To było na początku lat 90. Obserwatorium Carnegie w Pasadenie w Kalifornii jest puste podczas przerwy świątecznej. Wendy Friedman, sama w bibliotece, pracowała nad ogromnym i drażliwym problemem: tempem ekspansji wszechświata. Carnegie była podatnym gruntem dla tego rodzaju pracy. To właśnie tutaj, w 1929 roku, Edwin Hubble po raz pierwszy zobaczył odległe galaktyki odlatujące z Drogi Mlecznej, odbijające się w zewnętrznym strumieniu rozszerzającej się przestrzeni. Szybkość tego przepływu stała się znana jako stała Hubble'a.
Cicha praca Friedmana została wkrótce przerwana, gdy inny astronom, Allan Sandage, następca naukowy Hubble'a, wpadł do biblioteki i rządził i udoskonalał stałą Hubble'a przez dziesięciolecia, konsekwentnie broniąc powolnego tempa ekspansji. Friedman była jedną z ostatnich, która opowiadała się za wyższymi stopami procentowymi, a Sandage zobaczył jej heretycką eksplorację.
„Był tak zły” - wspomina Friedman, obecnie na Uniwersytecie w Chicago w stanie Illinois - „że w tym momencie zdałem sobie sprawę, że jesteśmy sami w całym budynku. Zrobiłem krok do tyłu i pomyślałem, że nie pracujemy w najbardziej przyjaznej dziedzinie nauki”.
Ta konfrontacja ustąpiła, ale nie całkowicie. Sandage zmarł w 2010 roku i do tego czasu większość astronomów zbiegła się w wąskim paśmie stałej Hubble'a. Jednak najnowsze dane, które spodobałby się sam Sandage, sugerują, że stała Hubble'a jest o 8% niższa od liczby wiodącej. Przez prawie sto lat astronomowie obliczali to, dokładnie mierząc odległości w najbliższej części Wszechświata i przemieszczając się coraz dalej. Ale ostatnio astrofizycy zmierzyli stałą zewnętrzną na podstawie map kosmicznego mikrofalowego tła (CMB), niejednolitej poświaty Wielkiego Wybuchu, która stała się tłem dla widzialnego wszechświata. Przyjmując założenia dotyczące tego, jak przepychanie i przyciąganie energii i materii we wszechświecie zmieniło tempo ekspansji kosmicznej od czasu powstania kosmicznego mikrofalowego tła,astrofizycy mogą wziąć swoje mapy i dostosować stałą Hubble'a do aktualnego wszechświata lokalnego. Liczby muszą się zgadzać. Ale nie pasują.
Być może jest coś nie tak z jednym z podejść. Obie strony szukają błędów w metodach własnych i cudzych, a wysokie osobistości, takie jak Friedman, spieszą się, by przedstawić własne propozycje. „Nie wiemy, dokąd to doprowadzi” - mówi Friedman.
Ale jeśli nie zostanie osiągnięte porozumienie, stanie się to pęknięciem na firmamencie współczesnej kosmologii. Może to oznaczać, że w istniejących teoriach brakuje składnika, który ingerował między teraźniejszością a starożytnością, wpleciony w łańcuch interakcji między CMB a obecną stałą Hubble'a. Jeśli tak, historia się powtórzy. W latach 90. Adam Riess, obecnie astrofizyk z Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa w Baltimore w stanie Maryland, kierował jednym z zespołów, które odkryły ciemną energię, odpychającą siłę, która przyspiesza ekspansję wszechświata. Jest to jeden z czynników, które muszą uwzględniać obliczenia CMB.
Teraz zespół Riesza szuka stałej Hubble'a w pobliskiej przestrzeni i poza nią. Jego celem jest nie tylko wyjaśnienie liczby, ale także wyłapanie, czy zmienia się ona w czasie w taki sposób, że nawet ciemna energia nie może tego wyjaśnić. Jak dotąd ma niewielkie pojęcie o tym, jaki może być brakujący czynnik. I jest bardzo zainteresowany tym, co się dzieje.
