Các nhà khoa học không thể đồng ý về vũ trụ mở rộng

Khoa Học/Công Nghệ

Đó là một bí ẩn vũ trụ hoặc một sai lầm khủng khiếp khủng khiếp.

Vũ trụ mở rộng, đầy các thiên hà và cấu trúc phức tạp mà chúng ta quan sát ngày nay, phát sinh từ trạng thái nhỏ hơn, nóng hơn, đậm đặc hơn, đồng nhất hơn. Phải mất hàng ngàn nhà khoa học làm việc hàng trăm năm để chúng tôi đến bức tranh này, nhưng sự thiếu đồng thuận về tỷ lệ mở rộng thực sự cho chúng ta biết rằng có điều gì đó không ổn, hoặc chúng tôi có lỗi không xác định ở đâu đó.C . Faucher-Giguère, A. Lidz, và L. Hernquist, Khoa học 319, 5859 (47)

Vũ trụ đang mở rộng, và mọi nhà khoa học trong lĩnh vực này đều đồng ý với điều đó. Các quan sát áp đảo hỗ trợ cho kết luận đơn giản, và mọi thay thế đã thất bại trong việc phù hợp với những thành công của nó kể từ cuối những năm 1920. Nhưng trong nỗ lực khoa học, thành công không thể đơn giản là định tính; chúng ta cần hiểu, đo lường và định lượng sự mở rộng của vũ trụ. Chúng ta cần biết vũ trụ đang mở rộng ra sao.

Trong nhiều thế hệ, các nhà thiên văn học, nhà thiên văn học và nhà vũ trụ học đã cố gắng tinh chỉnh các phép đo của chúng ta về tốc độ mở rộng của vũ trụ: hằng số Hubble. Sau nhiều thập kỷ tranh luận, dự án quan trọng của Kính viễn vọng Không gian Hubble đã giải quyết được vấn đề: 72 km / s / Mpc, với độ không chắc chắn là 10%. Nhưng bây giờ, 17 năm sau, các nhà khoa học không thể đồng ý. Một tuyên bố ~ 67 km / s / Mpc; các yêu cầu khác ~ 73 km / s / Mpc và các lỗi không trùng lặp. Một cái gì đó, hoặc ai đó, là sai, và chúng tôi không thể tìm ra nơi.

Thiên hà xa hơn, nhanh hơn nó mở rộng ra xa chúng ta, và càng nhiều ánh sáng của nó xuất hiện chuyển sang màu đỏ. Một thiên hà di chuyển với vũ trụ giãn nở sẽ còn lớn hơn nhiều năm ánh sáng, ngày nay, so với số năm (nhân với tốc độ ánh sáng) mà nó lấy ánh sáng phát ra từ nó để đến với chúng ta. Nhưng vũ trụ đang mở rộng nhanh như thế nào là điều mà các nhà thiên văn học sử dụng các kỹ thuật khác nhau không thể đồng ý .Larry McNish của Trung tâm RASC Calgary

Lý do là một vấn đề như vậy là vì chúng ta có hai cách chính để đo tốc độ mở rộng của vũ trụ: thông qua thang khoảng cách vũ trụ và xem xét các tín hiệu có nguồn gốc từ những khoảnh khắc sớm nhất của Vụ nổ lớn. Hai phương pháp rất khác nhau.

  • Đối với thang khoảng cách, chúng ta nhìn vào các vật thể gần đó, hiểu rõ các vật thể tương tự ở các vị trí xa hơn, suy ra khoảng cách của chúng, sau đó sử dụng các tính chất chúng ta quan sát ở khoảng cách đó thậm chí xa hơn. redshift và đo khoảng cách, chúng ta có thể tái tạo lại tốc độ mở rộng của vũ trụ.
  • Đối với phương thức tín hiệu ban đầu, chúng ta có thể sử dụng ánh sáng còn lại từ Big Bang (nền sóng vi sóng vũ trụ) hoặc khoảng cách tương quan giữa các thiên hà xa xôi (từ Baryon Acoustic Oscillations) và xem các tín hiệu đó phát triển theo thời gian khi vũ trụ giãn nở.

Phương pháp đầu tiên có vẻ là đưa ra con số cao hơn ~ 73 km / s / Mpc, một cách nhất quán, trong khi phương pháp thứ hai cho ~ 67 km / s / Mpc.

