拡張宇宙討論会の「結局のところ紛争はないかもしれない」

私たちの宇宙は膨張していますが、その膨張がどれだけ速く起こっているかを測定する私たちの主な方法は、さまざまな答えを生み出しています。 過去10年間で、天体物理学者は徐々に2つの陣営に分割されました。1つは違いが重要であると考えているもの、もう1つは測定誤差が原因である可能性があると考えているものです。

エラーが不一致を引き起こすことが判明した場合、これはファイルがどのように見えるかの基本モデルを確認します 宇宙 動作します。 別の可能性は、引っ張られたときに、それを一緒に再接続するためにいくつかの新しい、欠けている基本的な物理学が必要であることを示すスレッドを導入します。 数年の間、望遠鏡からの新しい証拠はそれぞれ議論を前後に揺さぶり、いわゆる「ハッブル緊張」を引き起こしてきました。

有名な天文学者であり、シカゴ大学の天文学と天体物理学のジョンとマリオンサリバン教授であるウェンディフリードマンは、ハッブル定数のより高い値をもたらした宇宙の膨張率のいくつかの独自の測定を行いました。 しかし、受け入れられた新しいレビュー論文で アストロフィジカルジャーナル、フリードマンは最新の観測の概要を説明します。 彼女の結論：最近の観察はギャップを埋め始めています。

これは、結局のところ競合がない可能性があり、宇宙の標準モデルをあまり変更する必要がないことを意味します。

宇宙が拡大する速度はハッブル定数と呼ばれ、UChicagoミョウバンEdwin Hubble、SB 1910、Ph.Dと呼ばれます。 1917年、1929年に宇宙の膨張を発見したとされています。ハッブル定数は宇宙の年齢と時間の経過とともにどのように進化したかに関連しているため、科学者はこの速度を正確に決定したいと考えています。

2つの主要な測定方法の結果が異なり始めた過去10年間に、大きなしわが発生しました。 しかし、科学者たちは依然としてミスマッチの重要性について議論しています。

ハッブル定数を測定する1つの方法は、宇宙マイクロ波背景放射と呼ばれる、ビッグバンから残された非常にかすかな光を調べることです。 これは、UChicagoが主導する南極点望遠鏡などの施設を使用して宇宙および地球上で行われています。 科学者は、これらの観測結果を初期宇宙の「標準モデル」に入力し、それを時間内に実行して、ハッブル定数が今日どのようになるかを予測できます。 彼らはメガパーセクあたり毎秒67.4キロメートルの答えを得る。

他の方法は見ることです 出演者 そして近くの宇宙の銀河は、それらの距離とそれらが私たちからどれだけ速く移動しているかを測定します。 フリードマンは、数十年の間、この方法の第一人者でした。 2001年、彼女のチームはハッブル宇宙望遠鏡を使用して、ケフェイドと呼ばれる星を画像化する最も注目すべき測定の1つを行いました。 彼らが思いついた値は72でした。フリードマンはその後の数年間、ケフェイド変光星を測定し続け、毎回より多くの望遠鏡データをレビューしました。 しかし、2019年に、彼女と彼女の同僚は、名前付きの星を使用したまったく異なる方法に基づいた回答を公開しました 赤色巨星。 アイデアは、独立した方法でセファイドを検証することでした。

赤色巨星は非常に大きくて明るい星で、すぐに消える前に常に同じピーク輝度に達します。 科学者が赤色巨星の実際のまたは固有のピーク輝度を正確に測定できる場合、彼らはホスト銀河までの距離を測定できます。これは方程式の本質的ですが難しい部分です。 主な問題は、これらの測定値がどれほど正確かということです。

2019年のこの計算の最初のバージョンでは、単一の非常に近い銀河を使用して、赤色巨星の光度を較正しました。 過去2年間、フリードマンと彼女の共同研究者は、いくつかの異なる銀河と星のグループの数を実行してきました。 「現在、赤色巨星の光度を較正するための4つの独立した方法があり、それらは互いに1％一致しています」とフリードマン氏は述べています。 「これが距離を測定するための本当に良い方法であることを示しています。」

「私は本当にセファイドと赤色巨星の両方を注意深く見たかった。私はそれらの長所と短所をよく知っている」とフリードマンは言った。 「局所と遠方の膨張率の違いを説明するために、新しい基本的な物理学は必要ないという結論に達しました。新しい赤色巨星のデータは、それらが一貫していることを示しています。」

「私たちはさまざまな方法で赤色巨星の測定とテストを続けており、それらは私たちの期待を超え続けています」と、アンカー銀河の赤色巨星の測定を行っているシカゴ大学の大学院生テイラーホイトは付け加えました。

赤色巨星についてフリードマンのチームによって得られたハッブル定数の値は69.8km / s / mcmであり、宇宙マイクロ波背景放射実験から得られた値とほぼ同じです。 「新しい物理学は必要ありません」とフリードマンは言いました。

セファイド星を使用した計算では、依然として高い数値が得られますが、フリードマンの分析によれば、その違いは驚くべきものではない可能性があります。 「ケフェイド星は常に少し騒がしく、完全に理解するのが少し複雑です。それらは銀河の活発な星形成領域の若い星であり、それは他の星からの塵や汚染のようなものが得られる可能性があることを意味しますあなたの測定値を取り除く」と彼女は説明した。

彼女の意見では、対立はより良いデータで解決できるでしょう。

来年、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡が打ち上げられると予想されるとき、科学者はそれらの新しい観測の収集を開始します。 フリードマンと彼の共同研究者たちは、ケフェイド変光星と赤色巨星の両方をさらに測定するための主要なプログラムのために、すでに望遠鏡で時間を過ごしています。 「Webbは私たちに高い感度と精度を与え、データはすぐに本当に良くなるでしょう」と彼女は言いました。

しかし、その間に、彼女は既存のデータを詳しく調べたいと思っていました。彼女が見つけたのは、その多くが実際に同意しているということでした。

「それが科学のやり方だ」とフリードマン氏は語った。 「タイヤを蹴って、何かが収縮するかどうかを確認します。これまでのところ、パンクはありません。」

本質的な非互換性を支持してきた一部の学者はがっかりするかもしれません。 しかしフリードマンにとって、どちらの答えもエキサイティングです。

「まだ新しい物理の余地はありますが、新しい物理の余地がなくても、私たちの標準模型が根本的に正しいことを示しているでしょう。これもまた、深い結論を下す必要があります」と彼女は語った。 「ここに科学の興味深い点があります。私たちは前もって答えを知りません。私たちは進むにつれて学んでいます。この分野にいることは本当にエキサイティングな時です。」