Film promocyjny:
W 1927 roku Hubble wyszedł poza Drogę Mleczną, uzbrojony w największy wówczas teleskop na świecie, 2,5-metrowy Teleskop Hookera, znajdujący się na górze Wilson nad Pasadena. Sfotografował słabe spiralne plamki, które teraz znamy jako galaktyki i zmierzył zaczerwienienie ich światła, gdy Doppler przesuwa się w kierunku długich fal światła. Porównując przesunięcie galaktyk do czerwieni z ich jasnością, Hubble doszedł do interesującego wniosku: im słabsza i przypuszczalnie im dalej galaktyka, tym szybciej się oddala. W konsekwencji wszechświat się rozszerza. Oznacza to, że Wszechświat ma skończony wiek, który rozpoczął się wraz z Wielkim Wybuchem.
Kosmiczna sprzeczność
Debata na temat stałej Hubble'a i tempa rozszerzania się Wszechświata zaczęła się toczyć z nową energią. Astronomowie przybyli w określonym dniu, korzystając z klasycznej drabiny odległości, czyli astronomicznych obserwacji wszechświata lokalnego. Jednak wartości te są sprzeczne z kosmologicznymi szacunkami sporządzonymi na podstawie map wczesnego Wszechświata i powiązanymi z dniem dzisiejszym. Z tych kontrowersji wynika, że rozwój wszechświata może napędzać brakujący składnik.
Aby określić szybkość ekspansji - i odpowiadającą jej stałą - Hubble potrzebował rzeczywistych odległości do galaktyk, a nie tylko odległości względnych na podstawie ich pozornej jasności. Dlatego rozpoczął żmudny proces budowy odległej klatki schodowej - od Drogi Mlecznej do sąsiednich galaktyk i dalej, aż po same granice rozszerzającej się przestrzeni. Każdy szczebel drabiny należy skalibrować za pomocą „standardowych świec”: obiektów, które poruszają się, pulsują, migają lub obracają się w taki sposób, aby można było dokładnie określić, jak daleko się znajdują.
Pierwszy etap wydawał się wystarczająco wiarygodny: gwiazdy zmienne zwane cefeidami, które zwiększają się i zmniejszają jasność w ciągu kilku dni lub tygodni. Długość tego cyklu wskazuje na wewnętrzną jasność gwiazdy. Porównując obserwowaną jasność cefeidy z jasnością emanującą z jej wibracji, Hubble był w stanie obliczyć odległość do niej. Teleskop Mount Wilson był w stanie dostrzec kilka cefeid w pobliskich galaktykach. W przypadku odległych galaktyk założył, że jasne gwiazdy w nich będą miały taką samą jasność wewnętrzną. Hubble zasugerował, że nawet w najodleglejszych galaktykach będą dostępne standardowe świece o jednakowej jasności.
Oczywiście te założenia nie były najlepsze. Pierwsza stała opublikowana przez Hubble'a wynosiła 500 kilometrów na sekundę na megaparsek - to znaczy na każde 3,25 miliona lat świetlnych, które spoglądał w kosmos, rozszerzający się wszechświat przepychał galaktyki o 500 kilometrów na sekundę szybciej. Liczba ta była nieprawidłowa i sugerowała, że Wszechświat miał zaledwie 2 miliardy lat, czyli prawie siedem razy mniej, niż się obecnie uważa. Ale to był dopiero początek.
W 1949 roku zakończono budowę 5,1-metrowego teleskopu w Palomar w południowej Kalifornii, w samą porę na atak serca Hubble'a. Płaszcz przekazał Sandage, obserwatorowi atutowemu, który spędził następne dekady na opracowywaniu klisz fotograficznych podczas nocnych sesji, pracując z gigantycznym aparatem teleskopu, drżąc z zimna i potrzebując przerw.
