Wszechświat przestał nas zwodzić. To rzadkie zjawisko wiele wyjaśnia
To, że Wszechświat się rozszerza, wiadomo od prawie stu lat, ale jak szybko? Dokładne tempo tej ekspansji pozostaje przedmiotem gorących dyskusji i stanowi wyzwanie dla standardowego modelu kosmologii. Mamy dwa sposoby żeby to zmierzyć i każdy podaje inny wynik. Pojawiła się jednak trzecia metoda.
Zespół badawczy z Politechniki Monachijskiej (TUM), Uniwersytetu Ludwika i Maksymiliana (LMU) oraz Instytutów Maxa Plancka MPA i MPE zobrazował i stworzył model wyjątkowo rzadkiej supernowej, która może zapewnić nowy, niezależny sposób pomiaru tempa rozszerzania się Wszechświata.
Supernowa ta, to rzadka, superjasna eksplozja gwiezdna, odległa o 10 mld lat świetlnych i znacznie jaśniejsza niż typowe supernowe. Jest wyjątkowa również z innego powodu: pojedyncza supernowa pojawia się na nocnym niebie pięć razy dzięki zjawisku znanemu jako soczewkowanie grawitacyjne.
Dwie galaktyki na pierwszym planie zakrzywiają światło supernowej w drodze do Ziemi, zmuszając je do podążania różnymi ścieżkami. Ponieważ te ścieżki mają nieznacznie różną długość, światło dociera do Ziemi w różnym czasie. Mierząc opóźnienia czasowe między kolejnymi kopiami supernowej, naukowcy mogą określić obecne tempo ekspansji Wszechświata, znane jako stała Hubble'a.
Sherry Suyu, profesor nadzwyczajna kosmologii obserwacyjnej na Uniwersytecie Technicznym w Michigan i pracownik naukowy Instytutu Astrofizyki Maxa Plancka, wyjaśnia: - Nazwaliśmy tę supernową SN Winny, zainspirowaną jej oficjalną nazwą SN 2025wny. To niezwykle rzadkie zjawisko, które może odegrać kluczową rolę w pogłębieniu naszej wiedzy o kosmosie. Prawdopodobieństwo znalezienia superjasnej supernowej idealnie dopasowanej do odpowiedniej soczewki grawitacyjnej jest mniejsze niż jedna na milion. Poświęciliśmy sześć lat na poszukiwania takiego zdarzenia, tworząc listę obiecujących soczewek grawitacyjnych, a w sierpniu 2025 roku SN Winny idealnie pasowała do jednej z nich.
Kolorowy obraz o wysokiej rozdzielczości przedstawiający wyjątkową supernową
Ponieważ supernowe soczewkowane grawitacyjnie są tak rzadkie, do tej pory podjęto zaledwie kilka prób takich pomiarów. Ich dokładność w dużej mierze zależy od tego, jak dobrze można określić masy galaktyk działających jak soczewka, ponieważ masy te kontrolują siłę załamania światła supernowej.
Aby zmierzyć te masy, członkowie zespołu z MPE i LMU uzyskali obrazy za pomocą Wielkiego Teleskopu Lornetkowego w Arizonie w USA, wykorzystując dwa lustra o średnicy 8,4 m i system optyki adaptacyjnej, który koryguje rozmycie atmosferyczne. Rezultatem jest pierwszy jak dotąd opublikowany kolorowy obraz tego systemu w wysokiej rozdzielczości.
Obserwacje ujawniają dwie galaktyki soczewkowe na pierwszym planie w centrum oraz pięć niebieskawych kopii supernowej – przypominających eksplozję fajerwerku. Jest to dość nietypowe, ponieważ układy soczewkowe o skali galaktyki zazwyczaj produkują tylko dwie lub cztery kopie. Wykorzystując położenie wszystkich pięciu kopii, Allan Schweinfurth (TUM) i Leon Ecker (LMU), młodzi naukowcy z zespołu, zbudowali pierwszy model rozkładu masy soczewki.
Do tej pory większość soczewkowanych supernowych była powiększana przez masywne gromady galaktyk, których rozkłady masy są złożone i trudne do modelowania. Jednak SN Winny jest soczewkowana przez zaledwie dwie pojedyncze galaktyki. Stwierdziliśmy, że te galaktyki charakteryzują się ogólnie gładkim i regularnym rozkładem światła i masy, co sugeruje, że nie zderzyły się one jeszcze w przeszłości, pomimo ich pozornej bliskości. Prostota tego systemu stwarza ekscytującą możliwość pomiaru tempa ekspansji Wszechświata z dużą dokładnością – mówi Allan Schweinfurth.
