Sumaištis dėl Hablo

Prieš maždaug šimtą metų astronomai visuotinai pripažino, kad egzistuoja kitos galaktikos, nei Paukščių Takas. Panašiu metu išsiaiškinta ir viena įdomi jų savybė – kone visos galaktikos tolsta nuo mūsų. Ir kuo toliau yra galaktika, tuo sparčiau ji tolsta. Šis judėjimas atradėjo garbei pavadintas Hablo tėkme (angl. Hubble Flow), ir šiandien žinome, kad ji atsiranda dėl Visatos plėtimosi.

Aprašyti tėkmei naudojamas Hablo parametras – santykis tarp galaktikos greičio ir atstumo iki jos. Šis parametras taip pat figūruoja kosmologinėse lygtyse, kurių sprendiniai aprašo Visatos struktūrą – kosminės foninės spinduliuotės pasiskirstymą, didžiausių galaktikų spiečių telkimąsi ir taip toliau. Per šimtą metų parametro vertė išmatuojama ir apskaičiuojama vis tiksliau, o per pastaruosius keletą metų iškilo problema: skirtingi metodai duoda labai tikslius, bet nesutampančius rezultatus. Paaiškinimas šiam neatitikimui kol kas neatrastas. Ar tai reiškia, kad kosmologijos teorijai atėjo galas? Greičiausiai ne, bet pataisų gali reikėti.

Šio straipsnio nebūtų buvę, jei ne mano rėmėjai Patreon platformoje. Ačiū jiems! Jei manote, kad mano tekstai yra verti jūsų dolerių, mane paremti galite ir jūs.

Visata plečiasi, todėl didėja ir atstumai tarp objektų. Dažnai tai palyginama su pučiamu balionu ir taškais ant jo paviršiaus. Atstumai didėja, todėl stebint iš bet kurios galaktikos atrodo, kad kitos galaktikos tolsta nuo mūsų, ir kuo toliau galaktika yra, tuo sparčiau ji tolsta. Hablo parametras aprašo šį sąryšį. Šaltinis: Nature
Visata plečiasi, todėl didėja ir atstumai tarp objektų. Dažnai tai palyginama su pučiamu balionu ir taškais ant jo paviršiaus. Atstumai didėja, todėl stebint iš bet kurios galaktikos atrodo, kad kitos galaktikos tolsta nuo mūsų, ir kuo toliau galaktika yra, tuo sparčiau ji tolsta. Hablo parametras aprašo šį sąryšį. Šaltinis: Nature

Paprasčiausias būdas nustatyti Hablo parametro vertę yra išmatuoti daugybės galaktikų atstumus ir judėjimo greitį, tada paimti šių dydžių santykius ir išvesti jų vidurkį. Aišku, pasakyti lengviau, nei padaryti: visi reikalingi matavimai turi tam tikras paklaidas, be to, galaktikos juda ne vien dėl Visatos plėtimosi. Problemas išspręsti tikrai įmanoma, ir tai daroma visą šimtą metų. Pavyzdžiui, pirmeiji Hablo parametro matavimai, atlikti paties sero Edwino Hubble'o, davė labai netikslų rezultatą, nes jis analizei pasirinko tik palyginus artimas galaktikas, priklausančias Vietinei galaktikų grupei, kurių judėjimas yra gana netvarkingas ir mažai priklauso nuo Visatos plėtimosi. Todėl jo gauta parametro vertė – 500 km/s/Mpc – buvo kone dešimt kartų didesnė, nei dabar žinoma.

Sero Edwino Hubble'o daryti galaktikų judėjimo greičių ir atstumų matavimai. Įstriža linija žymi išvestą sąryšį tarp atstumo ir greičio, davusį pirmąją Hablo parametro vertę – 500 km/s/Mpc. Šaltinis: NASA, Universe Today