Nến tiêu chuẩn (L) và thước đo tiêu chuẩn (R) là hai kỹ thuật khác nhau mà các nhà thiên văn sử dụng để đo lường sự giãn nở của không gian tại các thời điểm / khoảng cách khác nhau trong quá khứ. Dựa trên số lượng như độ sáng hoặc thay đổi kích thước góc với khoảng cách, chúng ta có thể phỏng đoán lịch sử mở rộng của Vũ trụ. Sử dụng phương pháp nến là một phần của thang khoảng cách, năng suất 73 km / s / Mpc. Sử dụng thước kẻ là một phần của phương pháp tín hiệu ban đầu, năng suất 67 km / s / Mpc. Các giá trị này không nhất quán.NASA / JPL-Caltech

Điều này sẽ gây rắc rối cho bạn sâu sắc. Nếu chúng ta hiểu cách vũ trụ hoạt động chính xác, thì mọi phương pháp chúng ta sử dụng để đo lường nó sẽ phân phối các đặc tính giống nhau và cùng một câu chuyện về vũ trụ chúng ta đang sống. Cho dù chúng ta sử dụng các ngôi sao khổng lồ màu đỏ hay các sao biến thiên màu xanh, quay các thiên hà xoắn ốc hoặc các thiên hà xoắn ốc với độ sáng dao động, các thiên hà elip xoắn hoặc siêu tân tinh loại Ia, hoặc nền sóng vi sóng hoặc tương quan thiên hà, chúng ta sẽ nhận được câu trả lời phù hợp với vũ trụ có cùng tính chất.

Nhưng đó không phải là những gì xảy ra. Phương thức bậc thang có hệ thống cung cấp giá trị cao hơn khoảng 10% so với phương thức tín hiệu ban đầu, bất kể chúng ta đo thang đo khoảng cách hoặc tín hiệu ban đầu mà chúng tôi sử dụng như thế nào. Đây là phương pháp chính xác nhất cho mỗi phương pháp.

Phương pháp thị sai, được sử dụng kể từ khi kính thiên văn trở nên đủ tốt trong những năm 1800, liên quan đến sự thay đổi rõ ràng về vị trí của một ngôi sao gần đó so với các ngôi sao xa hơn. Có thể có những thành kiến ​​trong phương pháp này do sự hiện diện của khối lượng chúng ta đã không chiếm được một cách thích hợp.ESA / ATG medialab

1.) Các thang khoảng cách : bắt đầu với các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta. Đo khoảng cách của họ bằng cách sử dụng thị sai, đó là cách vị trí rõ ràng của một ngôi sao thay đổi trong suốt một năm Trái đất. Khi thế giới của chúng ta di chuyển quanh Mặt Trời, vị trí rõ ràng của một ngôi sao gần đó sẽ thay đổi tương đối so với các ngôi sao nền; số lượng ca cho chúng ta biết khoảng cách của ngôi sao.

Một số ngôi sao đó sẽ là các sao biến Cepheid, hiển thị một mối quan hệ cụ thể giữa độ sáng của chúng (độ sáng nội tại) và thời gian dao động của chúng: Định luật Leavitt. Cepheid rất phong phú trong thiên hà của chúng ta, nhưng cũng có thể thấy trong các thiên hà xa xôi.

Việc xây dựng thang đo khoảng cách vũ trụ liên quan đến việc đi từ Hệ Mặt trời của chúng ta tới các ngôi sao đến các thiên hà gần đó đến các thiên hà xa xôi. Mỗi "bước" mang theo những bất ổn riêng của nó, đặc biệt là các biến Cepheid và các bước siêu tân tinh; nó cũng sẽ bị thiên vị đối với các giá trị cao hơn hoặc thấp hơn nếu chúng ta sống trong một vùng quá hạn hoặc quá mức.NASA, ESA, A. FEILD (STSCI), AND A. RIESS (STSCI / JHU)

Và ở một số thiên hà có chứa Cepheid ở xa, cũng có siêu tân tinh loại Ia đã được quan sát xảy ra. Những siêu tân tinh này có thể quan sát được trên khắp vũ trụ, từ ngay tại sân sau vũ trụ của chúng ta tới các thiên hà nằm cách xa hàng tỷ hoặc thậm chí hàng chục tỷ năm ánh sáng.

Chỉ với ba nấc:

  • đo thị sai của các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta, bao gồm một số Cepheids,
  • đo Cepheids trong các thiên hà lân cận cách xa 50-60 triệu năm ánh sáng, một số trong đó chứa siêu tân tinh loại Ia (ed),
  • và sau đó đo siêu tân tinh loại Ia đến các hốc xa của vũ trụ mở rộng,

chúng ta có thể tái tạo lại tỷ lệ mở rộng hiện nay là gì và tốc độ mở rộng đó đã thay đổi như thế nào theo thời gian.

