Jak my się tu znaleźliśmy? Gdzie idziemy? I jak długo to potrwa? Te pytania są tak stare jak sama ludzkość, a jeśli zostały już zadane przez inne gatunki w innym miejscu we wszechświecie, potencjalnie znacznie starsze.

Są to również niektóre z fundamentalnych pytań, na które próbujemy odpowiedzieć w badaniu wszechświata, zwanym kosmologią. Jedną z kosmologicznych zagadek jest szybkość rozszerzania się wszechświata, którą mierzy się liczbą zwaną stałą Hubble’a. A wokół tego jest spore napięcie.

W dwóch nowych artykułach, prowadzonych przez mojego kolegę Patricka Kelly’ego z University of Minnesota, z powodzeniem wykorzystaliśmy nową technikę – obejmującą światło z eksplodującej gwiazdy, która dotarła na Ziemię wieloma krętymi drogami przez rozszerzający się Wszechświat – do pomiaru stałej Hubble’a. Prace są publikowane w Nauka I Dziennik astrofizyczny.

A jeśli nasze wyniki nie do końca rozwiążą napięcie, dają nam kolejną wskazówkę – i więcej pytań do zadania.

Standardowe świece i rozszerzający się wszechświat

Od lat dwudziestych XX wieku wiemy, że wszechświat się rozszerza.

Około 1908 roku amerykańska astronom Henrietta Leavitt znalazła sposób na zmierzenie wewnętrznej jasności rodzaju gwiazdy zwanej zmienną cefeidy — nie tego, jak jasne wydają się z Ziemi, co zależy od odległości i innych czynników, ale jak jasne są w rzeczywistości. Cefeidy stają się jaśniejsze i ciemniejsze w regularnym cyklu, a Leavitt wykazał, że wewnętrzna jasność była związana z długością tego cyklu.

Prawo Leavitta, jak się je obecnie nazywa, pozwala naukowcom używać cefeid jako „świec standardowych”: obiektów, których wewnętrzna jasność jest znana, a zatem których odległość można obliczyć.

Jak to działa? Wyobraź sobie, że jest noc i stoisz na długiej, ciemnej ulicy, wzdłuż której biegnie tylko kilka słupów oświetleniowych. Teraz wyobraź sobie, że każdy słup oświetleniowy ma ten sam typ żarówki o tej samej mocy. Zauważysz, że odległe wydają się słabsze niż te znajdujące się w pobliżu.

Wiemy, że światło zanika proporcjonalnie do odległości, zgodnie z prawem odwrotnych kwadratów dla światła. Teraz, jeśli możesz zmierzyć, jak jasne wydaje ci się każde światło, i jeśli już wiesz, jak jasne powinno być, możesz dowiedzieć się, jak daleko znajduje się każdy słup światła.

W 1929 roku inny amerykański astronom, Edwin Hubble, był w stanie znaleźć wiele takich cefeid w innych galaktykach i zmierzyć ich odległość — i na podstawie tych odległości i innych pomiarów mógł stwierdzić, że wszechświat się rozszerza.

Różne metody dają różne wyniki

Ta standardowa metoda świecy jest potężna i pozwala nam mierzyć rozległy wszechświat. Zawsze szukamy różnych świec, które można lepiej zmierzyć i zobaczyć z dużo większej odległości.

Niektóre niedawne próby zmierzenia Wszechświata dalej od Ziemi, takie jak projekt SH0ES, którego byłem częścią, kierowany przez laureata Nagrody Nobla Adama Riessa, wykorzystywały cefeidy wraz z rodzajem eksplodującej gwiazdy zwanej supernową typu Ia, która może być również wykorzystana jako standardowa świeca.

Istnieją również inne metody pomiaru stałej Hubble’a, takie jak ta, która wykorzystuje kosmiczne mikrofalowe tło – reliktowe światło lub promieniowanie, które zaczęło podróżować po wszechświecie wkrótce po Wielkim Wybuchu.

Problem polega na tym, że te dwa pomiary, jeden w pobliżu przy użyciu supernowych i cefeid, a drugi znacznie dalej przy użyciu mikrofalowego tła, różnią się o prawie 10%. Astronomowie nazywają tę różnicę napięciem Hubble’a i szukają nowych technik pomiarowych, aby ją rozwiązać.

Nowa metoda: soczewkowanie grawitacyjne

W naszej nowej pracy z powodzeniem wykorzystaliśmy nową technikę do pomiaru tempa rozszerzania się Wszechświata. Praca oparta jest na supernowej o nazwie Supernova Refsdal.

W 2014 roku nasz zespół zauważył wiele zdjęć tej samej supernowej – po raz pierwszy zaobserwowano supernową z taką soczewką. Zamiast Kosmicznego Teleskopu Hubble’a zaobserwować jedną supernową, my zobaczyliśmy pięć!

Jak to się stało? Światło z supernowej rozchodziło się we wszystkich kierunkach, ale podróżowało w przestrzeni kosmicznej wypaczonej przez ogromne pola grawitacyjne ogromnej gromady galaktyk, które zakrzywiły część ścieżki światła w taki sposób, że ostatecznie dotarło do Ziemi wieloma drogami . Każde pojawienie się supernowej docierało do nas inną drogą przez wszechświat.

Wyobraź sobie trzy pociągi odjeżdżające z tej samej stacji w tym samym czasie. Jednak jeden jedzie bezpośrednio do następnej stacji, drugi odbywa szeroką podróż przez góry, a inny przez wybrzeże. Wszyscy wyjeżdżają i przyjeżdżają na te same stacje, ale odbywają różne podróże, więc kiedy wyjeżdżają w tym samym czasie, przybywają o różnych porach.

Tak więc nasze zdjęcia zrobione soczewkami pokazują tę samą supernową, która eksplodowała w określonym momencie, ale każdy obraz przebył inną drogę. Przyglądając się przybyciu na Ziemię każdego pojawienia się supernowej — z których jedno miało miejsce w 2015 r., po tym, jak zauważono już eksplodującą gwiazdę — byliśmy w stanie zmierzyć czas ich podróży, a tym samym, jak bardzo wszechświat urósł, podczas gdy obraz był w tranzycie.

Czy już dotarliśmy?

To dało nam inny, ale unikalny pomiar wzrostu wszechświata. W artykułach stwierdzamy, że ten pomiar jest bliższy pomiarowi kosmicznego mikrofalowego tła, niż pomiarowi pobliskiej cefeidy i supernowej. Jednak biorąc pod uwagę jego położenie, powinien znajdować się bliżej pomiaru cefeidy i supernowej.

Chociaż to wcale nie rozstrzyga debaty, daje nam kolejną wskazówkę, na którą warto zwrócić uwagę. Może być problem z wartością supernowej lub naszym zrozumieniem gromad galaktyk i modelami, które można zastosować do soczewkowania, lub czymś zupełnie innym.

Jak dzieci na tylnym siedzeniu samochodu na wycieczce pytające „czy już tam jesteśmy”, wciąż nie wiemy.