Nowy pomiar może zmienić nasze rozumienie Wszechświata

Jeżeli chodzi o pomiar tempa rozszerzania się Wszechświata, wynik zależy od tego, z której strony Wszechświata zaczynamy. Ostatnie badania zespołu z EPFL pozwoliły skalibrować najlepsze kosmiczne miarki z niespotykaną dotąd dokładnością, rzucając nowe światło na to, co znamy jako napięcie Hubble’a.

Wszechświat rozszerza się – ale jak szybko? Odpowiedź wydaje się zależeć od tego, czy tempo ekspansji kosmosu – określane jako stała Hubble’a, czyli H₀ – oszacujemy na podstawie echa Wielkiego Wybuchu (czyli mikrofalowego promieniowania tła, inaczej CMB), czy też zmierzymy wartość H₀ bezpośrednio na podstawie obserwacji dzisiejszych gwiazd i galaktyk. Problem ten, znany jako napięcie Hubble’a, zastanawia astrofizyków i kosmologów z całego świata.

Badanie przeprowadzone przez grupę naukowców projektu Stellar Standard Candles and Distances, kierowaną przez Richarda Andersona w Instytucie Fizyki EPFL, dodaje nowy element do tej układanki. Badania, opublikowane w Astronomy & Astrophysics, osiągnęły najdokładniejszą jak dotąd kalibrację cefeid – typu gwiazd zmiennych, których jasność zmienia się w określonym czasie – w celu otrzymania pomiarów odległości na podstawie danych zebranych przez misję Gaia. Ta nowa kalibracja dodatkowo doprecyzowuje samą stałą Hubble’a.

Stała Hubble’a H₀ ma swą nazwę od astrofizyka, który wraz z Georgesem Lemaître'em odkrył to zjawisko pod koniec lat 20. XX wieku. Mierzy się ją w kilometrach na sekundę na megaparsek (km/s/Mpc), gdzie 1 Mpc to około 3,26 miliona lat świetlnych.

Najlepszy bezpośredni pomiar H₀ wykorzystuje „kosmiczną drabinę odległości”, której pierwszy szczebel jest wyznaczany przez kalibrację absolutnej jasności cefeid, teraz ponownie skalibrowaną przez badanie EPFL. Z kolei cefeidy kalibrują kolejny szczebel drabiny, na którym supernowe – potężne eksplozje masywnych gwiazd zachodzące u kresu ich życia – pokazują nam ekspansję samej przestrzeni. Ta drabina odległości, mierzona przy użyciu supernowych, dla zespołu Równania Stanu Ciemnej Energii (Equation of State of dark energy – SH0ES) kierowanego przez Adama Riessa, zdobywcę Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki z 2011 roku, określa H₀ na poziomie 73,0 ± 1,0 km/s/Mpc.

Pierwsze promieniowanie po Wielkim Wybuch

Jednak stałą H₀ można również określić, interpretując w odpowiedni sposób wszechobecne mikrofalowe promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu sprzed 13 miliardów lat. Jednak ta metoda pomiaru „wczesnego Wszechświata” musi zakładać najbardziej szczegółowe fizyczne zrozumienie ewolucji tego Wszechświata, czyniąc ją zależną od przyjętego modelu. Satelita Planck dostarczył nam jak dotąd najbardziej kompletnych danych na temat CMB, i zgodnie z tą metodą H₀ wynosi 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc.

Napięcie Hubble’a odnosi się do tej rozbieżności, pojawiającej się w wysokości 5,6 km/s/Mpc, w zależności od tego, czy używa się metody CMB (wczesny Wszechświat), czy metody drabiny odległości (późny Wszechświat). Implikacja, przy założeniu, że pomiary wykonywane w obu metodach są poprawne, jest taka, że coś musi być poważnie "nie tak" w naszym rozumieniu podstawowych praw fizycznych rządzących Wszechświatem. Oczywiście ten poważny problem podkreśla, jak istotne jest, aby wszystkie metody stosowane przez astrofizyków były wiarygodne.