Dzięki wyższej rozdzielczości Palomar i dużej sile zbierania światła Sandage był w stanie wyłowić cefeidy z bardziej odległych galaktyk. Uświadomił sobie również, że jasne gwiazdy Hubble'a to w istocie całe gromady gwiazd. Były jaśniejsze z natury, a zatem znacznie dalej, niż sądził Hubble, co, między innymi, oznaczało znacznie niższą stałą Hubble'a. W latach 80. Sandage osiadł w wieku 50 lat, którego zaciekle bronił. Jeden z jego najsłynniejszych przeciwników, francuski astronom Gerard de Vaucouleurs, zasugerował wartość 50. Jeden z najważniejszych parametrów kosmologii dosłownie się podwoił.
Pod koniec lat 90. Friedman, po przeżyciu słownych obelg Sandage, postawiła sobie za zadanie rozwiązanie tej zagadki za pomocą nowego narzędzia, jakby celowo zaprojektowanego do jej pracy: Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Jego wyraźny widok na atmosferę pozwolił zespołowi Friedmana zidentyfikować poszczególne cefeidy 10 razy dalej niż Sandage zrobił to z Palomarem. Czasami w tych galaktykach znajdowały się zarówno cefeidy, jak i jaśniejsze latarnie - supernowe typu Ia. Te eksplodujące białe karły są widoczne w przestrzeni i wybuchają ze stałą i maksymalną jasnością. Skalibrowane do cefeid supernowe mogą być używane samodzielnie do badania najdalszych zakątków kosmosu. W 2001 roku zespół Friedmana zawęził stałą Hubble'a do 72 plus minus 8, kończąc feud Sandage-de Vaucouleur. „Byłam wyczerpana” - mówi. Myślałem,nigdy nie wracaj do pracy nad stałą Hubble'a”.
Edwin Hubble
Ale potem pojawił się fizyk, który znalazł niezależny sposób obliczenia stałej Hubble'a przy użyciu najbardziej odległego i przesuniętego ku czerwieni tła - mikrofalowego tła. W 2003 roku sonda WMAP opublikowała swoją pierwszą mapę, która przedstawiała widma wahań temperatury w KMPT. Ta mapa nie dostarczała standardowej świecy, ale standardowe kryterium: wzór gorących i zimnych punktów w pierwotnej zupie, utworzony przez fale dźwiękowe, które falowały w całym nowonarodzonym wszechświecie.
Przyjmując kilka założeń dotyczących składników tego bulionu - w postaci znanych cząstek, atomów i fotonów, dodatkowych niewidzialnych substancji, takich jak ciemna materia i ciemna energia - zespół WMAP był w stanie obliczyć fizyczny rozmiar tych pierwotnych fal dźwiękowych. Można to porównać do pozornej wielkości fal dźwiękowych zarejestrowanych w plamach KMPT. To porównanie dało odległość do mikrofalowego tła i wartość szybkości rozszerzania się Wszechświata w tym początkowym momencie. Przyjmując założenia dotyczące tego, jak zwykłe cząstki, ciemna energia i ciemna materia zmieniły ekspansję od tamtego czasu, zespół WMAP był w stanie dostosować stałą do jej obecnego tempa zmian. Pierwotnie wydedukowali wartość 72, zgodnie z tym, co odkrył Friedman.
Ale od tego czasu astronomiczne pomiary stałej Hubble'a wykazały wyższe wartości, chociaż błąd się zmniejszył. W ostatnich publikacjach Riess posunął się naprzód, wykorzystując kamerę na podczerwień zainstalowaną w 2009 roku na Teleskopie Hubble'a, która może zarówno określić odległości do cefeid Drogi Mlecznej, jak i wyróżnić ich najodleglejszych, bardziej czerwonych krewnych spośród niebieskich gwiazd, które normalnie otaczają cefeidy. Ostatni wynik podany przez zespół Riess to 73,24.
Tymczasem misja Planck (ESA), która pokazała CMB w wysokiej rozdzielczości i ze zwiększoną dokładnością temperatury, zatrzymała się na 67,8. Zgodnie z prawami statystyki te dwie wielkości są oddzielone przerwą 3,4 sigma - nie 5 sigma, co w fizyce cząstek mówi o znaczącym wyniku, ale prawie. „Trudno to wyjaśnić błędem statystycznym” - mówi Chuck Bennett, astrofizyk z Johns Hopkins University, który kierował zespołem WMAP.
