Kosmiczny Teleskop Webba mierzy tempo ekspansji Wszechświata

Napięcie Hubble’a odnosi się do różnicy pomiędzy obserwowanym i oczekiwanym tempem ekspansji Wszechświata. the Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba Poprawia dokonane wcześniej pomiary Kosmiczny teleskop Hubble. Pomimo postępu, pozostają pytania dotyczące szybkiej ekspansji Wszechświata i możliwych leżących u jej podstaw zjawisk kosmicznych.

Szybkość rozszerzania się Wszechświata, znana jako stała Hubble’a, jest jednym z podstawowych kryteriów zrozumienia ewolucji i ostatecznego losu Wszechświata. Istnieje jednak trwała różnica zwana „napięciem Hubble’a”, która pojawia się pomiędzy wartością stałej mierzonej za pomocą szerokiego zakresu niezależnych wskaźników odległości a jej wartością oczekiwaną na podstawie wielka eksplozja zmierzch.

NASAKosmiczny Teleskop Jamesa Webba zapewnia nowe możliwości badania i udoskonalania niektórych z najsilniejszych dowodów obserwacyjnych potwierdzających to napięcie. Laureat Nagrody Nobla Adam Ries z Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa i Instytutu Naukowego Teleskopu Kosmicznego prezentuje najnowszą pracę swoją i swoich kolegów wykorzystującą obserwacje Webba do poprawy dokładności lokalnych pomiarów stałej Hubble’a.

Wyzwanie związane z pomiarami kosmologicznymi

„Czy kiedykolwiek miałeś problem z dostrzeżeniem znaku znajdującego się na granicy twojego pola widzenia? Co on oznacza? Co to znaczy? Nawet w przypadku najpotężniejszych teleskopów „znaki”, które astronomowie chcą odczytać, wydają się tak małe, że mamy trudności , zbyt.”

„Znakiem, który kosmolodzy chcą odczytać, jest znak kosmicznego ograniczenia prędkości, który mówi nam, jak szybko Wszechświat się rozszerza – liczba zwana stałą Hubble’a. Nasz znak jest zapisany w gwiazdach w odległych galaktykach. Jasność niektórych gwiazd w te galaktyki mówią nam, jak daleko się znajdują, a zatem ile czasu przebyło to światło.” Aby do nas dotrzeć, przesunięcia ku czerwieni galaktyk mówią nam, jak bardzo Wszechświat rozszerzył się w tym okresie, a co za tym idzie, ekspansja Średni.

Poniższy wykres przedstawia łączną moc teleskopów kosmicznych Hubble’a i Webba należących do NASA w określaniu dokładnych odległości do specjalnej klasy gwiazd zmiennych, wykorzystywanych do kalibracji tempa ekspansji Wszechświata. Te cefeidy są widoczne w zatłoczonych polach gwiazdowych. Zanieczyszczenie światłem od otaczających gwiazd może sprawić, że pomiar jasności cefeidy będzie mniej dokładny. Ostrzejszy obraz Webba w podczerwieni pozwala na wyraźniejsze odizolowanie celu cefeidy od otaczających go gwiazd, co widać po prawej stronie diagramu. Dane Webba potwierdzają dokładność obserwacji cefeid prowadzonych przez Hubble’a przez 30 lat, które odegrały kluczową rolę w określeniu najniższego szczebla kosmicznej skali odległości służącej do pomiaru tempa rozszerzania się Wszechświata. Po lewej stronie NGC 5584 pokazano na złożonym obrazie wykonanym przez kamerę Webba NIRCam (kamerę bliskiej podczerwieni) i kamerę szerokokątną 3 Hubble’a. Zdjęcie: NASA, ESA, A. Riess (STScI), W. Yuan (STScI)

„Specjalna klasa gwiazd, cefeidy, zapewnia nam najdokładniejsze pomiary odległości od ponad stulecia, ponieważ gwiazdy te są niezwykle jasne: są to gwiazdy olbrzymy, których jasność jest sto tysięcy razy większa od Słońca. Co więcej, pulsują ( tj. rozszerzają się i kurczą pod względem wielkości) w ciągu tygodni, wskazując ich względną jasność. Im dłuższy ten okres, tym z natury są jaśniejsze. Jest to złoty standardowy instrument do pomiaru odległości między galaktykami wynoszących sto milionów lat świetlnych lub więcej i jest kluczowym krokiem w określeniu stałej Hubble’a.Niestety, gwiazdy w galaktykach są skupione razem na małym obszarze z naszego odległego punktu widzenia, więc często brakuje nam rozdzielczości, aby oddzielić je od sąsiadów na linii wzroku.

