Наскільки швидко Всесвіт розширюється? Галактики пропонують відповідь

Визначення того, наскільки швидко Всесвіт розширюється, є ключовим для розуміння нашої космічної долі, але з більш точними даними виникла загадка: оцінки, засновані на вимірах у нашому локальному Всесвіті, не узгоджуються з екстраполяціями з епохи незабаром після Великого Вибуху 13,8 мільярдів років тому.

Нова оцінка швидкості локального розширення -- константа Хаббла, або H0 -- підсилює цю невідповідність, розповідають в Каліфорнійському університеті в Берклі.

Використовуючи відносно нову і потенційно більш точну техніку вимірювання космічних відстаней, яка опрацьовує середнью зоряну яскравість у гігантських еліптичних галактиках у якості щаблини на шкалі відстаней, астрономи обчислюють швидкість -- 73,3 кілометра на секунду на мегапарсек, плюс-мінус 2,5 км/сек/Mпк -- яка знаходиться посередині трьох інших доброякісних оцінок, включаючи оцінку-золотий стандарт від наднових типів Ia. Це означає, що на кожен мегапарсек -- 3,3 мільйона світлових років, або 3 мільярди трильйонів кілометрів -- від Землі Всесвіт розширюється на додаткові 73,3 ± 2,5 кілометра на секунду. Середнє значення для трьох інших методів становить 73,5 ± 1,4 км/сек/Мпк.

Викликає подив, що оцінки швидкості локального розширення на основі вимірювання флуктуацій космічного мікрохвильового фону та, незалежно, флуктуацій щільності нормальної матерії в ранньому Всесвіті (баріонні акустичні осциляції) дають зовсім іншу відповідь: 67,4 ± 0,5 км/сек/Мпк.

Зрозуміло, астрономи стурбовані цією невідповідністю, оскільки швидкість розширення є критичним параметром для розуміння фізики та еволюції Всесвіту і є ключовою для розуміння темної енергії -- яка прискорює швидкість розширення Всесвіту і, таким чином, призводить до зміни константи Хаббла швидше, ніж очікувалося, із збільшенням відстані від Землі. Темна енергія становить близько двох третин маси та енергії у Всесвіті, але все ще залишається загадкою.

Для нової оцінки астрономи вимірювали флуктуації поверхневої яскравості 63 гігантських еліптичних галактик для визначення відстані і нанесли на графік відстань-швидкість кожної, щоб отримати H0. Метод флуктуацій поверхневої яскравості (SBF) не залежить від інших методів і може дати точніші оцінки відстані, ніж інші методи в межах приблизно 100 Мпк від Землі, або 330 мільйонів світлових років. 63 галактики у вибірці знаходяться на відстанях від 15 до 99 Мпк, озираючись назад у часі лише на невелику частку віку Всесвіту.

"Для вимірювання відстаней до галактик до 100 мегапарсеків цей метод фантастичний", - сказала космолог Чунг-Пей Ма -- професор фізичних наук Джуді Чандлер Вебб у Каліфорнійському університеті в Берклі та професор астрономії та фізики. "Це перша робота, яка збирає великий, однорідний набір даних із 63 галактик з метою вивчення Н0 методом SBF".

Ма керує опитуванням локальних галактик MASSIVE, яке надало дані із 43 галактик -- дві третини з тих, що опрацьовувалися у новому аналізі.

Дані про ці 63 галактики зібрав і проаналізував Джон Блейкслі, астроном з NOIRLab Національного наукового фонду (NSF). Він є першим автором статті, яку прийнято на публікацію в The Astrophysical Journal, написану ним у співавторстві з колегою Джозефом Дженсеном з Університету Юта-Веллі в Оремі. Блекслі, який очолює науковий персонал, що підтримує оптичні та інфрачервоні обсерваторії NSF, є піонером у використанні методу SBF для вимірювання відстаней до галактик, а Дженсен був одним із перших, хто застосував метод на інфрачервоних довжинах хвиль. Вони тісно співпрацювали з Ма над аналізом.

"Вся історія астрономії в певному сенсі є спробою зрозуміти абсолютний масштаб Всесвіту, який потім розповідає нам про фізику", - сказав Блекслі, згадуючи подорож Джеймса Кука на Таїті у 1769 році для вимірювання транзиту Венери, щоб вчені могли розрахувати справжній розмір Сонячної системи. "Метод SBF більш широко застосовуваний до загальної популяції галактик, що еволюціонували, у локальному Всесвіті, і, звичайно, якщо ми отримаємо достатньо галактик за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба, цей метод може дати найкращий локальний вимір константи Хаббла".