Šioje vietoje padarysiu trumpą lyrinį nukrypimą ir paaiškinsiu, kas šiuo parametru iš tikro matuojama ir kaip reikia suprasti jo vertes. Hablo parametro H vertės įprastai išreiškiamos kilometrais per sekundę vienam megaparsekui. Megaparsekas, trumpinamas Mpc, yra atstumo matas, lygus milijonui parsekų, o parsekas lygus 30 trilijonų kilometrų. Artimiausia didelė galaktika Andromeda nuo Paukščių Tako nutolusi per 0,7 megaparseko, o Hablo parametro matavimui tinka galaktikos, esančios už dešimties Mpc ir toliau. Jos nuo mūsų tolsta greičiais, matuojamais šimtais kilometrų per sekundę, taigi santykį tarp greičio ir atstumo patogu išreikšti tokiais vienetais. Iš kitos pusės, ir kilometras, ir megaparsekas yra atstumo matas, taigi juos galima suprastinti ir išreikšti Hablo parametrą kaip atvirkštinį laikui dydį. Tada apskaičiavę atvirkštinį dydį 1/H randame laiką, per kurį Visatos dydis padvigubės, lyginant su dabartiniu. Laiko tarpas 1/H yra vadinamas Hablo laiku ir atsitiktinai beveik tiksliai sutampa su dabartiniu Visatos amžiumi. Hablo parametro vertė nuolatos mažėja, tačiau sutapimas su Visatos amžiumi galioja tik poros milijardų metų laikotarpiu aplink dabartį.

Grįžkime prie matavimų. Laikui bėgant, Hablo parametro vertė buvo nustatoma vis tiksliau. Tą nulėmė gerėjantys greičio ir atstumo matavimai. Nei vienas iš šių dydžių nėra nustatomas tiesiogiai – iki kitos galaktikos liniuotės nenutiesime, spidometro jai irgi nepritvirtinsime. Greitį nustatyti palyginus nesunku: užtenka išmatuoti galaktikos spektrą ir identifikuoti kelias spektro linijas. Kiekviena linija turi savo bangos ilgį, kurį galime išmatuoti laboratorijoje. Kitų galaktikų spektruose linijos yra šiek tiek pasislinkusios, daugiausiai į didesnio bangos ilgio – raudonąją – pusę, bet visos vienodai. Pasislinkimo santykis su laboratoriniu bangos ilgiu yra vadinamas raudonuoju arba melynuoju poslinkiu, ir yra lygus galaktikos greičio ir šviesos greičio santykiui. Būtent raudonasis poslinkis, žymimas raide z, yra matuojamas tiesiogiai. Dažnai moksliniuose straipsniuose atstumas iki tolimos galaktikos išreiškiamas z verte – kuo ji didesnė, tuo galaktika toliau, tačiau tikslus sąryšis priklauso ir nuo Hablo parametro vertės, ir nuo kitų kosmologinių parametrų, kurie įveda papildomų netikslumų.

Galaktikos greitis tik dalinai priklauso nuo Visatos plėtimosi. Plėtimasis yra Visatos erdvės savybė, nepavaldi šviesos greičio ribai ar individualių galaktikų savybėms. Tačiau kiekviena galaktika dar juda ir aplinkinės erdvės atžvilgiu – skrieja spiečiuje ar spiečiaus link ir panašiai. Išmatavę tik vienos galaktikos greitį, negalime pasakyti, kokia jos greičio dalis yra savasis judėjimas, o kokia kyla iš Hablo tėkmės. Bet turėdami daugybės galaktikų duomenis, galime apskaičiuoti jų vidurkį ir laikyti, kad tai yra Hablo tėkmės greitis tuo atstumu, mat savasis greitis gali būti nukreiptas bet kuria kryptimi, todėl vidurkinant išsiprastina.

Galaktikų atstumai ir greičiai iki 5,5 megaparseko nuo mūsų. Plona ištisinė linija žymi vidutinį judėjimo greitį, iš kurio galime rasti Hablo parametro vertę. Tokiu atstumu galaktikų judėjime dominuoja savitojo judėjimo, o ne Visatos plėtimosi sukeliama, komponentė. Šaltinis: Karachentsev et al. (2003), Astronomy & Astrophysics