Wkład Hubble’a i rozwój Webba

„Głównym uzasadnieniem budowy Kosmicznego Teleskopu Hubble’a było rozwiązanie tego problemu. Przed wystrzeleniem Hubble’a w 1990 r. i kolejnymi pomiarami cefeid tempo ekspansji Wszechświata było tak niepewne, że astronomowie nie byli pewni, czy wszechświat rozszerzał się przez 10 miliardów, czy 20 miliardów lat. Dzieje się tak, ponieważ szybsze tempo ekspansji doprowadzi do młodszego wieku Wszechświata, a wolniejsze tempo ekspansji doprowadzi do starszego wieku Wszechświata. Hubble ma lepszą rozdzielczość długości fali w świetle widzialnym niż jakikolwiek teleskop naziemny, ponieważ znajduje się ponad mglistymi skutkami ziemskiej atmosfery, dzięki czemu może identyfikować poszczególne zmienne cefeid w galaktykach odległych o ponad sto milionów lat świetlnych i mierzyć przedział czasu, w którym zmienia się jej jasność.

„Musimy jednak również obserwować gwiazdy cefeidy w bliskiej podczerwieni, aby zobaczyć światło przechodzące bez szwanku przez znajdujący się tam pył. (Pył pochłania i rozprasza niebieskie światło optyczne, sprawiając, że odległe obiekty wydają się słabe i zwodząc nas do myślenia są dalej niż w rzeczywistości.) Niestety, widok czerwonego światła z Hubble’a nie jest tak ostry jak światła niebieskiego, więc światło cefeid, które tam widzimy, jest zmieszane z innymi gwiazdami w jego polu widzenia. Możemy obliczyć średni stopień zmieszania , Statystycznie, w ten sam sposób, w jaki lekarz oblicza Twoją wagę, odejmując średnią wagę odzieży od odczytu wagi, ale powoduje to zamieszanie w pomiarach. Ubrania niektórych osób są cięższe niż inne.

„Jednak ostre widzenie w podczerwieni to jedna z supermocy Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Dzięki dużemu zwierciadłu i czułej optyce może on z łatwością oddzielić światło cefeid od pobliskich gwiazd przy niewielkim mieszaniu. W pierwszym roku działalności Webba w ramach naszego programu obserwacyjnego w 1685, zebraliśmy obserwacje cefeid znalezionych przez Hubble’a w dwóch etapach, zgodnie z tak zwaną kosmiczną drabiną odległości. Pierwszy krok polega na obserwacji cefeid w galaktyce o znanej odległości geometrycznej, która pozwala nam skalibrować rzeczywistą jasność cefeid. Dla naszego programie, ta galaktyka to NGC 4258. Drugi krok polega na obserwacji cefeid w galaktykach macierzystych, w których niedawno pojawiły się supernowe typu Ia. Połączenie pierwszych dwóch etapów pozwala na przeniesienie wiedzy o odległości do supernowych w celu skalibrowania ich prawdziwej jasności. Trzeci krok polega na obserwuj te odległe supernowe, w których ekspansja Wszechświata jest wyraźna i można ją zmierzyć poprzez porównanie odległości wywnioskowanych z jasności i przesunięć ku czerwieni galaktyk macierzystych supernowych. Ta sekwencja kroków znana jest jako drabina odległości.

