Universul se extinde. Dar, în funcție de locul în care ne uităm, o face la viteze uluitor de diferite.
Problema este cunoscută sub numele de tensiune Hubble și se concentrează pe determinarea unui număr pentru rata de expansiune a universului, numit constantă Hubble. Pentru a-l găsi, oamenii de știință au analizat minusculele fluctuații ale fundalului cosmic cu microunde (CMB) – o relicvă străveche a primei lumini a universului – și au construit scări de distanță cosmică către stele aflate la distanță, pulsatorie, numite variabile cefeide.
Dar cele mai bune experimente care folosesc aceste două metode nu sunt de acord. Diferența de rezultate poate părea mică, dar a fost suficientă declanșează o criză majoră în cosmologie.
Wendy Freedmanastrofizician la Universitatea din Chicago, a petrecut patru decenii studiind constanta Hubble.
Acum, ea folosește unul dintre cele mai puternice instrumente din astronomie – Telescopul spațial James Webb (JWST) — pentru a obține cele mai precise măsurători de până acum ale constantei Hubble. Echipa ei se uită la mai multe obiecte cerești aflate la aceeași distanță de Pământ. Speranța este cu mai multe măsurători în mână, tensiunea poate fi în sfârșit rezolvată într-un fel sau altul.
Live Science a vorbit cu Freedman despre cum apare tensiunea, de ce contează și cum folosește JWST pentru a căuta un răspuns.
Legate de: După 2 ani, telescopul James Webb a rupt cosmologia. Se poate repara?
Ben Turner: Ai măsurat constanta Hubble pentru o mare parte a carierei tale științifice. Ce te-a atras să-l studiezi? Și de ce este o măsurătoare atât de importantă de știut de cosmologi?
Wendy Freedman: Constanta Hubble vă oferă o măsură a dimensiunii universului și este probabil cel mai fundamental parametru pe care îl putem măsura și care ne spune despre evoluția universului.
Ceea ce m-a atras este faptul că ai putea face măsurători în cartierul nostru local – care, desigur, astronomic vorbind, este un cartier mare – și să le folosești pentru a afla lucruri despre universul timpuriu și despre cum a crescut. Chiar m-a intrigat.
BT: Cât de important este modelul standard al cosmologiei? Care este tensiunea Hubble?
WF: Modelul standard [which explains how the universe has expanded since the Big Bang] este un model interesant în sensul că suntem alcătuiți din ceea ce este o fracțiune foarte mică din cantitatea totală de materie și energie din univers.
Și deci sunt lucruri foarte fundamentale pe care nu le înțelegem. Nu știm încă ce este materia întunecată. Nici noi nu știm ce este energia întunecată, cu excepția faptului că ea face ca universul să accelereze. Dar modelul funcționează remarcabil de bine, având în vedere că nu înțelegem structura lui fundamentală.
Constanta Hubble ne oferă oportunitatea de a afla mai multe despre univers în acest fel. Testăm modelul standard făcând măsurători la nivel local și apoi le comparăm cu ceea ce găsim în universul timpuriu, măsurând fluctuațiile de temperatură pe fundalul cosmic cu microunde.
Puteți potrivi modelul standard la acele măsurători cosmice de fundal cu microunde și este o potrivire uimitor de bună. Și pentru că modelul standard este un model predictiv, puteți continua, folosind date din radiația cosmică de fond pentru a prezice care ar trebui să fie constanta Hubble astăzi.
Dar dacă comparăm acea valoare prezisă a constantei Hubble cu ceea ce măsurăm folosind stele numite variabile Cefeide, acestea nu se potrivesc – aceasta este tensiunea Hubble.
BT: Dacă acceptăm că tensiunea Hubble este reală și nu o eroare sistematică cumva, cât de mare este o provocare pentru modelul standard al cosmologiei?