Atstumą iki galaktikos išmatuoti yra daug sunkiau. Tam mums reikia remtis kosminėmis kopėčiomis – atstumų matavimo metodais, kurie kalibruojami pagal kitus, patikimesnius, bet tik mažesniems atstumams veikiančius, metodus. Pirmasis šių kopėčių laiptelis – mažiausiu atstumu veikiantis, bet patikimiausias metodas – yra paralakso matavimas. Paralaksu vadinamas regimosios objekto padėties kitų objektų atžvilgiu kitimas, stebint iš skirtingų taškų. Kad būtų lengviau suprasti šį protingą apibrėžimą, pasižiūrėkite pro langą ir ištieskite ranką taip, kad pirštus matytumėte prieš gatvės vaizdą. Tada pakaitomis užmerkite pirma vieną, paskui kitą akį. Matote, kaip plaštaka uždengia skirtingą gatvės vaizdo dalį? Štai jums ir paralaksas. Rankos regimoji padėtis pakito gerokai daugiau, nei objektų gatvėje, nes ranka yra gerokai arčiau jūsų. Gatvėje esančių objektų regimosios padėtys irgi pakito, žiūrint skirtingomis akimis, bet ne tiek daug – jų paralaksas mažesnis, nei rankos. Kosmose galioja tas pats – Žemei sukantis aplink Saulę, žvaigždžių regimosios padėtys nuolatos kinta. Artimų žvaigždžių padėtys kinta daugiau, tolimų – mažiau. Visi šie pokyčiai nesiekia net vienos kampinės sekundės, taigi yra nepastebimi plika akimi, tačiau moderniais prietaisais įmanoma užfiksuoti net 40 kiloparsekų atstumu esančių objektų paralaksą. Beje, atstumo vienetas parsekas yra apibrėžiamas per paralaksą: vienas parsekas yra atstumas, kuriuo nutolusio objekto paralaksas yra viena kampinė sekundė.

40 kiloparsekų, nors ir labai didelis atstumas, toli gražu nesiekia kitų galaktikų. Taigi reikia kitų būdų matuoti atstumams. Čia mums į pagalbą ateina įvairios žvaigždės, kurių šviesį galima labai tiksliai apskaičiuoti. Dažniausiai naudojamos yra Cefeidės – kintančios žvaigždės, kurių kitimo periodas labai glaudžiai susijęs su šviesiu. Išmatavę kitimo periodą, sužinome šviesį, o palyginę jį su regimuoju šviesiu galime apskaičiuoti atstumą. Tik prieš naudodami šį metodą, turime jį sukalibruoti – naudodami paralakso matavimus apskaičiuoti atstumus ir žvaigždžių šviesius, o tada apskaičiuoti ryšį tarp kitimo periodo ir šviesio. Cefeidžių matavimai padėjo įrodyti, kad Paukščių Takas nėra vienintelė galaktika Visatoje http://www.konstanta.lt/2017/11/kaip-atsirado-galaktikos/, ir padeda apskaičiuoti Hablo parametrą.

Kosminių atstumų kopėčios – matavimų būdai ir tipiniai atstumai, kuriuos jais galime išmatuoti. Šaltinis: David Darling

Naujausi matavimų, paremtų galaktikų judėjimu, rezultatai paskelbti prieš porą metų. Juose, naudojantis naujausiais Gaia teleskopo stebėjimų duomenimis, patikslinta Cefeidžių atstumu kalibracija, o tai leido patikslinti ir tolimų galaktikų atstumus bei Hablo parametro vertę. Gautas rezultatas – H_0 = 73,24 \pm 1,74 km/s/Mpc. Indeksas „0“ žymi tai, kad kalbame apie šiandieninę parametro vertę, o ne kadaise buvusią. Taigi dešimties megaparsekų atstumu esanti galaktika dėl Visatos plėtimosi nuo mūsų tolsta maždaug 732 km/s greičiu.

