Max Home IndustryОпределение скорости расширения Вселенной является ключом к пониманию нашей космической судьбы, но с получением более точных данных возникла загадка: оценки, основанные на измерениях в нашей локальной вселенной, не согласуются с экстраполяциями, сделанными вскоре после Большого взрыва. 13,8 миллиарда лет назад.
Новая оценка скорости локального расширения — постоянная Хаббла, или H0 (H-ноль) — усиливает это несоответствие.
Используя относительно новый и потенциально более точный метод измерения космических расстояний, который использует среднюю яркость звезд в гигантских эллиптических галактиках в качестве ступеньки лестницы расстояний, астрономы вычисляют скорость — 73,3 километра в секунду на мегапарсек, плюс-минус взять 2,5 км / сек / Мпк — это средний показатель из трех других хороших оценок, включая оценку золотого стандарта для сверхновых типа Ia. Это означает, что на каждый мегапарсек — 3,3 миллиона световых лет, или 3 миллиарда триллионов километров — от Земли, Вселенная расширяется на 73,3 ± 2,5 километра в секунду. Среднее значение для трех других методов составляет 73,5 ± 1,4 км / сек / Мпк.
Вызывает недоумение то, что оценки скорости локального расширения, основанные на измеренных флуктуациях космического микроволнового фона и, независимо, флуктуациях плотности нормальной материи в ранней Вселенной (барионные акустические колебания), дают совершенно другой ответ: 67,4 & plusmn; 0,5 км / сек / Мпк.
Астрономы по понятным причинам обеспокоены этим несоответствием, поскольку скорость расширения является критическим параметром в понимании физики и эволюции Вселенной и ключом к пониманию темной энергии, которая ускоряет скорость расширения Вселенной и, таким образом, вызывает Постоянная Хаббла будет меняться быстрее, чем ожидалось, с увеличением расстояния от Земли. Темная энергия составляет около двух третей массы и энергии Вселенной, но до сих пор остается загадкой.
Для новой оценки астрономы измерили флуктуации поверхностной яркости 63 гигантских эллиптических галактик, чтобы определить расстояние, и нанесли расстояние в зависимости от скорости для каждой, чтобы получить H0. Метод флуктуации поверхностной яркости (SBF) не зависит от других методов и может обеспечить более точные оценки расстояния, чем другие методы, в пределах примерно 100 Мпк от Земли, или 330 миллионов световых лет. 63 галактики в выборке находятся на расстояниях от 15 до 99 Мпк, что составляет всего лишь долю возраста Вселенной.
«Для измерения расстояний до галактик до 100 мегапарсек это фантастический метод», — сказал космолог Чунг-Пей Ма, профессор физических наук Джуди Чандлер Уэбб в Калифорнийском университете в Беркли и профессор астрономии и физика. «Это первая статья, в которой собран большой однородный набор данных по 63 галактикам с целью изучения H-naught с помощью метода SBF».
Ма возглавляет МАССИВНЫЙ обзор местных галактик, который предоставил данные для 43 галактик — две трети использованных в новом анализе.
Данные об этих 63 галактиках были собраны и проанализированы Джоном Блейксли, астрономом из NOIRLab Национального научного фонда. Он является первым автором статьи, принятой для публикации в The Astrophysical Journal , которую он написал в соавторстве с коллегой Джозефом Дженсеном из Университета долины Юты в Ореме. Блейксли, возглавляющий научный персонал, обслуживающий оптические и инфракрасные обсерватории NSF, является пионером в использовании SBF для измерения расстояний до галактик, а Дженсен был одним из первых, кто применил этот метод в инфракрасных длинах волн. Эти двое работали в тесном сотрудничестве с Ма над анализом.
