Ketegangan Hubble menjadi krisis Hubble

Selama dekade terakhir, dua cara yang sangat berbeda untuk menghitung laju di mana alam semesta berkembang telah berselisih, sebuah ketidaksepakatan yang dijuluki Ketegangan Hubble, setelah astronom abad ke-20 Edwin Hubble. Para ahli berspekulasi bahwa perselisihan ini mungkin bersifat sementara, yang berasal dari kekurangan halus dalam pengamatan atau analisis yang pada akhirnya akan diperbaiki daripada dari beberapa pemahaman yang cacat tentang fisika kosmos. Namun, sekarang, sebuah studi baru yang bergantung pada ukuran independen dari sifat -sifat galaksi telah memperkuat kasus untuk ketegangan. Sangat mungkin, di sini untuk tetap tinggal.

Bagi beberapa peneliti, kata “ketegangan” gagal menyampaikan keparahan masalah yang meningkat.

“Kami sudah berada di tingkat ‘ketegangan Hubble’ ini untuk waktu yang lama. Pada titik tertentu yang perlu dikatakan masyarakat, ‘Ini lebih serius,’” kata fisikawan Dan Scolnic dari Duke University, yang tidak terkait dengan studi baru. “Dan langkah dari ‘ketegangan’ adalah ‘krisis.'”

Tentang mendukung jurnalisme sains

Jika Anda menikmati artikel ini, pertimbangkan untuk mendukung jurnalisme pemenang penghargaan kami berlangganan. Dengan membeli langganan, Anda membantu memastikan masa depan cerita -cerita yang berdampak tentang penemuan dan ide -ide yang membentuk dunia kita saat ini.

Memperburuk kesengsaraan ini adalah hasil terbaru berdasarkan pengamatan struktur skala besar alam semesta: energi gelap, yang dianggap menyebabkan perluasan alam semesta untuk mempercepat, mungkin berubah seiring waktu. Ini hanya berfungsi untuk memperburuk ketegangan hubble – atau krisis hubble, jika Anda mau.

Akar tegangan terletak pada dua nilai berbeda yang dihitung untuk konstanta hubble, atau h₀– Tingkat ekspansi alam semesta saat ini. Salah satunya berasal dari pengukuran latar belakang microwave kosmik (CMB), radiasi sisa dari saat alam semesta berusia sekitar 380.000 tahun.

Satelit Planck Badan Antariksa Eropa memetakan CMB dari 2009 hingga 2013, dan para ahli kosmologi menggunakan peta itu untuk memaku model standar kosmologi, juga disebut LCDM. ; Tim Planck kemudian menggunakan fitur dalam CMB untuk menghitung tingkat ekspansi alam semesta awal; mengekstrapolasi itu untuk saat ini menggunakan LCDM, para peneliti tiba di H₀ sekitar 67,5 kilometer per detik per megaparsec. (Satu megaparsec setara dengan sekitar 3,26 juta tahun cahaya.)

Bulan lalu kolaborasi Atacama Cosmology Telescope (ACT), yang menciptakan peta CMB yang lebih tepat menggunakan teleskop radio berbasis darat di Chili Andes, merilis temuan terbarunya. Dengan menggabungkan pengukuran CMB dengan pengelompokan galaksi yang diamati dan pengukuran usia bintang dan aspek lain dari alam semesta, tim mendapat nilai sekitar 68,22 km/s/mpc untuk h untuk h₀. Meskipun sedikit lebih tinggi dari perkiraan Planck, itu “sangat konsisten dengan itu,” kata astrofisika dan anggota tim ACT David Spergel dari Princeton University dan The Simons Foundation.

Yang lain, cara yang lebih langsung untuk menghitung h₀ melibatkan penggunaan yang disebut tangga jarak kosmik untuk melakukan pengukuran di lingkungan lokal kami daripada di batas luar alam semesta yang dapat diamati.

Mendaki tangga adalah proses yang melelahkan yang sesuai dengan namanya. Para astronom melangkah ke anak tangga pertama menggunakan pengukuran geometris jarak ke bintang -bintang terdekat yang disebut variabel Cepheid. Bintang -bintang ini adalah “lilin standar” yang bervariasi dalam kecerahan dengan periodisitas yang berkorelasi dengan luminositas absolutnya. Pengukuran jarak dan periodisitas digunakan untuk mengkalibrasi karakteristik intrinsik cepheids.