Visiškai kitas būdas apskaičiuoti Hablo parametro vertę remiasi pačių seniausių Visatos vaizdų – kosminės foninės spinduliuotės – stebėjimais ir kosmologinių parametrų nustatymu. Kosmologiniai parametrai – tai keli skaičiai, drauge nusakantys, kaip vystosi kokia nors visata, kokia medžiaga joje egzistuoja, kokios struktūros gali formuotis, ir panašiai. Rašau „kokia nors“ visata, nes kosmologinių modelių, taigi ir jais aprašomų visatų, gali būti be galo daug. Mūsų Visatą aprašantis modelis, vadinamas Lambda-CDM (Lambda ir šaltosios tamsiosios materijos), turi šešis nepriklausomus parametrus: barioninės ir tamsiosios medžiagos fizinius tankius, Visatos amžių, medžiagos pasiskirstymų netolygumo spektrinį indeksą, erdvės iškreiptumo fliuktuacijų amplitudę ir medžiagos kiekį, skiriantį mus nuo rejonizacijos epochos pabaigos. Šie terminai skamba baugiai ir sudėtingai, tačiau šiam straipsniui užtenka žinoti, kad medžiagos fizinis tankis proporcingas Hablo parametro kvadratui. Taigi, išmatavę medžiagos tankį Visatoje, galime apskaičiuoti ir Hablo parametro vertę. Išmatuoti visus šešis nepriklausomus parametrus leidžia kosminės foninės spinduliuotės galios spektras – netolygumų šioje spinduliuotėje pasiskirstymas dangaus skliaute. Tada, remiantis jais bei kai kuriais kitais atskaitos taškais – pavyzdžiui gravitacinio lęšiavimo duomenimis, kurie suteikia informacijos apie medžiagos tankį Visatoje, – galime apskaičiuoti ir Hablo parametrą.

Planko teleskopo duomenys apie kosminės foninės spinduliuotės temperatūros variacijas. Horizontalioje ašyje atidėtas dydis, vadinamas multipolio momentu, daugmaž atitinka netolygumų dydį dangaus skliaute (skalė viršuje), o vertikalioje ašyje pažymėtas dydis, proporcingas tipiniams temperatūros netolygumams, nagrinėjant tokio dydžio dangaus gabaliukus. Taškai yra stebėjimų duomenys, žalia linija – teorinė prognozė. Prognozė ypatingai gerai atitinka stebėjimus, nes ji yra prie pastarųjų priderinta, parenkant tinkamas kosmologinių parametrų vertes; iš šių parametrų galima apskaičiuoti ir Hablo parametro vertę. Šaltinis: Planck collaboration (2018)

Šiuo metu geriausi duomenys apie kosminę foninę spinduliuotę ateina iš Planck teleskopo, nuo 2009 metų stebinčio dangų, duomenų. Naujausi Planck rezultatai, paskelbti šiemet, sako, kad Hablo parametro vertė yra H_0 = 67,37\pm 0,54 km/s/Mpc. Čia vėlgi kalbame apie šiandieninę parametro vertę, ne tokią, kokia ji buvo Visatos jaunystėje, kai spinduliuotė atsiskyrė nuo medžiagos ir susiformavo foninė spinduliuotė. Prieš trejus metus gautas rezultatas buvo panašus, H_0 = 67,8\pm 0,9 km/s/Mpc. Ankstesni rezultatai, gauti senesniu teleskopu WMAP, buvo kiek didesni – prieš dešimt metų jie puikiai atitiko iš aplinkinių galaktikų stebėjimų gaunamą vertę, neatitikimai išryškėjo tik dabar.

Hablo parametro vertės, nustatytos „lokaliai“ (mėlyni simboliai ir intervalai) ir kosmologiškai (raudoni simboliai ir intervalai) skirtingais metais. Neatitikimai pradėjo ryškėti tik 2013 m., išanalizavus Planko teleskopo duomenis. Šaltinis: Wendy L. Freedman, Nature

Kur slypi neatitikimo priežastis? Paaiškinimai gali būti net keli. Gali būti, kad tai yra matavimų paklaidų efektas, nors to tikimybė vis mažėja. Visų aukščiaų nurodytų rezultatų paklaidos yra 1\sigma intervalai, kitaip tariant, egzistuoja 68% tikimybė, kad tikroji vertė patenka į nurodytą paklaidų intervalą. Atitinkamai, tikimybė, jog tikroji vertė patenka į dvigubai didesnį (2\sigma) intervalą, yra 95%, o į trigubai didesnį – 99,7%. Naujausių rezultatų skirtumas yra 5,87 km/s/Mpc, o paklaidų suma – 2,28 km/s/Mpc, taigi skirtumas yra maždaug 2,6 karto didesnis už suminę paklaidą. Skaičiuojant kiekvieno matavimo paklaidas atskirai, „kosmologinė“ Hablo parametro vertė nuo „lokaliai“ išmatuotos skiriasi 3,4 karto daugiau, nei „lokalaus“ matavimo paklaida, ir daugiau nei dešimt kartų daugiau, nei „kosmologinio“ matavimo paklaida. Kaip bežiūrėtume, skirtumas yra didelis, ir tikimybė, kad patikslinus matavimo rezultatus, skaičiai ims sutapti, yra gana maža.