„Niedawno uzyskaliśmy pierwsze pomiary Webba z kroków 1 i 2, co pozwoliło nam skompletować drabinkę odległości i porównać je z poprzednimi pomiarami za pomocą Hubble’a (patrz rysunek). Pomiary Webba znacznie zmniejszyły szum w pomiarach cefeid ze względu na dokładność obserwatorium w pobliżu -podczerwień. Taka poprawa jest tym, o czym marzą astronomowie! W pierwszych dwóch etapach zaobserwowaliśmy ponad 320 cefeid. Potwierdziliśmy, że poprzednie pomiary za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a były dokładne, chociaż były bardziej hałaśliwe. Zaobserwowaliśmy także cztery gwiazdy supernowe za pomocą Webb, zaobserwowaliśmy podobny wynik dla całej próbki.

Porównaj zależności między okresem cefeidy a jasnością stosowane do pomiaru odległości. Czerwone kropki pochodzą z należącego do NASA Webba, a szare kropki pochodzą z należącego do NASA Hubble’a. Górny panel poświęcony jest NGC 5584, gospodarzowi supernowej typu Ia, z wypustką przedstawiającą stemple obrazu tej samej cefeidy widzianej przez każdy teleskop. Dolny panel przedstawia NGC 4258, galaktykę o znanej odległości geometrycznej, ze wstawką pokazującą różnicę we współczynnikach odległości pomiędzy NGC 5584 i NGC 4258, zmierzoną za pomocą każdego teleskopu. Obydwa teleskopy są w doskonałej zgodzie. Źródło zdjęcia: NASA, ESA, A. Riess (STScI) i G. Anand (STScI)

Ciągła tajemnica napięcia Hubble’a

„Wyniki nie wyjaśniły jeszcze, dlaczego Wszechświat rozszerza się tak szybko! Możemy duma Tempo ekspansji wszechświata poprzez obserwację jego powstającego obrazu Kosmiczne tło mikrofalowe, następnie używamy naszego najlepszego modelu jego wzrostu w czasie, aby powiedzieć nam, jak szybko Wszechświat powinien się dzisiaj rozszerzać. Fakt, że obecna miara tempa ekspansji dramatycznie przekracza oczekiwania, to trwający dekadę problem zwany „jitterem Hubble’a”. Najbardziej ekscytującą możliwością jest to, że stres jest dowodem na to, że coś przeoczyliśmy w naszym rozumieniu wszechświata.

„Może to wskazywać na obecność egzotycznej ciemnej energii, egzotycznej ciemnej materii, rewizję naszego rozumienia grawitacji lub istnienie unikalnej cząstki lub pola. Najprostszym wyjaśnieniem jest to, że liczne błędy pomiarowe zbiegają się w tym samym kierunku (astronomowie wykluczył jeden błąd za pomocą niezależnych kroków). Dlatego tak ważne jest dokładniejsze powtarzanie pomiarów. Dzięki potwierdzeniu przez Webba pomiarów Hubble’a, pomiary Webba dostarczają najmocniejszego jak dotąd dowodu na to, że błędy systematyczne w fotometrii cefeid Hubble’a nie odgrywają znaczącej roli w fotometrii cefeid Hubble’a W rezultacie na stole leży najbardziej prawdopodobne zainteresowanie, a napięta tajemnica pogłębia się.

W tym poście podkreślono dane z A papier Co zostało już wcześniej zaakceptowane Dziennik astrofizyczny.

Odniesienie: „Koniec z zatłoczeniem: dokładność stałej Hubble’a sprawdzona na podstawie obserwacji obiektów cefeid w wysokiej rozdzielczości za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba” Adama J. Rees, Gagandeep S. Anand, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Andrew Dolphin, Lucas M. Macri, Louise Proval, Dan Skolnick, Marshall Perrin i Richard I. Anderson zgodzili się, Dziennik astrofizyczny.
arXiv:2307.15806

Autor: Adam Ries jest profesorem Bloomberg Distinguished Professor na Uniwersytecie Johnsa Hopkinsa, profesorem studiów kosmicznych Thomasa G. Barbera w JHU Krieger School of Arts and Sciences, wybitnym astronomem w Space Telescope Science Institute i laureatem Nagrody Nobla w 2011 roku Nagroda z fizyki.