See oli 1990ndate alguses. Californias Pasadenas asuv Carnegie observatoorium on jõuluvaheajaks tühi. Ainuüksi raamatukogus töötanud Wendy Friedman tegeles tohutu ja keeruka probleemiga: universumi laienemise kiirusega. Carnegie oli niisuguseks tööks viljakas pinnas. Just siin, 1929. aastal, nägi Edwin Hubble esmakordselt Linnuteest eemale lendavaid kaugeid galaktikaid, põrgates laieneva kosmose välisvoogu. Selle voolu kiirust hakati nimetama Hubble'i konstandiks.
Friedmani vaikne töö katkes peagi, kui kolleegid astronoom Allan Sandage, Hubble'i teaduslik järeltulija, tormasid raamatukokku ning valitsesid ja täiustasid Hubble'i konstanti aastakümneteks, kaitstes järjekindlalt aeglast laienemise tempot. Friedman oli üks viimaseid, kes propageeris kõrgemaid määrasid, ja Sandage nägi tema ketserlikku uurimist.
"Ta oli nii vihane," meenutab nüüd Illinoisi osariigis Chicago ülikoolis tegutsev Friedman, "et sel hetkel sain aru, et oleme kogu hoones üksi. Astusin sammu tagasi ja mõtlesin, et me ei tööta loodusteaduste kõige sõbralikumas keskkonnas."
See vastasseis on vaibunud, kuid mitte täielikult. Sandage suri 2010. aastal ja selleks ajaks oli enamik astronoome lähenenud kitsa riba Hubble'i konstandile. Värskeimad andmed, mida Sandage ise oleks soovinud, viitavad aga sellele, et Hubble'i konstant on juhtnumbrist 8% madalam. Ligi sajandi on astronoomid selle välja arvutanud, mõõtes hoolikalt kaugusi universumi lähimas osas ja liikudes edasi ja kaugemale. Kuid viimasel ajal on astrofüüsikud mõõtnud kosmilise mikrolaine fooni (CMB) kaartide põhjal konstantset väljastpoolt, Suure Paugu laigulist järeltulekut, mis on muutunud nähtava universumi taustaks. Tehes oletusi selle kohta, kuidas energia ja aine tõukejõud universumis on muutnud kosmilise paisumise kiirust pärast kosmilise mikrolaine fooni moodustumist,astrofüüsikud saavad võtta oma graafikud ja kohandada Hubble'i konstanti vastavalt praegusele kohalikule universumile. Numbrid peavad ühtima. Kuid need ei sobi.
Võib-olla on ühes lähenemisviisides midagi valesti. Mõlemad pooled otsivad oma ja teiste meetodites vigu ning sellised vanemtegelased nagu Friedman kiirustavad esitama oma ettepanekuid. "Me ei tea, kuhu see viib," ütleb Friedman.
Kuid kui kokkuleppele ei jõuta, muutub see tänapäevase kosmoloogia tugevuse lõheks. See võib tähendada, et olemasolevatest teooriatest puudub komponent, mis oleks sekkunud oleviku ja iidse mineviku vahele, kootud CMB ja praeguse Hubble'i konstandi vahelisse interaktsiooni ahelasse. Kui jah, siis ajalugu kordub. 1990ndatel juhtis Adam Riess, kes on praegu Marylandi osariigis Baltimore'is asuva Johns Hopkinsi ülikooli astrofüüsik, ühte meeskonda, kes avastas tumeda energia - tõrjuva jõu, mis kiirendab universumi laienemist. See on üks teguritest, mida KMA arvutused peavad arvestama.
Nüüd otsib Rieszi meeskond Hubble'i konstanti läheduses asuvas ruumis ja mujal. Selle eesmärk pole mitte ainult arvu selgitada, vaid ka teada saada, kas see aja jooksul muutub nii, et isegi tume energia ei suuda seda selgitada. Siiani on tal vähe aru saada, mis puuduv faktor võiks olla. Ja teda huvitab toimuv väga.
