Три різних вимірювання значення сталої Габбла, виконаних за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба (James Webb Space Telescope, JWST) вказує: невизначеними, поки що, змінами методів таких вимірювань можна буде пояснити різні результати.

У тривалих дебатах щодо того, як швидко розширюється Всесвіт, відкрився новий фронт. Протягом багатьох років астрономи сперечалися про прірву між швидкістю розширення, виміряною зі спостережень галактик у локальному Всесвіті, і обчисленою на основі досліджень космічного мікрохвильового фону (cosmic microwave background, CMB), що виник через 380 тис. р. після Великого Вибуху. Розбіжність була такою великою та стійкою, що деякі астрономи розмірковували про можливу зміну прийнятої теорії еволюції Всесвіту. Але нещодавно отримані результати за даними спостережень орбітальної обсерваторії NASA JWST показують, що проблема може бути більш приземленою: якась систематична помилка в методах, які астрономи використовують для вимірювання відстані до сусідніх галактик.

«Докази, засновані на цих даних, не свідчать про потребу нової фізики», — сказала Венді Фрідман (Wendy Freedman) з Чиказького університету. Вона очолює групу, яка розрахувала швидкість розширення на основі даних JWST за допомогою трьох різних вимірювань галактичної відстані та опублікувала результати на сайті препринтів arXiv. (Документи ще не були рецензовані.) Застосовані методи не дали змоги отримати однакове значення швидкості розширення, відомої як стала Габбла, або H0, але два значення близькі до того, що отримане за даними реєстрації CMB.

«Схоже, є підстави вважати, що отримати H0 — справа нетривіальна, бо дуже надійні методи не дають узгодженого значення», — зауважив астрофізик Сол Перлматтер (Saul Perlmutter) з Каліфорнійського університету в Берклі, який у 2011 році отримав Нобелівську премію з фізики за відкриття прискореного розширення Всесвіту.

Ставки високі, бо стала Габбла є одним із основних параметрів, що визначають Всесвіт, вказуючи нам про його розмір і вік. Розбіжність між теоретичними прогнозами та спостережуваними значеннями так «вкорінилась», що має назву: напруга Габбла. Нові вимірювання не вирішують її, але вони переорієнтовують астрономів на вдосконалення своїх зусиль, щоб виміряти значення H0 в місцевому (локальному) Всесвіті. «Мені справді цікаво, як це вийде, адже можливості JWST просто перевершують ті, що ми мали раніше», — сказав астрофізик Ґеза Черньєї (Géza Csörnyei) з Інституту астрофізики Макса Планка.

Напруга Хаббла виникла десь 15 років тому, коли космічні телескопи почали точно картографувати крихітні коливання температури CMB. За допомогою цих мап космологи могли оцінити початкову швидкість розширення Всесвіту та зробити екстраполяцію вперед до теперішнього часу, враховуючи дві космічні сили, які забезпечували розширення: гравітаційне тяжіння таємничої темної матерії та вплив не менш загадкового фактора, відомого як темна енергія.

Обчислення значення H0 в ранньому Всесвіті дало величину приблизно 67 кілометрів за секунду (км/с) на мегапарсек (Мпк), тобто на кожні 3,25 мільйона світлових років швидкість віддалення галактик зростає на 67 км/с. Натомість коли астрономи виміряли H0 точніше, відстежуючи швидкість віддалення сусідніх з Молочним Шляхом галактик, вони отримали інше значення, приблизно 72 км/с на Мпк. З удосконаленням методів ці дві оцінки не збігаються. Різниця становить близько 5 км/с — це і є суть напруги Габбла.

Але виміряти значення H0 у локальному Всесвіті непросто. Астрономи можуть оцінити швидкість, з якою галактика віддаляється, вимірявши міру зміщення її світла в довгохвильову ділянку електромагнітного спектра через її рух. Визначити відстань до галактики набагато важче, для цього потрібна так звана драбина відстані. Її перша сходинка (своєрідна «стандартна свічка») — це зорі на відносно близькій до Сонця відстані, яку можна виміряти прямо, наприклад, за видимим зміщенням зорі на небесній сфері, коли Земля обертається навколо Сонця. Друга сходинка — змінні зорі під назвою цефеїди, частота пульсації яких вказує на їхню яскравість. Астрономи давно використовують цей тип зір, щоб визначити відстані до сусідніх галактик. Частота «пульсу» кожної такої зорі пов’язана з її справжньою яскравістю, тому порівняння цього значення з тим, якою є видима яскравість (блиск) зорі, дає можливість встановити відстань до неї.