Mô hình các đỉnh âm thanh quan sát được trong CMB từ vệ tinh Planck có hiệu quả quy định một Vũ trụ không chứa vật chất tối và cũng hạn chế chặt chẽ nhiều tham số vũ trụ khác.PAR Ade et al. và Cộng tác Planck (2015)

2.) Các tín hiệu ban đầu : cách khác, bắt đầu với Big Bang và kiến ​​thức rằng vũ trụ của chúng ta chứa đầy vật chất tối, năng lượng tối, vật chất bình thường, neutrino và bức xạ.

Điều gì sẽ xảy ra?

Quần chúng sẽ thu hút lẫn nhau và cố gắng trải qua sự sụp đổ hấp dẫn, với những vùng dày đặc hơn thu hút ngày càng nhiều vật chất xung quanh. Nhưng sự thay đổi về trọng lực dẫn đến sự thay đổi áp suất, làm cho bức xạ chảy ra khỏi những vùng này, làm việc để ngăn chặn sự tăng trưởng hấp dẫn.

Điều thú vị là: vật chất bình thường có mặt cắt tương tác với bức xạ, nhưng vật chất tối thì không. Điều này dẫn đến một "mô hình âm thanh" cụ thể, trong đó vật chất bình thường trải qua những phản xạ và nén từ bức xạ.

Một minh họa về các mẫu phân cụm do Baryon Acoustic Oscillations, nơi mà khả năng tìm kiếm một thiên hà ở một khoảng cách nhất định từ bất kỳ thiên hà nào khác được điều chỉnh bởi mối quan hệ giữa vật chất tối và vật chất bình thường. Khi vũ trụ giãn nở, khoảng cách đặc trưng này cũng mở rộng, cho phép chúng ta đo hằng số Hubble, mật độ vật chất tối và thậm chí là chỉ số phổ vô hướng. Kết quả đồng ý với dữ liệu CMB và Vũ trụ tạo nên 27% vật chất tối, trái ngược với 5% vật chất bình thường.ZOSIA ROSTOMIAN

Điều này xuất hiện với một tập hợp đỉnh cụ thể trong biến động nhiệt độ của Nền vi sóng vũ trụ, và quy mô khoảng cách cụ thể cho nơi bạn có nhiều khả năng tìm thấy một thiên hà hơn hoặc gần hơn hoặc xa hơn. Khi Vũ trụ giãn nở, các thang âm này thay đổi, sẽ dẫn đến các tín hiệu ở cả Nền vi sóng Vũ trụ (hai hình ảnh lên) và các vảy mà cụm thiên hà (một ảnh lên).

Bằng cách đo những quy mô này là gì và chúng thay đổi như thế nào với khoảng cách / redshift, chúng ta cũng có thể nhận được một tỷ lệ mở rộng cho Vũ trụ. Trong khi phương pháp thang khoảng cách cho tốc độ khoảng 73 ± 2 km / s / Mpc, cả hai phương pháp tín hiệu ban đầu này cung cấp cho 67 ± 1 km / s / Mpc. Các con số khác nhau và chúng không trùng nhau.

Căng thẳng đo lường hiện đại từ thang đo khoảng cách (màu đỏ) với dữ liệu CMB (xanh lục) và BAO (xanh lam). Các điểm màu đỏ là từ phương pháp thang khoảng cách; màu xanh lá cây và màu xanh là từ phương pháp 'di tích còn lại' hoặc 'tín hiệu ban đầu'. Lưu ý rằng các lỗi trên phép đo màu đỏ so với màu xanh lá cây / xanh lam không trùng lặp.AUBOURG, ÉRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) SỐ 12, 123516.

Có rất nhiều giải thích tiềm năng. Có thể Vũ trụ lân cận có những đặc tính khác với Vũ trụ ban đầu cực xa, và do đó cả hai đội đều chính xác. Có thể vật chất tối hoặc năng lượng tối (hoặc thứ gì đó bắt chước chúng) đang thay đổi theo thời gian, dẫn đến các phép đo khác nhau bằng các phương pháp khác nhau. Có thể có một số vật lý mới hoặc một cái gì đó kéo về vũ trụ của chúng ta từ bên ngoài chân trời vũ trụ. Hoặc, có lẽ, có một số lỗ hổng cơ bản với các mô hình vũ trụ của chúng ta.

Nhưng những khả năng này là những cái tuyệt vời, ngoạn mục, giật gân. Họ có thể nhận được đa số áp đảo của báo chí và uy tín, vì họ giàu trí tưởng tượng và thông minh. Nhưng cũng có một khả năng trần tục hơn rất nhiều khả năng: Vũ trụ đơn giản giống nhau ở khắp mọi nơi, và một trong những kỹ thuật đo lường vốn đã thiên vị.