Reklaamvideo:
1927. aastal läks Hubble Linnutee taha, relvastatuna tol ajal maailma suurima teleskoobiga, 2,5-meetrise Hookeri teleskoobiga, mis asus Wilsoni mäel Pasadena kohal. Ta pildistas mingeid spiraalseid kohti, mida me nüüd galaktikatena tunneme, ja mõõtis nende valguse punetust, kui Doppler liigub pikkade valguse lainete poole. Võrreldes galaktikate punast nihet nende heledusega, jõudis Hubble uudishimulikele järeldustele: mida hõredam ja arvatavasti kaugemal asuv galaktika oli, seda kiiremini ta taandus. Järelikult universum laieneb. See tähendab, et Universumil on piiratud vanus, mis algas Suurest Paugust.
Kosmiline vastuolu
Arutelu Hubble'i konstandi ja universumi laienemise kiiruse üle hakkas mängima uue jõuga. Astronoomid saabusid kindlal kuupäeval klassikaliste vahemaade redelite või kohaliku universumi astronoomiliste vaatluste abil. Kuid need väärtused on vastuolus kosmoloogiliste hinnangutega, mis on tehtud varase universumi kaartidelt ja seotud tänapäevaga. Sellest vaidlusest järeldub, et universumi kasv võib puudujäävat koostisosa toita.
Paisumiskiiruse ja vastava konstandi määramiseks vajas Hubble tegelikke vahemaid galaktikateni, mitte ainult suhtelisi vahemaid nende nähtava heleduse põhjal. Seetõttu alustas ta kauge trepi ehitamise vaevarikast protsessi - Linnuteest naabergalaktikatesse ja kaugemale, kosmose laieneva piirini. Redeli iga astme peab kalibreerima "standardküünaldega": objektid, mis liiguvad, pulseerivad, vilguvad või pöörlevad nii, et saate täpselt öelda, kui kaugel nad asuvad.
Esimene etapp tundus piisavalt usaldusväärne: muutuvad tähed, mida nimetatakse kefidideks, mis suurendavad ja vähendavad heledust mitme päeva või nädala jooksul. Selle tsükli pikkus näitab tähe sisemist heledust. Võrreldes tsefeidi täheldatud heledust selle vibratsioonidest tuleneva heledusega, suutis Hubble arvutada kauguse sellest. Mount Wilsoni teleskoop suutis lähedalasuvates galaktikates välja tuua mitu tsefeidi. Kaugete galaktikate jaoks eeldas ta, et neis säravatel tähtedel oleks sama sisemine heledus. Isegi kõige kaugemates galaktikates leidub Hubble'i sõnul ühtlase heledusega standardküünlaid.
Ilmselt polnud need eeldused kõige paremad. Esimene Hubble'i avaldatud konstant oli 500 kilomeetrit sekundis megaparseci kohta - see tähendab, et iga 3,25 miljoni valgusaasta kohta, mille jooksul ta kosmosesse piilus, surus laienev universum galaktikaid 500 kilomeetrit sekundis kiiremini. See arv oli vale ja tähendas, et universum oli vaid 2 miljardit aastat vana, see tähendab peaaegu seitse korda vähem, kui tänapäeval arvatakse. Kuid see oli alles algus.
1949. aastal viidi ehitus lõpule 5,1-meetrise teleskoobiga Palomaris Lõuna-Californias just Hubble'i infarkti ajal. Ta andis vahevöö üle Sandage'ile, trumpvaatlejale, kes veetis järgnevatel aastakümnetel öösel sessioonide ajal fotoplaatide väljatöötamise, hiiglasliku teleskoobi aparaadiga töötamise, külma eest varjatud ja vajasid pause.