Щоб піти далі, астрономам потрібна яскравіша стандартна свічка. Для цього вони застосовують зорі, що вибухають, відомі як наднові типу Ia — кожен білий карлик, який накопичує додаткову масу речовини від сусідньої з ним зорі, зрештою спалахує внаслідок термоядерного вибуху. Такі спалахи мають передбачувану максимальну яскравість. Знайшовши наднові зорі в галактиках на відомій відстані, обчисленій за допомогою цефеїд, астрономи можуть додати ще одну сходинку до драбини відстаней, а потім шукати такі наднові зорі у віддаленіших галактиках.

Адам Рісс (Adam Riess) з Університету Джона Гопкінса та очолювана ним наукова група, відома як SH0ES, перетворили цей метод на витончене мистецтво. Вони визначили H0, вимірявши сотні цефеїд у 37 сусідніх галактиках, які містять 42 наднові типу Ia, а потім поширили вимірювання на 277 ще віддаленіших наднових. У 2022 році за допомогою Космічного телескопа імені Габбла група Рісса обчислила значення H0, яке з точністю 1,4 % становить 73 км/с на Мпк.

Хоча група SH0ES відстоювала високі значення H0 протягом багатьох років, у 2019 р. науковці з Карнегі-Чиказької програми Габбла (Carnegie-Chicago Hubble Program, CCHP), очолюваної Фрідман, поставили під сумнів це за допомогою іншої стандартної свічки: червоних гігантських зір, які досягають передбачуваної максимальної яскравості, коли вони спалюють останній свій водень. Дослідники з CCHP використали найяскравіші червоні гіганти в галактиках для вимірювання відстані та визначили H0 приблизно на рівні 70 км/с на Мпк. Для Фрідман та інших ця розбіжність була натяком на те, що в одному або обох методах є якась невиявлена систематична похибка.

Зараз розбіжності поглибилися. Група CCHP виконала спостереження за допомогою JWST, щоб виміряти відстань до тих самих 10 місцевих галактик, використовуючи три стандартні свічки одночасно: цефеїди, найяскравіші червоні гіганти, і нову, вуглецеві зорі. Це тип червоних гігантів, атмосфера яких містить велику кількість вуглецю та вуглецевих сполук, що надає їм характерний спектр і характерну яскравість. Дослідники виявили, що відстані до 10 галактик, виміряні за даними спостережень найяскравіших червоних гігантів та вуглецевих зір, збігаються приблизно на 1 %, але відрізняються від відстані, визначеної за цефеїдами, на 2,5 % — 4 %. Об’єднавши всі три методи, наукова група отримала значення H0, що становить майже 70 км/с на Мпк. Це ближче до значення, визначеного з аналізу космічного мікрохвильового фону, ніж до значення, отриманого групою SH0ES, на підставі спостережень цефеїд.

«У вимірюваннях є щось систематичне», — зауважила Фрідман. «Поки ми не зможемо однозначно встановити, де є проблема у вимірюваннях в локальному Всесвіті, ми не можемо стверджувати, що є нова фізика у далекому Всесвіті».

На цьому дебати щодо сталої Габбла не закінчаться. Рісс зазначає, що інші наукові групи використовували JWST для вимірювання відстаней усіма трьома методами окремо та отримали значення, ближчі до результату SH0ES. Він також сумнівається, чому дослідники з CCHP не взяли до уваги спостережні дані з інших телескопів, крім JWST. «Я не бачу переконливого виправдання для нехтування даними, як вони це роблять», — сказав він.

Однак Перлматтер вітає науковців CCHP за їхній простий підхід до прямого порівняння трьох методів вимірювання відстані. За його словами, «команда» дала всім трьом «найкращий удар, який могла». «Найголовніше повідомлення, яке випливає з усього цього, полягає в тому, що історія ще не закінчена, що тут є змінні, за якими слід полювати». Враховуючи космічно величезні ставки, «нам потрібно докопатися до суті».

За інф. з сайту www.science.org