WF: În acest moment am o minte complet deschisă [on whether it’s real]. Nu știu în ce direcție va merge asta. Dar da, ar fi semnificativ. Cât de semnificativ? Probabil nu la fel de semnificativ ca modelul standard în sine. Dar dacă a condus la o înțelegere mai nouă, fundamentală, care ne îmbunătățește cunoștințele despre aceste lucruri care rămân cu adevărat mistere în acest moment, ar putea fi profundă.
BT: Deci haideți să cercetăm cum măsurăm acest lucru. Pe lângă fluctuațiile fondului cosmic cu microunde, variabilele cefeide sunt celălalt mod principal prin care astronomii găsesc o valoare pentru constanta Hubble. Ce sunt variabilele cefeide și cum le folosim pentru a măsura distanțe astronomice?
WF: Variabilele cefeide au fost cele folosite de Edwin Hubble când a descoperit expansiunea universului. Sunt stele care sunt de cinci până la 20 de ori mai masive decât propriul nostru soare și au atmosfere care de fapt pulsează – se mișcă înăuntru și în afara – în timp. Ei fac acest lucru într-un mod foarte regulat pentru perioade de câteva zile, trecând prin până la 100 de cicluri în nivelurile lor de lumină.
La începutul anilor 1900, Henrietta Leavitt a descoperit că există o corelație între cât de repede pulsau stelele Cefeide și cât de strălucitoare sunt. Asta ne oferă un mijloc de măsurare a distanței și este unul dintre cele mai precise mijloace pe care le au astronomii astăzi.
Dacă putem măsura stelele din apropiere într-un mod care să le putem determina distanța, să spunem din geometrie. Apoi putem privi variabilele cefeide din galaxii, putem compara luminozitatea lor la o anumită perioadă – folosind relația de luminozitate a perioadei – și apoi prin legea inversă a pătratului luminii [light dims from a source in proportion to the square of the distance to its viewer] obținem distanța.
BT: Și totuși, în ciuda faptului că sunt foarte precise, există o mulțime de incertitudini asociate cu măsurătorile Cefeidelor. Ce sunt ei? Și ce fac cercetătorii pentru a le ține seama în măsurătorile lor?
WF: Există complicații. Între noi și Cefeide este praf care le face mai slabe; atmosferele lor conțin cantități diferite de elemente grele care pot modifica luminozitatea [meaning they have a high metallicity]; și există doar incertitudini în măsurători.
De asemenea, atunci când mergem în galaxii mai îndepărtate, este foarte dificil să facem o măsurare a unei Cefeide singure, deoarece alte stele din galaxie contribuie cu lumină greu de separat de Cefeida în sine.
Am îmbunătățit acuratețea acestor măsurători de zeci de ani. Înainte de începutul secolului, ne-am certat despre constantele Hubble de la Cefeide fiind între 50 și 100. [kilometers per second per megaparsec] – literalmente un factor de doi incertitudini. Începând cu 2001, grupul nostru a publicat un rezultat care a dat o valoare de 72 [km/s/Mpc] cu 10% incertitudine. Această valoare a rezistat testului timpului: dacă vedem Cefeidele astăzi, obținem numere precum 72, 73 și 74.
BT: Dar când ne uităm la măsurători recente ale fondului cosmic de microunde luate de satelitul Planck, obținem o valoare de aproximativ 67. La prima vedere, aceasta pare o diferență de cel mult 7 km/s/Mpc, poate chiar mai puțin. La o privire obișnuită, nu este foarte mare, așa că de ce contează?
WF: Unde a apărut tensiunea este că, în ultimii câțiva ani, a fost posibil să se facă măsurători cu adevărat precise ale micilor diferențe de temperatură în fundalul cosmic cu microunde. Vorbim foarte puțin – ca o miime de procent.
Măsurați aceste fluctuații cu precizie și vă puteți potrivi incredibil de bine modelul standard de cosmologie la acest spectru de diferențe de temperatură. Din aceasta, puteți deduce că constanta Hubble este 67.