Dwie metody, dwa bardzo różne wyniki
Do tej pory naukowcy opierali się głównie na dwóch metodach pomiaru stałej Hubble'a, ale te metody dawały sprzeczne wyniki. Ta zagadka znana jest jako napięcie Hubble'a.
Pierwszą z nich jest metoda lokalna, która mierzy odległości do galaktyk krok po kroku, niczym wspinanie się po drabinie, gdzie każdy kolejny krok zależy od poprzedniego; stąd nazywana jest kosmiczną drabiną odległości. Wykorzystuje ona obiekty o znanej jasności do szacowania odległości, a następnie porównuje te odległości z prędkością, z jaką oddalają się galaktyki. Ponieważ metoda ta obejmuje wiele etapów kalibracji, nawet niewielkie błędy mogą się kumulować i wpływać na wynik końcowy.
Druga metoda sięga znacznie dalej w przeszłość. Bada mikrofalowe promieniowanie tła, słabą poświatę Wielkiego Wybuchu, i wykorzystuje modele wczesnego Wszechświata do obliczenia dzisiejszego tempa ekspansji. To podejście jest bardzo precyzyjne, ale w dużej mierze opiera się na założeniach dotyczących ewolucji Wszechświata, które wciąż są przedmiotem debaty.
Więcej na Spider's Web:
Nowe podejście do stałej Hubble’a
Teraz pojawia się trzecia, niezależna metoda: wykorzystanie supernowej soczewkowanej grawitacyjnie. Stefan Taubenberger, czołowy członek zespołu profesora Suyu i pierwszy autor badania identyfikacji supernowych, wyjaśnia, że mierząc opóźnienia czasowe między wieloma kopiami supernowej i znając rozkład masy galaktyki soczewkującej, naukowcy mogą bezpośrednio obliczyć stałą Hubble'a: - W przeciwieństwie do kosmicznej drabiny odległości, jest to metoda jednoetapowa, z mniejszą liczbą i całkowicie odmiennymi źródłami niepewności systematycznych.
Astronomowie na całym świecie szczegółowo obserwują obecnie SN Winny za pomocą teleskopów naziemnych i kosmicznych. Ich wyniki dostarczą nowych, kluczowych informacji i pomogą wyjaśnić długotrwałe napięcie Hubble'a.
Napięcie Hubble'a
Problem pomiaru tempa rozszerzania się Wszechświata, znany w kosmologii powszechnie jako „napięcie Hubble'a” (z ang. Hubble tension), wynika z rosnącej i trudnej do zignorowania rozbieżności między dwiema głównymi metodami wyznaczania stałej Hubble'a. Pierwsze podejście opiera się na obserwacjach wczesnego Wszechświata, przede wszystkim poprzez analizę mikrofalowego promieniowania tła (CMB), reliktowego echa Wielkiego Wybuchu, zbadanego z niezwykłą precyzją przez satelitę Planck.
Te dane, w połączeniu ze standardowym modelem kosmologicznym (Lambda-CDM), pozwalają przewidzieć teoretyczne tempo dzisiejszej ekspansji. Druga metoda, nazywana lokalną, polega na bezpośrednich, empirycznych pomiarach odległości i prędkości oddalania się galaktyk w późnym Wszechświecie.
W tym celu astronomowie konstruują tzw. drabinę odległości kosmicznych, opierając się na obiektach o znanej jasności absolutnej, zwanych świecami standardowymi, najczęściej są to pulsujące gwiazdy (cefeidy) oraz potężne eksplozje supernowych typu Ia.
Istota kryzysu w kosmologii tkwi w konkretnych liczbach, które te dwie niezależne metody dostarczają, a których błędy statystyczne są już zbyt małe, aby tłumaczyć różnice zwykłym przypadkiem. Z obserwacji wczesnego Wszechświata (CMB) wynika, że stała Hubble'a wynosi około 67,4 km/s/Mpc (kilometrów na sekundę na megaparsek).
Tymczasem precyzyjne pomiary lokalne, w tym te wspierane przez kosmiczne teleskopy Hubble'a i Jamesa Webba, uparcie wskazują na wartość zauważalnie wyższą, oscylującą wokół 73–74 km/s/Mpc. Ta drastyczna różnica oznacza, że bliski nam Wszechświat rozszerza się o około 9 proc. szybciej, niż wynikałoby to z naszej wiedzy o jego początkach.
Sytuacja ta sugeruje dwa scenariusze: albo w naszych najdokładniejszych pomiarach i kalibracjach teleskopów wciąż kryją się nierozpoznane błędy systematyczne, albo nasz standardowy model kosmologiczny jest po prostu niekompletny i wymaga wprowadzenia nowej fizyki, na przykład nieznanych wcześniej właściwości ciemnej materii, wczesnej ciemnej energii lub dodatkowych cząstek.