Anak tangga berikutnya dari tangga melibatkan menemukan cepheid yang jauh dan membandingkannya hakiki luminositas (diperoleh dengan menggunakan periodisitas mereka) untuk mereka diamati Luminositas untuk memperkirakan jarak ke galaksi tuan rumah mereka. Para astronom kemudian menentukan kecepatan di mana galaksi -galaksi ini surut dengan melihat seberapa banyak ekspansi alam semesta telah membentang – atau “merah muda” – cahaya mereka menuju bagian merah dari spektrum elektromagnetik. Mengukur jarak dan kecepatan untuk sampel galaksi yang signifikan secara statistik dan Anda telah mencapai nilai yang diamati dari H₀.

Tapi Cepheids hanya bisa membawamu sejauh ini.

Jadi para astronom juga mencari bintang -bintang yang sangat cerah yang disebut supernova tipe IA di galaksi yang mengandung cepheids. Supernova semacam itu juga berfungsi sebagai lilin standar yang luminositas absolutnya berkorelasi dengan kecerahan mereka yang berlalu dan bervariasi; Cepheids, yang jaraknya dapat dihitung, digunakan untuk mengkalibrasi luminositas absolut dari supernova. Para astronom kemudian menemukan supernova tipe IA di galaksi yang jauh lainnya untuk memperkirakan jarak mereka. Supernova, h₀untuk Persamaan Proyek State of Dark Energy (SH0ES), yang dipimpin oleh Peraih Nobel Adam Riess of Johns Hopkins University, telah menggunakan teknik seperti itu untuk menghasilkan H dengan H₀ Nilai sekitar 73,5 km/s/mpc.

Menggunakan supernova sebagai lilin standar hadir dengan kesulitan yang melekat, kata astronom Brent Tully dari University of Hawaii. Untuk satu, beberapa teleskop berbasis darat dapat digunakan untuk mengamati supernova yang sama, yang memperkenalkan unsur ketidakpastian instrumental. Juga, “Kami masih tidak tahu bagaimana supernova meledak,” katanya. “Mungkin ada variasi (relevan dengan) penggunaannya sebagai lilin standar – dan orang -orang menyadari hal ini.”

Jadi, untuk mencapai galaksi yang lebih jauh, Tully dan rekan-rekannya memilih untuk skala tangga jarak kosmik yang berbeda yang menghindari supernova. Ini melibatkan memulai dengan lilin standar lainnya: ujung bintang raksasa merah (TRGB). Bintang -bintang seperti itu, dengan massa mulai dari sebagian besar matahari kita hingga beberapa kali, berada di akhir hidup mereka dan telah tumbuh kemerahan dan bengkak – dengan demikian nama “raksasa merah”. Lebih khusus lagi, mereka telah membakar hampir semua hidrogen mereka, meninggalkan inti helium. Ketika inti melintasi ambang massa yang tepat, helium menyala, memberikan bintang -bintang seperti itu luminositas intrinsik yang sama. Untuk secara akurat mengkalibrasi kecerahan absolut dari bintang -bintang tersebut, para astronom membutuhkan perkiraan jarak yang akurat kepada mereka tanpa menggunakan Cepheids. Di situlah galaksi bernama NGC 4258 menjadi penting.

NGC 4258 menyelenggarakan awan kaya air yang disebut megamaser. (Maser adalah microwave yang setara dengan laser; “mega” mengacu pada emisi microwave yang koheren dan koheren, yang membuat mereka tampak terang bahkan di seluruh jarak kosmik yang sangat besar.) Tim -tim lain telah mengukur kumpulan awan -laba ini. menggunakan jarak ini dan pengamatan yang dilakukan oleh James Webb Space Telescope (JWST) untuk mengkalibrasi kecerahan absolut bintang TRGB di NGC 4258. Berbekal informasi ini, mereka kemudian menggunakan JWST untuk mengamati dan menghitung jarak ke 14 galaksi lain yang menjadi tuan rumah bintang TRGB.