Palomari kõrgema eraldusvõime ja suure valgust koristava jõu abil suutis Sandage kaugematest galaktikatest tsefeiidid välja püüda. Samuti mõistis ta, et Hubble'i säravad tähed olid sisuliselt terved täheparved. Need olid oma olemuselt heledamad ja seetõttu palju kaugemal kui Hubble arvas, mis muuhulgas tähendas Hubble'i konstanti palju madalamat. 1980ndatel asus Sandage 50-le, mida ta raevukalt kaitses. Tema üks kuulsamaid vastaseid, prantsuse astronoom Gerard de Vaucouleurs, soovitas väärtuseks 50. Kosmoloogia üks olulisemaid parameetreid kahekordistus sõna otseses mõttes.
1990. aastate lõpus seadis Friedman pärast Sandage'i verbaalse väärkohtlemise üleelamist endale ülesande lahendada see mõistatus uue tööriista abil, mis oleks justkui tahtlikult loodud tema töö jaoks: Hubble'i kosmoseteleskoop. Tema selge vaade atmosfäärile võimaldas Friedmani meeskonnal tuvastada üksikuid tsefeide 10 korda kaugemal kui Sandage tegi seda Palomariga. Mõnikord leidus neis galaktikates nii tsefeeide kui ka heledamaid majakaid - Ia tüüpi supernoovasid. Need plahvatavad valged kääbustähed on kosmosest nähtavad ja purskavad püsiva ja maksimaalse heleduse korral. Kefeiididele kalibreeritud supernoovasid saab kasutada kosmose kõige kaugemate ulatuste uurimiseks. 2001. aastal ahendas Friedmani meeskond Hubble'i konstandi väärtusele 72 pluss või miinus 8, lõpetades Sandage-de Vaucouleursi vaenu. "Olin kurnatud," ütleb ta. "Ma mõtlesin,Ärge kunagi minge tagasi Hubble'i konstandi juurde tööle."
Edwin Hubble
Kuid siis ilmus füüsik, kes leidis iseseisva viisi Hubble'i konstandi arvutamiseks kõige kaugema ja punaselt nihutatud - mikrolaine tausta abil. 2003. aastal avaldas WMAP-sond oma esimese kaardi, mis näitas temperatuuri kõikumiste spektrit CMB-s. See kaart ei pakkunud mitte standardset küünalt, vaid standardset kriteeriumi: ürgses supis levinud kuumade ja külmade laikude muster, mille tekitasid kogu vastsündinud universumis raputatud helilained.
Tehes mitu eeldust selle puljongi koostisosade kohta - tuttavate osakeste, aatomite ja footonite, mõnede nähtamatute täiendavate ainete, näiteks tumeaine ja tumeda energia kujul - suutis WMAP-i meeskond arvutada nende ürgsete helilainete füüsilise suuruse. Seda saab võrrelda CMB-punktides salvestatud helilainete näiva suurusega. See võrdlus andis kauguse mikrolaine taustast ja Universumi paisumiskiiruse väärtuse sellel alghetkel. Tehes oletusi selle kohta, kuidas tavalised osakesed, tume energia ja tume aine on laienemist sellest ajast alates muutnud, suutis WMAP-i meeskond viia konstandi vastavusse tema praeguse pöörlemiskiirusega. Nad arvutasid algselt väärtuse 72 vastavalt Friedmani leitud väärtusele.
Kuid sellest ajast alates on Hubble'i konstandi astronoomilised mõõtmised näidanud kõrgemaid väärtusi, ehkki viga on vähenenud. Viimastes väljaannetes on Riess astunud sammu edasi Hubble'i teleskoobi juurde 2009. aastal paigaldatud infrapunakaamera abil, mis suudab nii kindlaks määrata kaugused Linnutee kefeidideni kui ka esile tõsta nende kaugeimad, punasemad nõod sinisemast tähest, mis tavaliselt ümbritseb kefeide. Viimane Riessi meeskonna antud tulemus oli 73.24.
