distanțelor (folosind Cepheide, TRGB, supernove) indică de obicei H0 ≈ 73 km/s/Mpc.
  2. ΛCDM bazat pe KFS, aplicând datele Planck, dă H0 ≈ 67 km/s/Mpc.

Această „tensiune Hubble“, la un nivel de semnificație de aproximativ 5σ, indică erori sistematice necunoscute într-una dintre metode sau o nouă fizică dincolo de ΛCDM obișnuit. Îmbunătățirile continue ale paralaxei (Gaia), punctului zero al supernovelor, întârzierilor de timp în lentile gravitaționale și BAO la redshift înalt testează toate ipotezele. Dacă tensiunea persistă, ar putea indica soluții exotice (energie întunecată timpurie, neutrini suplimentari etc.). Dacă tensiunea scade, vom confirma robustețea ΛCDM.

Orice scenariu afectează puternic istoria noastră cosmică. Tensiunea stimulează noi campanii de observație (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) și modele teoretice avansate, subliniind dinamica cosmologiei moderne – unde datele precise și discrepanțele pe termen lung ne conduc spre încercarea de a uni Universul timpuriu și cel actual într-o imagine cuprinzătoare.

Literatură și lecturi suplimentare

  1. Riess, A. G., et al. (2016). „O determinare de 2,4% a valorii locale a constantei Hubble.“ The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Colaborarea Planck (2018). „Rezultatele Planck 2018. VI. Parametrii cosmologici.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019). „Programul Carnegie-Chicago Hubble. VIII. O determinare independentă a constantei Hubble bazată pe vârful ramurii gigantului roșu.“ The Astrophysical Journal, 882, 34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). „Tensiuni între Universul timpuriu și cel tardiv.“ Nature Astronomy, 3, 891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020). „Ghidul vânătorilor de constanta Hubble.“ Physics Today, 73, 38.
Reveniți la blog