«Вся история астрономии — это, в некотором смысле, попытка понять абсолютный масштаб Вселенной, которая затем рассказывает нам о физике», — сказал Блейксли, вспоминая путешествие Джеймса Кука на Таити в 1769 году для измерения прохождение Венеры, чтобы ученые могли вычислить истинный размер Солнечной системы. «Метод SBF более широко применим к общей популяции эволюционировавших галактик в локальной вселенной, и, конечно, если мы получим достаточно галактик с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, этот метод может дать наилучшее локальное измерение постоянной Хаббла. «
Космический телескоп Джеймса Уэбба, в 100 раз более мощный, чем космический телескоп Хаббла, планируется запустить в октябре.
Гигантские эллиптические галактики
Постоянная Хаббла была яблоком раздора на протяжении десятилетий, с тех пор, как Эдвин Хаббл впервые измерил скорость местного расширения и дал ответ, который в семь раз больше, что означает, что Вселенная на самом деле моложе своих самых старых звезд. Проблема тогда и сейчас заключалась в том, чтобы точно определить местоположение объектов в космосе, которые дают мало подсказок о том, как далеко они находятся.
Астрономы на протяжении многих лет поднимались на большие расстояния, начиная с расчета расстояния до объектов, достаточно близких, чтобы они, казалось, слегка перемещались из-за параллакса, когда Земля вращается вокруг Солнца. Переменные звезды, называемые цефеидами, уносят вас дальше, потому что их яркость связана с периодом их изменчивости, а сверхновые типа Ia — еще дальше, потому что это чрезвычайно мощные взрывы, которые на пике своей яркости сияют так же ярко, как и вся галактика. И для цефеид, и для сверхновых типа Ia можно определить абсолютную яркость по тому, как они меняются с течением времени, а затем можно рассчитать расстояние по их видимой яркости, если смотреть с Земли.
Наилучшая текущая оценка H0 получается из расстояний, определенных взрывами сверхновых типа Ia в далеких галактиках, хотя более новые методы — временные задержки, вызванные гравитационным линзированием далеких квазаров и яркостью водяных мазеров, вращающихся вокруг черных дыр — все дают около столько же.
Метод, использующий флуктуации поверхностной яркости, является одним из новейших и основан на том факте, что гигантские эллиптические галактики старые и имеют постоянное население старых звезд, в основном красных гигантов, которые можно смоделировать для получения среднего значения инфракрасного излучения. яркость по всей их поверхности. Исследователи получили инфракрасные изображения с высоким разрешением каждой галактики с помощью камеры Wide Field Camera 3 на космическом телескопе Хаббла и определили, насколько каждый пиксель изображения отличается от «среднего» — чем плавнее колебания по всему изображению, тем дальше Галактика, после внесения поправок на такие дефекты, как яркие области звездообразования, которые авторы исключают из анализа.
Ни Блейксли, ни Ма не удивились тому, что скорость расширения оказалась близкой к другим местным измерениям. Но в равной степени их сбивает с толку вопиющий конфликт с оценками ранней Вселенной — конфликт, который, по мнению многих астрономов, означает, что наши текущие космологические теории ошибочны или, по крайней мере, неполны.
Экстраполяции из ранней Вселенной основаны на простейшей космологической теории, называемой лямбда-холодной темной материей, или? CDM, которая использует всего несколько параметров для описания эволюции Вселенной. Вносит ли новая оценка ставку в самое сердце? CDM?
«Я думаю, это немного увеличивает нашу долю», — сказал Блейксли. «Но он (? CDM) все еще жив. Некоторые люди думают, что относительно всех этих локальных измерений (что) наблюдатели ошибаются. Но становится все труднее и труднее утверждать это — для этого потребуются систематические ошибки. в том же направлении для нескольких разных методов: сверхновые, SBF, гравитационное линзирование, водные мазеры. Так что, когда мы получим больше независимых измерений, эта ставка будет немного глубже «.
Ма задается вопросом, не слишком ли оптимистичны неопределенности, которые астрономы приписывают своим измерениям, которые отражают как систематические, так и статистические ошибки, и что, возможно, эти два диапазона оценок еще можно согласовать.