Każda strona wskazuje palcem na drugą. Georg Ephstatius, główny kosmolog z zespołu Plancka na Uniwersytecie w Cambridge, mówi, że dane Plancka są „absolutnie niewzruszone”. Nowa analiza wyników Plancka w 2013 roku skłoniła go do myślenia. Pobrał dane Riesza i opublikował własną analizę z niższą i mniej dokładną stałą Hubble'a. Uważa, że astronomowie szukali „brudnej” drabiny.
W odpowiedzi astronomowie twierdzą, że dokonują rzeczywistych pomiarów współczesnego Wszechświata, ponieważ metoda pomiaru KMPT opiera się na wielu założeniach kosmologicznych. Mówią, że jeśli się nie zbiegają, dlaczego nie zmienić kosmologii? Zamiast tego „pojawia się Georg Ephstatius i mówi: Przemyślę wszystkie twoje dane” - mówi Barry Mador z Uniwersytetu w Chicago, mąż i współpracownik Friedmana od lat 80. Co robić? Węzeł gordyjski musi zostać przecięty.
Wendy Friedman sądziła, że jej badanie z 2001 roku ujawniło stałą Hubble'a, ale kontrowersje ponownie wybuchły.
Po stronie astronomów istnieje metoda zwana soczewkowaniem grawitacyjnym. Wokół masywnej galaktyki sama grawitacja zniekształca przestrzeń, tworząc gigantyczną soczewkę, która może zniekształcać światło pochodzące z odległego źródła światła, takiego jak kwazar. Jeśli ustawienie soczewki i kwazara jest pewne, światło będzie pędzić po kilku ścieżkach w kierunku Ziemi i tworzyć wiele obrazów soczewkującej galaktyki. Jeśli masz szczęście, kwazar zmieni jasność, czyli migocze. Każdy sklonowany obraz również będzie migotał, ale nie w tym samym czasie, ponieważ promienie świetlne z każdego obrazu podążają różnymi drogami w zniekształconej przestrzeni. Opóźnienie między migotaniami wskazuje na różnicę w długościach ścieżek; dopasowując je do rozmiaru galaktyki, astronomowie mogą użyć trygonometrii do obliczenia bezwzględnej odległości do galaktyki soczewkującej. Tylko trzy galaktyki zostały dokładnie zmierzone w ten sposób, a sześć kolejnych jest obecnie badanych. Pod koniec stycznia astrofizyk Sherri Suyu z Instytutu Astrofizyki im. Maxa Plancka w Niemczech i jej koledzy opublikowali najlepsze obliczenia stałej Hubble'a. „Nasz wymiar pasuje do podejścia do odległości drabiny” - mówi Suyu.
Tymczasem kosmologowie mają w zanadrzu atuty: barionowe oscylacje akustyczne (BAO). W miarę dojrzewania wszechświata te same fale dźwiękowe, które zostały odciśnięte na KMPT, pozostawiły skupiska materii, które urosły w gromady galaktyczne. Lokalizacja galaktyk na niebie powinna zachowywać oryginalne proporcje fal dźwiękowych i, tak jak poprzednio, porównanie widocznego wzoru z jego obliczoną rzeczywistą wielkością określa odległość. Podobnie jak metoda CMB, metoda BAO pozwala na przyjęcie kosmologicznego założenia. Ale przez ostatnie kilka lat utrzymywał wartości Hubble'a na stałym poziomie z Planckiem. Czwarta iteracja Sloan Digital Sky Survey, globalnego przeglądu nieba mapującego mapę galaktyki, pomoże udoskonalić te pomiary.