Galaksi -galaksi ini, bagaimanapun, masih relatif di dekatnya, dan kecepatannya didominasi bukan oleh ekspansi alam semesta tetapi oleh dorongan dan tarikan galaksi lain di kelompok tuan rumah mereka. “Untuk mengukur konstanta Hubble, kita harus mengukur jarak ke galaksi yang berjarak beberapa tahun 100 juta tahun cahaya, cukup jauh sehingga pengaruh interaksi gravitasi antara galaksi yang berbeda tidak menghalangi pengukuran kami,” kata anggota tim Gagandeep Anand dari Space Telescope Science Institute.

Ini berarti pendakian masih anak tangga dari tangga jarak baru yang bebas supernova ini. Tim menggunakan jarak TRGB yang sebelumnya diturunkan untuk membedakan properti galaksi penuaan yang penuh dengan bintang -bintang TRGB yang dikenal sebagai fluktuasi kecerahan permukaan (SBF). Karena SBF adalah properti statistik yang bergantung pada pengukuran ansambel bintang daripada individu (yang jauh lebih sulit dibedakan dari jauh), itu sangat cocok untuk tatapan yang lebih dalam ke dalam kosmos. Tindakan penahan SBF ke teknik TRGB memungkinkan Tully dan rekan -rekannya untuk mengekstraksi jarak untuk galaksi dari pengamatan SBF yang sebelumnya dibuat oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble, ke jarak sekitar 100 megaparsec. Akhirnya, menggunakan jarak itu untuk menghitung h₀mereka mendapat nilai sekitar 73,8 km/s/mpc. Para peneliti memposting hasil mereka ke server preprint arxiv.org pada bulan Februari.

“Cukup jelas ada ketegangan yang sangat kuat” antara perkiraan lokal H₀ dan perkiraan rute CMB-dan-LCDM, kata Riess.

LCDM mengasumsikan bahwa energi gelap bermanifestasi dalam bentuk apa yang disebut konstanta kosmologis, semacam tandingan yang menjijikkan untuk gravitasi yang tidak akan berubah dari waktu ke waktu. Dan hasil berbasis CMB tim ACT menunjukkan bahwa LCDM berada di pijakan yang sangat kuat. “Menggunakan data ACT, kami telah menguji banyak model yang telah diusulkan yang dapat membuat hubble konstan lebih besar dengan mengubah fisika,” kata Spergel. “Kami membatasi semuanya dan tidak menemukan bukti untuk fisika baru atau konstanta hubble yang lebih tinggi.”

Ini kontras dengan hasil terbaru dari tim instrumen spektroskopi energi gelap (DESI), yang mengumpulkan data tentang gerakan sekitar 15 juta galaksi dan menggabungkan ini dengan data lain untuk merekonstruksi sejarah ekspansi alam semesta. Hasil desi menunjukkan bahwa energi gelap memiliki kepadatan yang berkembang seiring waktu, yang mungkin menjadi bukti untuk fisika baru yang penting di luar batas LCDM. Juga, analisis desi menunjukkan bahwa memungkinkan energi gelap bervariasi dari waktu ke waktu – seperti yang diperlukan untuk menjelaskan data tim – mengakhiri meningkat ketegangan hubble daripada meredakannya. Ini berarti fisikawan harus kembali ke papan gambar, kata Riess. “Dengan hasil desi, saya membayangkan banyak orang akan mencari ide yang dapat menjelaskan evolusi akhir waktu dalam energi gelap dan ketegangan hubble,” katanya.

Scolnic berpikir bahwa hasil yang aneh ini – pertama -tama ketegangan hubble yang diperbarui, bahkan, Krisis dan sekarang kekhawatiran tentang sifat asli Dark Energy – adalah petunjuk yang kuat bahwa ada sesuatu yang hilang dari model terbaik kita di kosmos. “Ketika ada satu hal, Anda bisa mengesampingkannya sebagai orang yang melakukan kesalahan,” katanya. “Ketika ada hal kedua, Anda seperti, ‘Oke, mungkin sesuatu yang aneh adalah terjadi. ‘”