Acum pare să existe această discrepanță între 67 și 73. Nu pare prea mult, având în vedere că am început între 50 și 100. De fapt, Hubble a pornit de la 500 când a făcut prima dată măsurătorile. Dar, deoarece măsurătorile se îmbunătățesc în precizia lor, se pare că ar putea fi destul de semnificativă.
BT: Deci, cum cauți un răspuns?
WF: Motivul pentru care sunt încântat acum este pentru că avem ocazia cu telescopul spațial James Webb de a face măsurători ale Cefeidelor și, de asemenea, a altor tipuri de stele.
Am vorbit despre erori sistematice din praf și metalitate și așa mai departe. Fiecare metodă pe care o vom folosi va avea propriul set de incertitudini sistematice. Indiferent de câte ori facem măsurarea mai precisă – acele sistematice te vor ajuta în cele din urmă dacă nu înțelegi ce sunt.
Deci, ceea ce am făcut în trecut a fost să luăm măsurători precise ale stelelor la vârful ramului gigant roșu [which also pulsate regularly] ca o comparatie. Am obținut rezultate pentru asta în jur de 70. În incertitudinile lor, ei au fost destul de bine de acord cu Cefeidele, dar au fost de asemenea destul de bine de acord cu fundalul cosmic cu microunde.
Programul nostru actual JWST este de a măsura cefeidele, vârful stelelor ramificate gigant roșii și o a treia stea cunoscută sub numele de stea JAGB. [aging carbon stars with a near-constant brightness] în aceeași galaxie, toate la o distanță. Vom vedea cât de bine suntem de acord și asta ne va da impresia unui răspuns sistematic general.
BT: Pe scurt, de ce stelele din vârful ramurilor gigantice roșii sunt o comparație utilă cu Cefeidele?
WF: Sunt stele mai vechi sau stele de masă mai mică – nu au o dependență prea mare de metalitate. Nu înțelegem bine dependența de metalicitate a Cefeidelor, asta e încă ceva care rămâne nerezolvat.
De asemenea, cefeidele sunt tinere, așa că nu au avut timp să se difuzeze departe de regiunile în care s-au format. Se află în regiuni aglomerate cu densitate mare de suprafață, în timp ce giganții roșii sunt izolate. Deci este foarte simplu să faci o măsurătoare în ceea ce privește luminozitatea lor.
BT: Există rezultate pe care le puteți tachina? Cât de curând le vei primi?
WF: Nu încă, grupul nostru acum este orbit, așa că nu vom face o calibrare absolută în câmpul de distanță până când nu vom avea toate datele măsurate și analizate. Trebuie să măsurăm perioadele și luminozitățile Cefeidelor, să creăm o relație perioadă-luminozitate și (împreună cu stelele JAGB) să măsurăm aceste luminozități. Nu vom dezvălui până când nu se vor face toate acele analize. Ne așezăm într-o cameră și vom ști.
Deci nu știu în ceea ce privește absolutul [distance] calibrare. Dar ceea ce pot spune, despre baza noastră de date și despre motivul pentru care am propus această mare propunere de a folosi JWST, este că are o rezoluție de patru ori mai mare decât Telescopul spațial Hubble la lungimi de undă infraroșii. Aceasta înseamnă că problema aglomerației stelelor este atenuată enorm și avem un test folosind un filtru diferit pentru a căuta efectele de metalitate direct acolo unde observăm. Deci, cred că vom putea ajunge la multe dintre aceste efecte sistematice.
Unde va cădea constanta Hubble din asta, pur și simplu nu știu acum. Dar suntem foarte încântați pentru că cred că vom avea ceva foarte interesant de spus. În prima noastră galaxie vedem o mulțime de diferențe față de Hubble [Space Telescope] măsurători — acele stele erau cu adevărat aglomerate. Acum ne uităm la galaxii care nu sunt la fel de aglomerate.
După cum am spus, sunt complet deschis. Nu știu unde va cădea asta. Dar este o întrebare. Este o întrebare empirică.
Nota editorului: Acest interviu a fost editat și condensat pentru claritate.