Kita galima priežastis – sistematiniai efektai. Taip vadinami visi įmanomi efektai, kurie gali konkrečių matavimų rezultatus paveikti „į vieną pusę“ – padidinti arba sumažinti. Du būdai apskaičiuoti Hablo parametrą remiasi labai skirtingais matavimais – matuojami skirtingi objektai, skirtingose Visatos vietose, naudojant skirtingus prietaisus, rezultatai analizuojami remiantis skirtingais teoriniais modeliais – taigi ir juos veikiantys sistematiniai efektai yra skirtingi. Jei paaiškėtų, kad kosmologinius matavimus sistematiniai efektai veikia taip, kad Hablo parametro apskaičiuotoji vertė sumažėja, o aplinkinių galaktikų matavimus, priešingai, veikia taip, kad Hablo parametro vertė padidėja, problema galimai išsispręstų. Pavyzdžiui, galbūt neteisingi yra paralakso matavimų duomenys, kuriais remiasi „lokalus“ Hablo parametro įvertinimas? Ši galimybė kaip tik šiemet buvo patikrinta ir, remiantis geriausiais dabar turimais duomenimis apie Cefeidžių padėtis, sistematiško nuokrypio nuo ankstesnių rezultatų nerasta, taigi ieškoti atsakymo reikia kitur. O galbūt yra netikslumų Planck duomenyse ar jų interpretacijoje? Kosmologiniai duomenys labai tvirtai apibrėžia ne paties Hablo parametro, bet sandaugos \Omega_{\rm m} H_0^3 vertę, kur \Omega_{\rm m} \simeq 0,3 yra medžiagos dalis Visatos masės-energijos biudžete. Atskirti šių parametrų vertes yra labai sudėtinga, taigi įmanomas toks variantas, kad H_0 vertė būtų šiek tiek didesnė, o \Omega_{\rm m} – šiek tiek mažesnė. Per pastaruosius keliolika metų tikėtiniausia H_0 vertė nuolat mažėjo, bet naujausios vertės tikėtinumas nėra daug didesnis už penkiolikos metų senumo rezultato. Bent vienas profesionalus kosmologas galvoja, kad problemos šaknys slypi būtent čia – Planck teleskopo duomenys nėra pakankamai geri, kad galėtume atskirti H_0 ir \Omega_{\rm m} vertes. Gali būti ir taip, kad mūsų turimi duomenų kiekiai yra tiesiog nepakankami, kad galėtume įvertinti visus sistematinius efektus.

Jei neatitikimas yra ne matavimo paklaidų ir ne sistematinių paklaidų apraiška, kokios gali būti jo fizikinės priežastys? Kone bet koks fizikinis paaiškinimas apimtų pokyčius dabartiniame kosmologiniame modelyje. Pokyčių gali būti įvairių: galbūt tamsioji energija ne visada buvo vienoda, o laikui bėgant stiprėja arba silpsta? Galbūt tamsioji materija po truputį nyksta, dėl to mažėja materijos kiekis Visatoje ir spartėja plėtimasis? Galbūt Visatoje egzistuoja, arba kažkada egzistavo, daugiau įvairių elementariųjų dalelių, kurių kol kas nesame aptikę, ir jų tarpusavio sąveika pakeitė pirmykštės materijos pasiskirstymą? O gal mūsų aplinkoje Visatos tankis yra tiesiog mažesnis, nei likusioje Visatos dalyje, todėl aplinkinė Visata plečiasi sparčiau, nei tolima? Visgi daug optimizmo alternatyvios teorijos nesuteikia: neseniai atliktas daugybės jų patikrinimas parodė, kad nei viena alternatyvi kosmologinė teorija stebimo neatitikimo pilnai paaiškinti negali, nors šiek tiek ir sumažina.