«Жюри отсутствует», — сказала она. «Я думаю, что дело в планках погрешностей. Но если предположить, что ни одна из планок погрешностей не недооценена, напряжение становится неудобным».
На самом деле, один из гигантов в этой области, астроном Венди Фридман, недавно опубликовал исследование, в котором постоянная Хаббла зафиксирована на уровне 69,8 ± 1,9 км / сек / Мпк, что еще больше взбудоражило воду. Последний результат Адама Рисса, астронома, лауреата Нобелевской премии по физике 2011 года за открытие темной энергии, показал 73,2 ± 1,3 км / сек / Мпк. Рисс был научным сотрудником Миллера в Калифорнийском университете в Беркли, когда он проводил это исследование, и он разделил премию с Калифорнийским университетом в Беркли и физиком лаборатории Беркли Солом Перлмуттером.
МАССИВНЫЕ галактики
Новое значение H0 является побочным продуктом двух других обзоров близлежащих галактик — в частности, обзора Ma MASSIVE, в котором используются космические и наземные телескопы для исчерпывающего изучения 100 самых массивных галактик в пределах примерно 100 Мпк от Земли. Основная цель — взвесить сверхмассивные черные дыры в центре каждой из них.
Для этого необходимы точные расстояния, и метод SBF является лучшим на сегодняшний день, — сказала она. Исследовательская группа MASSIVE использовала этот метод в прошлом году для определения расстояния до гигантской эллиптической галактики NGC 1453 в южном созвездии Эридана. Объединив это расстояние в 166 миллионов световых лет с обширными спектроскопическими данными телескопов Близнецов и Макдональда, которые позволили аспирантам Ма Крису Липольду и Мэтью Кенневиллю измерить скорости звезд вблизи центра галактики, они пришли к выводу, что NGC В центре 1453 года находится черная дыра, масса которой почти в 3 миллиарда раз больше массы Солнца.
Чтобы определить H0, Блейксли рассчитал расстояния SBF до 43 галактик в обзоре MASSIVE, исходя из 45–90 минут времени наблюдения HST для каждой галактики. Остальные 20 были получены из другого обзора, в котором HST использовался для изображения больших галактик, в частности тех, в которых были обнаружены сверхновые типа Ia.
Возраст большинства из 63 галактик составляет от 8 до 12 миллиардов лет, что означает, что они содержат большое количество старых красных звезд, которые являются ключевыми для метода SBF и могут также использоваться для повышения точности расчета расстояний. В своей работе Блейксли использовал как переменные звезды-цефеиды, так и технику, в которой используются самые яркие красные звезды-гиганты в галактике — так называемая вершина ветви красных гигантов или метод TRGB — для перехода к галактикам на больших расстояниях. Они дали стабильные результаты. Метод TRGB учитывает тот факт, что самые яркие красные гиганты в галактиках имеют примерно одинаковую абсолютную яркость.
«Цель состоит в том, чтобы сделать этот метод SBF полностью независимым от метода сверхновых типа Ia, откалиброванного по цефеидам, с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, чтобы получить калибровку ветви красного гиганта для SBF», — сказал он.
«Телескоп Джеймса Уэбба может действительно снизить планку ошибок для SBF», — добавил Ма. Но пока двум противоречащим друг другу мерам постоянной Хаббла придется научиться жить друг с другом.
«Я не собиралась измерять H0; это был отличный продукт нашего исследования», — сказала она. «Но я космолог и с большим интересом наблюдаю за этим».
Соавторами статьи с Блейксли, Ма и Дженсеном являются Дженни Грин из Принстонского университета, возглавляющая МАССИВНУЮ команду, и Питер Милн из Аризонского университета в Тусоне, возглавляющий группу, изучающую сверхновые типа Ia. . Работа поддержана Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства (HST-GO-14219, HST-GO-14654, HST GO-15265) и Национальным научным фондом (AST-1815417, AST-1817100).