Космічний телескоп Джеймса Вебба, який у 100 разів потужніший за космічний телескоп Хаббла, планується запустити у жовтні.

Гігантські еліптичні галактики

Константа Хаббла була яблуком розбрату протягом десятиліть, з тих пір, як Едвін Хаббл вперше виміряв швидкість локального розширення і запропонував відповідь у сім разів завелику, маючи на увазі, що Всесвіт насправді молодший за свої найдавніші зірки. Проблема, як тоді, так і зараз, полягає у тому, щоб закріпити розташування об’єктів у космосі, що дає мало підказок про те, як далеко вони знаходяться.

Зображення, отримані космічним телескопом "Хаббл", таких гігантських еліптичних галактик, як ця, NGC 1453, використовуються для визначення флуктуацій поверхневої яскравості та оцінки відстані цих галактик від Землі. Фото: Space Telescope Science Institute.

Протягом багатьох років астрономи долали все більші відстані, починаючи з обчислення відстані до об’єктів, розташованих настільки близько, що здається, вони рухаються з-за паралакса, оскільки Земля обертається навколо Сонця. Змінні зірки, що називаються цефеїдами, переносять вас далі, оскільки їх яскравість пов’язана з періодом їх мінливості, а наднові типу Ia -- ще далі, оскільки це надзвичайно потужні вибухи, які на своєму піку сяють так яскраво, як ціла галактика. Як для цефеїд, так і для наднових типу Ia можна визначити абсолютну яскравість за тим, як вони змінюються з часом, а потім можна розрахувати відстань за їх видимою із Землі яскравістю.

Найкраща поточна оцінка H0 походить з відстаней, визначених за вибухами наднових типу Ia у віддалених галактиках, хоча новіші методи -- затримки часу, спричинені гравітаційним лінзуванням далеких квазарів, і яскравість водяних мазерів, що обертаються навколо чорних дір -- дають приблизно те саме число.

Техніка, що використовує флуктуації поверхневої яскравості, є однією з найновіших і спирається на той факт, що гігантські еліптичні галактики старі і мають постійні популяції старих зірок -- переважно зірок-червоних гігантів -- які можна змоделювати, щоб отримати середню інфрачервону яскравість на їхній поверхні. Дослідники отримали інфрачервоні зображення високої роздільної здатності кожної галактики за допомогою "Ширококутної камери 3" на космічному телескопі Хаббла і визначили, наскільки кожен піксель на зображенні відрізняється від "середнього" -- чим плавніші флуктуації на всьому зображенні, тим далі галактика, після внесення поправок на такі плями, як яскраві зореутворюючі регіони, які автори виключають з аналізу.

Ані Блекслі, ані Ма не були здивовані тим, що швидкість розширення виявилася близькою до інших локальних вимірювань. Але їх однаково бентежить кричущий конфлікт з оцінками з раннього Всесвіту -- конфлікт, який, на думку багатьох астрономів, означає, що наші сучасні космологічні теорії помилкові або, принаймні, неповні.

Екстраполяції з раннього Всесвіту базуються на найпростішій космологічній теорії -- так званій лямбда-холодній темній матерії, або CDM -- яка використовує лише кілька параметрів для опису еволюції Всесвіту. Чи забиває нова оцінка кілок у серце CDM?

"Я думаю, що вона (нова оцінка) штовхає цей кілок на трохи більше", - каже Блекслі. "Але вона (CDM) все ще жива. Деякі люди вважають, що щодо всіх цих локальних вимірювань, що спостерігачі помиляються. Але дедалі складніше стає про це стверджувати -- це вимагало б систематичних помилок в одному напрямку для декількох різних методів: наднових, SBF, гравітаційного лінзування, водяних мазерів. Тож, у міру того, як ми отримуємо більше незалежних вимірювань, цей кілок заходить трохи глибше".

Ма задається питанням, чи занадто оптимістичними є невизначеності, які астрономи приписують своїм вимірюванням, які відображають як систематичні, так і статистичні помилки, і що, можливо, ці два діапазони оцінок все ще можна узгодити.

"Присяжні вийшли", - каже вона. "Я думаю, що це дійсно присутнє в смугах помилок. Але якщо припустити, що всі смуги помилок не недооцінюються, то напруга стає некомфортною".

Фактично, один з гігантів цього поля, астроном Венді Фрідман, нещодавно опублікував дослідження, в якому константа Хаббла встановлюється у 69,8 ± 1,9 км/сек/Мпк, ще більше скаламучуючи води. Останній результат від Адама Рісса, астронома, який отримав Нобелівську премію з фізики 2011 року за відкриття темної енергії, складає 73,2 ± 1,3 км/сек/Мпк. Рісс був докторантом Міллера в Каліфорнійському університеті в Берклі, коли виконував це дослідження, і він поділився призом з фізиком цього вишу і Лабораторії Берклі Солом Перлматтером.

МАСИВНІ галактики

Нове значення H0 є побічним продуктом двох інших обстежень близькорозташованих галактик, зокрема, обстеження MASSIVE, проведене Ma, яке використовує космічні та наземні телескопи для вичерпного вивчення 100 наймасивніших галактик у межах приблизно 100 Мпк від Землі. Головна мета -- зважити надмасивні чорні діри в центрах кожної з них.

Ще одне зображення гігантської еліптичної галактики NGC1453, зроблене Pan-STARRS (Телескоп панорамного огляду і система швидкого реагування) в обсерваторії Халеакала на острові Мауї на Гаваях.

Для цього потрібні точні відстані, а метод SBF є найкращим на сьогоднішній день, сказала вона. Команда MASSIVE використовувала цей метод минулого року, щоб визначити відстань до гігантської еліптичної галактики NGC 1453 у сузір’ї Ерідана на південному небі. Поєднуючи цю відстань, 166 мільйонів світлових років, з обширними спектроскопічними даними телескопів Джеміні і Макдональда -- які дозволили аспірантам Ма Крісу Ліпольду та Метью Квенневілу виміряти швидкості зірок поблизу центру галактики -- вони дійшли висновку, що NGC 1453 має центральну чорну діру, маса якої майже в 3 мільярди разів перевищує сонячну.

Щоб визначити H0, Блекслі розрахував відстані SBF до 43 галактик в обстеженні MASSIVE, виходячи з 45-90 хвилин часу спостережень HST для кожної галактики. Інші 20 були отримані в результаті іншого опитування, в якому HST використовувався для отримання зображень великих галактик, зокрема тих, в яких були виявлені наднові типу Ia.

Більшість із 63 галактик мають вік від 8 до 12 мільярдів років, а це означає, що вони містять велику популяцію старих червоних зірок, які є ключовими для методу SBF, а також можуть використовуватися для підвищення точності розрахунків відстаней. У роботі Блейкслі задіював як змінні зірки цефеїди, так і техніку, яка використовує найяскравіші в галактиці зірки-червоні гіганти -- що називається вершиною гілки червоних гігантів, або техніка TRGB -- для сходження до галактик на більших відстанях. Вони дали послідовні результати. Техніка TRGB враховує той факт, що найяскравіші червоні гіганти в галактиках мають приблизно однакову абсолютну яскравість.

"Мета полягає в тому, щоб зробити цей метод SBF абсолютно незалежним від каліброваного цефеїдами методу з надновими типу Ia за допомогою космічного телескопу Джеймса Вебба для отримання калібрування з гілками червоних гігантів для SBF", - сказав він.

"Телескоп Джеймса Вебба потенційно здатен по-справжньому зменшити смуги помилок для SBF", - додала Ма. Але на даний момент двом суперечливим вимірюванням константи Хаббла доведеться навчитися жити одне з одним.

"Я не збиралася вимірювати H0; це було чудовим продуктом нашого опитування", - сказала вона. "Але я космолог і з великим інтересом спостерігаю за цим".

Співавторами роботи разом з Блейклі, Ма і Дженсеном є Дженні Грін з Принстонського університету, яка є лідером команди MASSIVE, та Пітер Мілн з Університету Арізони в Тусоні, який очолює групу, яка вивчає наднові типу Ia. Робота підтримана NASA (HST-GO-14219, HST-GO-14654, HST GO-15265) та Національним науковим фондом (AST-1815417, AST-1817100).

! Читайте ще цікаві новини про космос на сайті, або слідкуйте за ними на Facebook.