Vahepeal peatus Plancki missioon (ESA), mis näitas CMB-d kõrge eraldusvõimega ja suurenenud temperatuuri täpsusega, 67,8 juures. Statistiliste seaduste kohaselt eraldab neid kahte suurust vahe 3,4 sigmat - mitte 5 sigmat, mis osakeste füüsikas räägib olulisest tulemusest, kuid peaaegu. "Statistilise veaga on seda raske seletada," ütleb WMAP-i meeskonda juhtinud Johns Hopkinsi ülikooli astrofüüsik Chuck Bennett.
Mõlemad küljed osutavad sõrmega teisele. Cambridge'i ülikooli Plancki meeskonna juhtiv kosmoloog Georg Ephstatius ütleb, et Plancki andmed on "täiesti vapustamatud". Plancki 2013. aasta tulemuste värske analüüs pani ta mõtlema. Ta laadis alla Rieszi andmed ja avaldas oma analüüsi madalama ja vähem täpse Hubble'i konstandiga. Ta usub, et astronoomid rühkisid "räpase" redeli poole.
Astronoomid väidavad vastuseks, et nad mõõdavad tänapäevast universumit tegelikult, kuna CMB mõõtmismeetod põhineb paljudel kosmoloogilistel eeldustel. Kui nad ei koondu, ütlevad nad, miks mitte muuta kosmoloogiat? Selle asemel: „Georg Ephstatius tuleb välja ja ütleb:„ Ma mõtlen kõik teie andmed ümber,”ütleb Barry Mador Chicago ülikoolist, Friedmani abikaasa ja kolleeg alates 1980. aastatest. Mida teha? Gordiani sõlm tuleb lõigata.
Wendy Friedman uskus, et tema 2001. aasta uuring näitas Hubble'i konstanti, kuid poleemika on valitsenud.
Astronoomide poolel on meetod, mida nimetatakse gravitatsiooniläätsedeks. Massiivse galaktika ümber moonutab gravitatsioon ise ruumi, moodustades hiiglasliku läätse, mis võib moonutada kaugest valgusallikast, näiteks kvaasarist, tuleva valgust. Kui objektiivi ja kvaasari joondamine on kindel, kiirgab valgus Maa poole mitu rada ja loob läätsega galaktikast palju pilte. Kui teil veab, muutub kvaasi heledus, see tähendab virvendab. Ka iga kloonitud pilt virvendab, kuid mitte samal ajal, sest iga pildi valguskiired kulgevad moonutatud ruumi kaudu erinevatel radadel. Vilkumiste vaheline viivitus näitab tee pikkuste erinevust; sobitades need galaktika suurusega, saavad astronoomid kasutada trigonomeetriat, et arvutada läätsega galaktika absoluutne kaugus. Ainult kolme galaktikat on sel viisil hoolikalt mõõdetud ja veel kuut uuritakse praegu. Jaanuari lõpus avaldasid Saksamaa Max Plancki astrofüüsika instituudi astrofüüsik Sherri Suyu ja tema kolleegid oma parimad arvutused Hubble'i konstandi kohta. "Meie mõõde sobib redelipikkuse lähenemisega," ütleb Suyu.
Samal ajal on kosmoloogidel ka varrukad üles seatud: baryonic akustilised võnkumised (BAO). Universumi küpsedes jätsid samad helilained, mis olid jäljendatud CMB-le, aineklambrid, mis kasvasid galaktilisteks klastriteks. Galaktikate paiknemine taevas peaks säilitama algsed helilainete suhted ning sarnaselt eelnevale määrab nähtava mustri võrdlemine selle arvutatud tegeliku suurusega kauguse. Nagu CMB-meetod, võimaldab ka BAO-meetod teha kosmoloogilise oletuse. Kuid viimased paar aastat on ta hoidnud Hubble'i väärtusi konstantsena Planckiga. Galaktika kaarti kaardistava globaalse taeva uuringu Sloan Digital Sky Survey neljas iteratsioon aitab neid mõõtmisi täpsustada.