Ką daryti toliau? Kaip išspręsti šią bėdą? Vienas potencialus kelias – nustatyti Hablo parametro vertę, remiantis kitais metodais, nei du naudojami dabar. Ir tai jau yra daroma. Gravitacinių bangų šaltinio GW170817, kilusio susijungiant dviem neutroninėms žvaigždėms, atstumo apskaičiavimas irgi priklauso nuo Hablo parametro. Apjungus gravitacinių bangų ir gama spindulių žybsnio, įvykusio to paties susijungimo metu, duomenis, apskaičiuota Hablo parametro vertė lygi H_0 = 68,9^{+4,7}_{-4,6} km/s/Mpc. Paklaidos, kaip matome, gerokai didesnės už kosminių kopėčių ir foninės spinduliuotės rezultatus, ir aprėpia juos abu. Taigi kol kas gravitacinės bangos nepajėgios atskleisti, kuri iš dviejų verčių yra teisingesnė. Bet gravitacinių bangų astronomija yra visiškai nauja sritis, taigi per artimiausius metus šie rezultatai gali reikšmingai pagerėti.

Kitas metodas remiasi galaktikų spiečių stebėjimais. Šis metodas nėra visiškai nepriklausomas nuo kosmologinio Hablo parametro matavimo, nes remiasi tais pačiais išeitiniais duomenimis – kosminės foninės mikrobangų spinduliuotės stebėjimais. Šios spinduliuotės fotonai, skriedami pro galaktikų spiečiuose esančius karštų dujų telkinius, sąveikauja su elektronais ir įgyja papildomos energijos, todėl foninės spinduliuotės spektras šiek tiek išsikreipia. Tai vadinama Sunjajevo-Zeldovičiaus, arba tiesiog SZ, efektu, o jis irgi priklauso nuo Hablo parametro. Naujausi skaičiavimai duoda Hablo parametro vertę H_0 = 67 \pm 3 km/s/Mpc. Ji dera su kosmologine verte, bet nedera su lokaliai išmatuotąja. Bet, kaip rašiau, šis skaičiavimas nėra visiškai atsietas nuo tų pačių kosmologinių matavimų, taigi neatmestina galimybė, kad juos abu veikia tie patys sistematiniai efektai, mažinantys Hablo parametro vertę.

Hablo parametras yra vienas iš svarbiausių kosmologinių dydžių – jis mums nurodo Visatos amžių ir dydį, struktūrų dydžius, o per juos – ir evoliuciją. Taigi dviem būdais nustatytų verčių nesutapimas yra bėda. Išspręsti ją gali prireikti ne vienerių metų, bet būtent tokių problemų sprendimai dažnai atneša didžiausius proveržius mūsų supratime apie Visatą. Gali būti, kad laukia įdomūs laikai.

Laiqualasse

P.S. Rašydamas šitą tekstą, bene pirmą kartą pasigailėjau, kad rašau ne angliškai. Nes į lietuvių kalbą išversti žodžių žaismo „Trouble with Hubble“ neišeina :(

2 comments

  1. Trouble with Hubble, haha!

    Deja, bet gravitacinės bangos nepadės išspręsti šio klausimo greitu metu. GW170817 buvo daugybe atvejų labai, labai išskirtinis signalas, tad per artimiausius 5 ar net 10 metų neatrasim nieko panašaus. Norint pasiekti Planck'o paklaidos dydį reiktų turėti apie 25 GW170817 signalus.

    Dabartiniai skaičiavimai rodo, kad galima tikėtis apie 0.5-2 GW+EM signalų per metus su dabartiniais GW detektoriais. Dabar jie išjungti, planuojama juos grąžint už 5-6mėnesių, tai matysim, kaip bus :)

    Šiaip dar įmanoma H_0 atrasti vien su GW bangomis ir galaktikų katalogais vietoj EM counterpart, bet tai yra labai netikslus metodas. Iš kitos pusės, dauguma GW signalų nebus aptikti elektromagnetinėmis bangomis, todėl su dideliais skaičiais tą netikslumą galima kažkiek išgelbėti.

    1. Kad tu žinotum, kaip man patinka tavo komentarai :) Na, o jei GW rezultatų reikės palaukti dešimtmetį ar daugiau, tai palauksim. Iki tada gal šita problema ir bus išspręsta, arba kosmologija apvirtusi :)

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *