Η αμφιλεγόμενη σταθερά του Hubble για το πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν μας

στις

Χάρη στον αστρονόμο Edwin Hubble και άλλων, οι επιστήμονες γνωρίζουν από το 1929 ότι το σύμπαν μας διαστέλλεται. Ο τρέχον ρυθμός της διαστολής ονομάζεται Σταθερά του Hubble (H 0 ). Υπάρχουν δε δύο κορυφαίοι τρόποι για να μετρήσουμε την σταθερά  Η0 , και που επί 15 χρόνια συμφωνούσαν περισσότερο ή λιγότερο μεταξύ τους. Όχι πια, και αυτό είναι μια μεγάλη υπόθεση.

21OVERBYE-articleLarge

Εδώ είναι ο λόγος.

Στο «καθιερωμένο μοντέλο της κοσμολογίας,» η σταθερά H0 είναι μία κρίσιμη τιμή, όπως και η ταχύτητα του φωτός. Η H0 εξουσιάζει ό,τι γνωρίζουμε για το σύμπαν: πόσο χρονών είναι, πόσο μεγάλο είναι, από τι είναι φτιαγμένο … Αν η H 0 είναι «πειραγμένη», έχουμε μια διαφορετική ηλικία του σύμπαντος, διαφορετικές σχετικές ποσότητες ύλης, σκοτεινή ύλη, σκοτεινή ενέργεια, και ούτω καθεξής.

age-universeΣε αντίθεση με την ταχύτητα του φωτός, ωστόσο, οι επιστήμονες δεν μπορούν να μετρήσουν την H 0 στο εργαστήριο. Αντίθετα, η H 0 πρέπει να συναχθεί από τις παρατηρήσεις του σύμπαντος.

Ένας τρόπος που χρησιμοποίησαν οι επιστήμονες για να μετρηθεί η σταθερά H 0 είναι με την βοήθεια παρατηρήσεων σουπερνόβα του τύπου 1a , σε συνδυασμό με την μετατόπιση προς το ερυθρό των γαλαξιών που βρίσκονται. Κάθε σουπερνόβα 1a απελευθερώνει περίπου την ίδια ποσότητα φωτός όταν εκρήγνυται. Η μέτρηση της ποσότητας του φωτός που λαμβάνουμε από ένα σουπερνόβα 1a μας δείχνει την απόστασή του. Η μέτρηση της ερυθράς μετατόπισης ενός αντικειμένου, ή η αύξηση του μήκους κύματος του, μας λέει πόσο γρήγορα αυτό το αντικείμενο κινείται μακριά από τη Γη. Οι ερευνητές λοιπόν χρησιμοποιούν πολλά σουπερνόβα 1a ως δείκτες της απόστασης, μετρώντας αντικείμενα στο τοπικό μας σύμπαν, όταν απομακρύνονται για να πάρουν μια μέτρηση του ρυθμού της διαστολής του σύμπαντος.

Η άλλη τεχνική μέτρησης της H0 χρησιμοποιεί το Κοσμικό Υπόβαθρο  Μικροκυμάτων (CMB) – το «λυκόφως» από το ίδιο το Big Bang. Το πρώιμο σύμπαν ήταν καυτό και πυκνό, και η ακτινοβολία δεν μπορούσε να ταξιδέψει ελεύθερα μέσα στο χώρο. Καθώς το σύμπαν ψύχθηκε, τα φωτόνια απελευθερώθηκαν και μπόρεσαν τότε να ταξιδέψουν ελεύθερα. Αυτή λοιπόν η ακτινοβολία τότε άφησε ένα αποτύπωμα, δίνοντας μας γνώσεις σχετικά με τη σύνθεση του σύμπαντος εκείνη τη στιγμή. Η CMB μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να κάνει μετρήσεις από το πρώιμο σύμπαν, όπως της πυκνότητας της σκοτεινής ύλης και της σκοτεινής ενέργειας. Αυτές οι μετρήσεις μπορούν να συνδυαστούν με το μοντέλο της εξέλιξης του σύμπαντος, επιτρέποντας έτσι στους ερευνητές να συμπεράνουν το ρυθμό διαστολής του σύμπαντος, ή την περίφημη σταθερά του Hubble..

Δεδομένου ότι αυτές οι δύο μέθοδοι έχουν βελτιωθεί έτσι ώστε να μετρήσουν με ακρίβεια την Η 0, έχει καταστεί σαφές ότι διαφωνούν. Μια πρόσφατη μελέτη χρησιμοποιώντας την πρώτη μέθοδο έδωσε ένα μεγαλύτερο ρυθμό διαστολής κατά 8% από το αποτέλεσμα της δεύτερης μεθόδου.

Και τώρα, οι επιστήμονες αναρωτιούνται. Μήπως λείπει κάτι από το κοσμολογικό μοντέλο; 

Ο Wendy Freedman καθηγητής αστρονομίας και αστροφυσικής στο Πανεπιστήμιο του Σικάγο, λέει, «Θα μπορούσε να φταίει ότι δεν καταλαβαίνουμε τις αβεβαιότητες αρκετά καλά για να ξέρουμε γιατί διαφέρουν αυτές οι δύο μέθοδοι.»

Ο Freedman προΐστατο μιας μελέτης του 2001, χρησιμοποιώντας το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble για να μετρήσει την H 0 με την πρώτη μέθοδο, και καθοδηγεί τώρα ένα νέο project για να την μετρήσουν με μια μεγαλύτερη ακρίβεια.

Και μια άλλη ενδιαφέρουσα ερώτηση: Είναι λάθος να αναμένουμε συμφωνία σε αυτές τις μετρήσεις της H 0 ;

Ίσως το καθιερωμένο μοντέλο της κοσμολογίας, το οποίο προβλέπει συμφωνία, είναι λάθος. Κι αυτό θα αναγκάσει τους ερευνητές σε μια συναρπαστική αναζήτηση για ένα νέο μοντέλο του σύμπαντος.

«Γνωρίζουμε πραγματικά τι φτιάχνει όλη την ακτινοβολία στο Big Bang;» αναρωτιέται ο Freedman. «Υπάρχει μήπως ένα νέο είδος σωματιδίου που εμείς δεν το υπολογίζουμε εκεί; Ή μήπως η σκοτεινή ενέργεια ή οι ιδιότητες της σκοτεινής ύλης αλλάζουν με την πάροδο του χρόνου;

Μέσα στα επόμενα χρόνια, ερευνητές όπως ο Freedman θα προσπαθεί να κλείσει τις ανοικτές τρύπες στο πώς δουλεύει η κάθε μέθοδος – πριν ενδεχομένως επικαλεστούν ένα αναθεωρημένο μοντέλο της κοσμολογίας.

Δείτε και το σχετικό βίντεο της NASA


Από την ιστορία

Γνωρίζουμε ότι με τις παρατηρήσεις του Edwin Hubble το 1929 και άλλων αστρονόμων του Αστεροσκοπείου στο όρος Γουίλσον της Καλιφόρνιας, όπως ο Milton Humason, εκτιμήθηκε ότι ο ρυθμός της διαστολής έχει τιμή 500 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ (500 km/s/Mpc). Ας θυμηθούμε ότι το 1 Mpc είναι ισοδύναμο με 9,5 εκατομμύρια εκατομμυρίων χιλιόμετρα ή αλλιώς 9,5×10^12 km.

Αρκετά χρόνια αργότερα, το 1956, ο Humason μαζί με τον Sandage προσδιόρισαν την τιμή του ρυθμού διαστολής ή σταθεράς Hubble σε 180 km/s/Mpc. Δυο χρόνια αργότερα η τιμή που δημοσιεύεται από τον Sandage είναι 75 km/s/Mpc, ενώ στις αρχές της δεκαετές του 1970 η τιμή της σταθεράς (ή του ρυθμού διαστολής του σύμπαντος) εκτιμάται να κυμαίνεται γύρω από τα 55 km/s/Mpc. Το 2001 με τη μελέτη των δεδομένων του διαστημικού τηλεσκόπιου Hubble,, του οποίου ένας από τους κύριους σκοπούς ήταν να μετρήσει την τιμή της σταθεράς Hubble., αλλά και επίγειων οπτικών τηλεσκοπίων από τις παρατηρήσεις υπερκαινοφανών, αποδίδεται η τιμή 72 (+/- 8) km/s/Mpc, ενώ το 2006 η μελέτη της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου από ομάδα επιστημόνων, με τη αξιοποίηση στοιχείων από το δορυφόρο WMAP της NASA, οδηγεί στην τιμή 70 km/s/Mpc.

Τα τελευταία χρόνια οι τιμές των δύο μεθόδων πλησιάζουν ( με τη μελέτη των υπερκαινοφανών και της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου), αλλά άλλοι επιστήμονες πιστεύουν ότι πιθανόν το Καθιερωμένο Κοσμολογικό Μοντέλο να είναι λάθος;

Advertisements