Nie oznacza to, że drużyny walczące o drabinkę dystansów i CMB po prostu czekają na inne sposoby rozwiązania sporu. Aby umocnić podstawę drabiny odległości, odległość do cefeid w Drodze Mlecznej, misja Gaia Europejskiej Agencji Kosmicznej próbuje określić dokładne odległości do miliarda różnych pobliskich gwiazd, w tym cefeid. Gaia, która krąży wokół Słońca poza Ziemią, wykorzystuje najbardziej wiarygodną miarę: paralaksę, czyli pozorne przemieszczenie gwiazd względem tła nieba, gdy statek kosmiczny osiąga przeciwne punkty na swojej orbicie. Gdy pełny zbiór danych Gaia zostanie opublikowany w 2022 r., Zapewni astronomom dodatkowe podstawy dla zaufania. Riess już znalazł wskazówki na korzyść swojej wyższej stałej Hubble'a, kiedy używał wstępnych wyników Gaia.
Również kosmolodzy mają nadzieję na utrwalenie swoich pomiarów za pomocą kosmologicznego teleskopu Atacama w Chile i teleskopu na biegunie południowym, który może przetestować bardzo precyzyjne wyniki Plancka. A jeśli wyniki odmówią zbieżności, teoretycy spróbują wypełnić lukę. „Dobrze, gdy model się zawiesza. Walidacja modelu nie jest interesująca”.
Na przykład, można dodać dodatkową cząstkę do Standardowego Modelu Wszechświata. CMB oferuje oszacowanie całkowitego budżetu energetycznego wkrótce po Wielkim Wybuchu, kiedy to zostało podzielone na materię i promieniowanie o wysokiej energii. Jak wynika ze słynnego wzoru równoważności Einsteina E = mc2, energia działała jak materia, spowalniając ekspansję przestrzeni wraz z jej grawitacją. Ale materia jest skuteczniejszym hamulcem. Z biegiem czasu promieniowanie - fotony światła i inne cząsteczki światła, takie jak neutrina - ochłodziło się i straciło energię, efekt grawitacyjny osłabł.
Obecnie znane są trzy rodzaje neutrin. Gdyby istniała czwarta, jak sugerują niektórzy teoretycy, w pierwotnym budżecie energetycznym Wszechświata jest trochę więcej po stronie promieniowania, a ta część rozproszyłaby się szybciej. To z kolei oznaczałoby, że wczesny wszechświat rozszerzał się szybciej, niż przewiduje lista składników współczesnej kosmologii. W przyszłości to dodanie może pogodzić dwa różne wyniki. Ale detektory neutrin nie ujawniły jeszcze żadnych śladów neutrin typu 4, a inne pomiary Plancka ograniczyły całkowitą ilość nadmiernego promieniowania.
Inną opcją jest tak zwana ciemna energia widmowa. Prawdziwe modele kosmologiczne oznaczają stałą moc ciemnej energii. Gdyby ciemna energia stawała się silniejsza w czasie, wyjaśniałoby to, dlaczego kosmos rozszerza się dziś szybciej, niż można by pomyśleć, patrząc na wczesny Wszechświat. Jednak zmienna ciemna energia wydaje się całkowicie zbędna. Kosmolodzy i astrofizycy są skłonni wierzyć, że problemy tkwią w istniejących metodach, a nie w nowej fizyce.
Friedman uważa, że jedynym rozwiązaniem - gaszenia ognia za pomocą ognia - są nowe obserwacje wszechświata. Wraz z Madorem przygotowują się do przeprowadzenia osobnego pomiaru, skalibrowanego nie tylko dla cefeid, ale także innych typów gwiazd zmiennych i jaskrawoczerwonych olbrzymów. Najbliższe przykłady można zbadać za pomocą automatycznego teleskopu o szerokości 30 centymetrów, a odległe pomogą zbadać teleskopy kosmiczne Hubble'a i Spitzera. Kiedy już poradzi sobie z mroczną i gwałtowną Sandage, jest gotowa podjąć śmiałe wyzwanie zespołu Plancka i Riesz.
„Powiedzieli, że się myliliśmy. Cóż, zobaczmy - żartuje.
ILYA KHEL