See ei tähenda, et vahemaade redelil võistlevad meeskonnad ja KMA ootavad vaidluse lahendamiseks lihtsalt muid võimalusi. Kauguse redeli aluse, vahemaa cefeidideni Linnuteel, tahkestamiseks üritab Euroopa Kosmoseagentuuri Gaia missioon kindlaks teha täpsed vahemaad miljardi erineva läheduses oleva tähe, sealhulgas cepeheidide vahel. Gaia, mis tiirleb Päikesest väljaspool Maad, kasutab kõige usaldusväärsemat mõõdet: parallaksi ehk tähtede nähtavat nihet taeva fooni suhtes, kui kosmoselaev jõuab oma orbiidi vastaspunktideni. Kui Gaia täielik andmestik avaldatakse aastal 2022, annab see astronoomide usaldusele täiendava pinnase. Galerii esialgsete tulemuste kasutamisel leidis Riess juba vihjeid kõrgema Hubble'i konstandi kasuks.
Ka kosmoloogid loodavad oma mõõtmised kinnitada Tšiilis asuva Atacama kosmoloogilise teleskoobi ja Lõunapooluse teleskoobiga, millega saab testida Plancki ülitäpseid tulemusi. Ja kui tulemused keelduvad lähenemast, siis proovivad teoreetikud tühimiku täita. “See on hea, kui modell jookseb kokku. Mudeli valideerimine pole huvitav."
Näiteks võiks universumi standardmudelisse lisada lisaosakese. KMA pakub kogu energiaeelarvet hinnangul vahetult pärast Suurt Pauku, kui see jagunes aineks ja suure energiakiirgusega. Nagu nähtub Einsteini kuulsast ekvivalentsvalemist E = mc2, toimis energia nagu mateeria, aeglustades kosmose laienemist selle raskusjõuga. Kuid mateeria on tõhusam pidur. Aja jooksul jahutati kiirgus - valguse ja muude valguse osakeste footonid, näiteks neutriinod - energia ja kaotas energia, gravitatsiooniefekt nõrgenes.
Praegu on teada kolm tüüpi neutriinoid. Kui oleks neljas, nagu mõned teoreetikud on soovitanud, oleks universumi algses energiaeelarves radiatsiooni poolel pisut rohkem ja see osa hajuks kiiremini. See omakorda tähendaks, et varajane universum laienes kiiremini, kui tänapäeva kosmoloogia koostisosade loetelu ennustab. Tulevikus võiks see täiendus ühitada kahte erinevat tulemust. Kuid neutriinodetektorid ei ole veel avastanud vihjeid 4. tüüpi neutrinodele ja Plancki muud mõõtmised piirasid liigse kiirguse koguhulka.
Teine võimalus on nn fantoomne tume energia. Tõelised kosmoloogilised mudelid tähendavad tumeda energia pidevat jõudu. Kui tume energia aja jooksul tugevneb, selgitaks see, miks kosmos laieneb täna kiiremini, kui võiks arvata varase universumi poole vaadates. Muutuv tume energia näib aga täiesti ülearune. Kosmoloogid ja astrofüüsikud kipuvad uskuma, et probleemid peituvad pigem olemasolevates meetodites kui uues füüsikas.
Friedman usub, et ainus lahendus - tulega tulega võitlemine - seisneb universumi uutes vaatlustes. Koos Madoriga valmistuvad nad läbi viima eraldi mõõtmise, mis on kalibreeritud mitte ainult kefeidide, vaid ka muud tüüpi muutuvate tähtede ja erkpunaste hiiglaste jaoks. Lähimaid näiteid saab uurida 30 sentimeetri laiuse automaatse teleskoobi abil ning kaugemad aitavad uurida Hubble'i ja Spitzeri kosmoseteleskoope. Kui ta on saanud hakkama tumeda ja vägivaldse Sandage'iga, on ta valmis vastama Plancki ja Rieszi meeskonna julgele väljakutsele.
“Nad ütlesid, et me eksime. No vaatame,”naljatab ta.
ILYA KHEL