Trước Planck, dữ liệu phù hợp nhất với dữ liệu cho biết thông số Hubble xấp xỉ 71 km / s / Mpc, nhưng giá trị xấp xỉ 70 hoặc cao hơn bây giờ là quá lớn đối với cả mật độ vật chất tối (trục x) nhìn qua các phương tiện khác và chỉ số phổ vô hướng (phía bên phải của trục y) mà chúng ta yêu cầu cho cấu trúc quy mô lớn của Vũ trụ có ý nghĩa.PAR ADE ET AL. VÀ KẾ HOẠCH PLANCK (2015)

Thật khó để xác định các thành kiến ​​tiềm năng trong các phương pháp tín hiệu ban đầu, bởi vì các phép đo từ WMAP, Planck và Sloan Digital Sky Survey rất chính xác. Ví dụ, trong nền vi sóng vũ trụ, chúng tôi đã đo được mật độ vật chất của Vũ trụ (khoảng 32% ± 2%) và chỉ số phổ vô hướng (0,968 ± 0,010). Với những phép đo đó tại chỗ, rất khó để có được một hình cho hằng số Hubble lớn hơn khoảng 69 km / s / Mpc, mà thực sự là giới hạn trên.

Có thể có lỗi ở đó thiên vị chúng tôi, nhưng chúng tôi có một thời gian khó liệt kê những gì họ có thể được.

Hai cách khác nhau để tạo ra siêu tân tinh Type Ia: kịch bản bồi thường (L) và kịch bản sáp nhập (R). Người ta vẫn chưa biết cái nào trong hai cơ chế này phổ biến hơn trong việc tạo ra các sự kiện siêu tân tinh loại Ia, hoặc nếu có một thành phần chưa được khám phá đối với các vụ nổ này.NASA / CXC / M. Weiss

Tuy nhiên, đối với phương pháp thang khoảng cách, chúng rất phong phú:

  • Các phương pháp thị sai của chúng ta có thể thiên vị bởi lực hấp dẫn từ vùng lân cận mặt trời địa phương của chúng ta; không gian cong xung quanh Mặt trời của chúng ta có thể thay đổi hệ thống các quyết định khoảng cách của chúng ta.
  • Chúng tôi bị giới hạn trong sự hiểu biết của chúng ta về Cepheids, bao gồm cả thực tế rằng có hai loại của chúng và một số trong số chúng nằm trong môi trường không nguyên sơ.
  • Và siêu tân tinh loại Ia có thể được gây ra bởi hoặc là tấn công các sao lùn trắng hoặc sao lùn trắng và va chạm, môi trường chúng có thể phát triển theo thời gian, và có thể có nhiều bí ẩn về cách chúng được tạo ra hơn chúng ta hiện nay hiểu không.

Sự khác biệt giữa hai cách khác nhau để đo vũ trụ mở rộng có thể đơn giản là sự phản ánh của sự tự tin quá mức của chúng ta về những sai sót nhỏ của chúng ta.

Việc tái tạo 3D của 120.000 thiên hà và các thuộc tính phân cụm của chúng, được suy ra từ sự hình thành cấu trúc của chúng. Dữ liệu từ các cuộc khảo sát này cho phép chúng tôi suy ra tốc độ mở rộng của Vũ trụ, phù hợp với các phép đo CMB nhưng không phù hợp với các phép đo bậc thang. Jeremy Tinker và sự cộng tác SDSS-III

Câu hỏi về Vũ trụ đang mở rộng nhanh đến mức nào mà một vũ trụ gặp khó khăn và các nhà vật lý thiên văn kể từ khi chúng tôi mở rộng đầu tiên. Đó là một thành tích đáng kinh ngạc là nhiều phương pháp độc lập mang lại các câu trả lời nhất quán trong vòng 10%, nhưng chúng không đồng ý với nhau và điều đó gây rắc rối.

Nếu có lỗi trong sai, Cepheids hoặc siêu tân tinh, tốc độ mở rộng có thể thực sự ở mức thấp: 67 km / s / Mpc. Nếu vậy, Vũ trụ sẽ rơi vào hàng khi chúng tôi xác định sai lầm của mình. Nhưng nếu nhóm nền vi sóng Cosmic bị nhầm lẫn, và tốc độ mở rộng là gần 73 km / s / Mpc, nó sẽ báo trước một cuộc khủng hoảng trong vũ trụ học hiện đại. Vũ trụ không thể có mật độ vật chất tối và dao động ban đầu 73 km / s / Mpc sẽ hàm ý.

Một nhóm đã mắc sai lầm không xác định, hoặc quan niệm của chúng ta về Vũ trụ cần một cuộc cách mạng. Tôi cá cược trước đây.

Có thể bạn quan tâm