Nowe badanie EPFL jest bardzo ważne, ponieważ wzmacnia pierwszy szczebel drabiny odległości poprzez poprawę kalibracji cefeid jako znaczników odległości. Ta nowa kalibracja pozwala nam mierzyć odległości astronomiczne z dokładnością do ± 0,9%, co stanowi silne wsparcie dla pomiarów z zakresu "późnego Wszechświata". Dodatkowo, wyniki uzyskane w EPFL we współpracy z zespołem SH0ES pomogły udoskonalić pomiary H₀, co zaowocowało poprawą precyzji i zwiększeniem znaczenia napięcia Hubble’a.

Nasze badanie potwierdza tempo ekspansji wynoszące 73 km/s/Mpc, a co ważniejsze, dostarcza również najbardziej jak dotąd precyzyjnych, wiarygodnych kalibracji cefeid jako narzędzi do pomiaru odległości – powiedział Anderson. Opracowaliśmy metodę, w której wyszukiwano cefeidy należące do gromad gwiazd składających się z kilkuset gwiazd poprzez sprawdzenie, czy gwiazdy te poruszają się razem przez Drogę Mleczną. Dzięki tej sztuczce mogliśmy wykorzystać naszą najlepszą wiedzę o pomiarach paralaksy Gaia, jednocześnie korzystając ze wzrostu precyzji zapewnionego przez pomiary przeprowadzone dla wielu gwiazd należących do gromad. Pozwoliło nam to przesunąć dokładność paralaksy Gaia do granic możliwości i zapewnia najlepszą podstawę, na której można dalej oprzeć drabinę odległości.

Ponowne rozważenie podstawowych pojęć

Dlaczego różnica zaledwie kilku km/s/Mpc ma znaczenie, biorąc pod uwagę ogromną skalę Wszechświata? Ta rozbieżność ma ogromne znaczenie – wyjaśnia Anderson. Przypuśćmy, że chcesz zbudować tunel, przekopując się po dwóch przeciwległych stronach góry. Jeżeli dobrze zrozumiałeś rodzaj skały i jeżeli twoje obliczenia są prawidłowe, to dwie dziury, które wykopujesz, spotkają się po środku. Ale jeżeli nie, oznacza to, że popełniłeś błąd – albo twoje obliczenia są błędne, albo mylisz się co do rodzaju skały. To właśnie dzieje się ze stałą Hubble’a. Im więcej otrzymamy potwierdzeń, że nasze obliczenia są dokładne, tym bardziej możemy dojść do wniosku, że nasze rozumienie Wszechświata jest błędne, że Wszechświat nie jest taki, jak myśleliśmy.

Rozbieżność ta ma wiele innych implikacji. Stawia pod znakiem zapytania same podstawy wiedzy, takie jak natura ciemnej energii, kontinuum czasoprzestrzennego i grawitacji. Oznacza to, że musimy ponownie przemyśleć podstawowe pojęcia, które stanowią fundament naszego ogólnego zrozumienia fizyki – powiedział Anderson.

Badania prowadzone przez jego grupę wnoszoną również ważny wkład w inne obszary astrofizyki. Ponieważ nasze pomiary są tak precyzyjne, dają nam wgląd w geometrię Drogi Mlecznej – dodaje Mauricio Cruz Reyes, doktorant w grupie badawczej Andersona i główny autor badania. Wysoce dokładna kalibracja, którą opracowaliśmy, pozwoli na przykład lepiej określić rozmiar i kształt Drogi Mlecznej jako galaktyki z płaskim dyskiem oraz jej odległość od innych galaktyk. Nasza praca potwierdza również wiarygodność danych z Gaia, porównując je z danymi z innych teleskopów.

Więcej informacji:

• A new measurement could change our understanding of the Universe
• A 0.9% calibration of the Galactic Cepheid luminosity scale based on Gaia DR3 data of open clusters and Cepheids

Źródło: EPFL

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Na ilustracji: RS Puppis - gwiazda zmienna typu cefeida. Źródło: Hubble Legacy Archive, NASA, ESA