Tähtitieteilijät parantavat maailmankaikkeuden etäisyysmittakaavaansa. Valitettavasti se ei ratkaise kosmologian kriisiä
Universumin laajenemisen mittaaminen on vaikeaa. Ensinnäkin, koska maailmankaikkeusOnlaajenee, etäisyysmittausten asteikko vaikuttaa laajenemisen mittakaavaan. Ja koska kaukaisista galakseista tuleva valo saavuttaa meidät vie aikaa, et voi mitata mitä maailmankaikkeus onOn, vaan pikemminkin mitä seoli. Sitten on haaste kosmisen etäisyyden tikkaat.
Etäisyystikkaat johtuvat siitä tosiasiasta, että vaikka meillä on monia tapoja mitata kosmista etäisyyttä, mikään niistä ei toimi millään mittakaavalla. Esimerkiksi suurimmat etäisyydet määritetään mittaamalla supernovien näennäinen kirkkaus kaukaisissa galakseissa. Se toimii loistavasti miljardeissa valovuosissa, mutta Linnunradassa ei ole tarpeeksi supernovaa lähietäisyyksien mittaamiseen. Ehkä tarkin etäisyysmittauskäyttö parallaksi, joka mittaa tähtien sijainnin näennäistä muutosta, kun maa kiertää aurinkoa. Parallaksi on yksinkertaista geometriaa, mutta sen tarkkuus on vain muutama tuhat valovuotta.
Jotkut kosmisten etäisyyksien mittaamiseen käytetyistä menetelmistä. Luotto: Tabitha Dillinger
Tämän vuoksi tähtitieteilijät mittaavat usein mittakaavaa rakentamalla menetelmää toisen päälle. Käytä parallaksia lähimmille tähdille, mukaan lukien kefeidimuuttujiksi kutsuttu muuttuva tähtityyppi. Kefeidien kirkkaus vaihtelee suhteessa niiden keskimääräiseen kirkkauteen, joten voit käyttää niitä etäisyyksien mittaamiseen jopa 100 miljoonan valovuoden verran. Supernovat esiintyvät koko ajan tällä alueella, joten voit sitten käyttää supernovamittauksia määrittääksesi etäisyydet miljardeissa valovuosissa. Nämä eivät ole ainoita menetelmiä, joita käytetään kosmisen etäisyyden tikkaissa, mutta jokaisella menetelmällä on rajallinen kantama ja rajallinen tarkkuus.
Koska kaikki tekemäsi mittaukset ovat epävarmoja, etäisyysportaisiin voi kertyä virheitä. Jos parallaksimittauksesi ovat hieman väärässä, kefeidimittauksesi ovat enemmän lähtökohdassa, ja supernovamittauksesi ovat vielä vähemmän tarkkoja. Tästä johtuen, kun mittaamme kosmista laajenemista eri menetelmillä, saamme tulokset, jotka ovat hieman eri mieltä. Tätä kutsutaan kosmiseksi jännitteeksi. Aikaisemmin tämä ei ollut suuri ongelma. Vaikka eri menetelmillä saatiin erilaisia tuloksia, mittausepävarmuus oli niin suuri, että tulokset menivät päällekkäin. Mutta kun mittauksemme tarkentuvat, ne eivät ole enää päällekkäisiä. He ovat suorastaan eri mieltä.
Uusi etäisyys tikapuumitta on erilainen kuin Planckin mitta. Luotto: Riess et al
Tämän ongelman ratkaisemiseksi tähtitieteilijöiden ryhmä keskittyi äskettäin kosmisen etäisyyden tikkaiden tarkentamiseen. He keskittyvät parallaksimittauksiin, jotka ovat maa, jolla etäisyystikkaat seisovat. Tässä tapauksessa he käyttävät Gaia-avaruusaluksen tietoja. Gaia on mitannut yli miljardin tähden parallaksin ja liikkeen, mukaan lukien kefeidien muuttuvat tähdet. Tästä eteenpäin tiimi vähensi kefeidietäisyysmenetelmän epävarmuuden vain yhteen prosenttiin. Käyttämällä tätä uutta kosmisen etäisyyden tikkaiden tulosta he saavat mittauksen Hubble-vakiolle (kosmisen laajenemisnopeuden) olevan 71,6-74,4 km/s/Mpc. Tämä on hienoa, mutta se on edelleen ristiriidassa muiden menetelmien kanssa, erityisesti Planck-satelliittimittausten kanssa kosmisen mikroaaltouunin taustasta, joka antaa arvon 67,2-68,1 km/s/Mpc.
Vaikuttaa siltä, että mitä tarkempia mittaamme, sitä pahemmaksi jännitysongelma muuttuu. Kosmisessa laajenemisessa on jotain, jota emme selvästikään ymmärrä, ja voimme vain toivoa, että enemmän ja parempi data johtaa meidät ratkaisuun.
Viite:Riess, Adam G., et ai. ' Kosmiset etäisyydet kalibroitu 1 %:n tarkkuuteen Gaia EDR3 -parallakseilla ja Hubble-avaruusteleskoopilla 75 Linnunradan kefeidin fotometria vahvistaa jännityksen LambdaCDM:llä .'arXiv preprintarXiv: 2012.08534 (2020).