Standardní model kosmologie je známý jako model LCDM. Zde CDM znamená Cold Dark Matter, která tvoří většinu hmoty ve vesmíru, a L znamená Lambda, což je symbol používaný v obecné teorii relativity k reprezentaci temné energie nebo expanze vesmíru. Zatímco pozorovací důkazy, které máme, do značné míry podporují model LCDM, existují s ním určité problémy. Jeden z nejvíce obtěžujících je známý jako kosmické napětí.
Soustředí se na naše měření Hubbleovy konstanty, která nám říká rychlost, jakou se vesmír rozpíná v průběhu času. Existuje mnoho způsobů, jak změřit Hubbleovu konstantu, od jasnosti vzdálených supernov přes shlukování galaxií až po fluktuace v kosmickém pozadí až po světlo mikrovlnných laserů. Všechny tyto metody mají výhody a nevýhody, ale pokud je náš kosmologický model správný, měly by se všechny shodovat v mezích nejistoty.
Naměřené hodnoty Hubblea nesouhlasí. Kredit: Wendy Freedman
Problém je, že nesouhlasí. V raných dobách kosmologie byla nejistota našeho měření tak velká, že se všechny tyto výsledky překrývaly, ale jak se naše měření zdokonalovala, bylo jasné, že různé metody dávají pro Hubbleovu konstantu mírně odlišné hodnoty. Ve zdvořilé společnosti astronomové říkají, že mezi těmito hodnotami je napětí.
Toto napětí znamená, že buď jsou naše měření trochu mimo, nebo je s naším modelem něco špatně. To vedlo některé astronomy k tomu, aby navrhli některé chybějící aspekty našeho modelu, například jak by hmotnost neutrin mohla přerovnat naše hodnoty z Hubblea. Ale jak stále přicházejí nová měření Hubbleovy konstanty, vypadá to, jako by se napětí jen zhoršovalo. Nyní nový článek od Wendy Freedman tvrdí, že problém s napětím není tak špatný a že napětí pravděpodobně zmizí, protože další generace dalekohledů nám poskytne ještě lepší data.
Jak to tak je, hlavní napětí v hodnotách HST vzniká mezi metodami, které se spoléhají na žebřík kosmické vzdálenosti, jako je pozorování supernov, a těmi, které tomu tak nejsou, jako je kosmické mikrovlnné pozadí (CMB).
S fluktuacemi CMB v podstatě změříte měřítko, ve kterém jsou malé změny teploty nejrozšířenější, a porovnáte to se shlukováním galaxií, které dnes vidíme. To vám dává míru toho, jak moc se vesmír rozšířil. Nevýhodou této metody je, že CMB světlo je nejvzdálenější světlo, které můžeme pozorovat. Velká část z toho prošla plynem a prachem, aby se dostala až k nám, takže je obtížné rozlišit, zda jsou fluktuace vlastní kosmickému pozadí nebo jsou způsobeny prachem, který blokuje část světla.
U supernov porovnáváte pozorovanou jasnost supernovy typu Ia s její skutečnou jasností. Vzhledem k tomu, že vzdálenější objekty vypadají slabší než blízké, můžete toto srovnání použít k měření vzdálených galaktických vzdáleností. Bohužel znát skutečnou jasnost supernovy, což můžete udělat, pouze pokud již znáte vzdálenost. Astronomové tedy používají jiné metody, jako jsou proměnné cepheid, k měření vzdálenosti blízkých galaxií, používají pozorování supernov v těchto galaxiích k určení jejich jasnosti a pak to používají k měření vzdálenějších galaxií. Tedy žebřík pozorování na dálku.
Rudé obří hvězdy by mohly vyřešit vesmírné napětí. Kredit: ESO/M. Kornmesser
V tomto novém článku Freedman ukazuje, že proměnné cefeid nejsou úplně standardem, za který je považujeme. Pro srovnání, rudé obří hvězdy mohou být použity pro měření vzdálenosti, protože mají konzistentní maximální jas, než vyblednou. Při použití hvězd červených obrů v žebříčku kosmické vzdálenosti poskytuje metoda supernov hodnotu Hubblea mnohem konzistentnější s metodou CMB. Jak to vidí Freedman, jak nám nové dalekohledy poskytnou přesnější pozorování proměnných cefeid a červených obrů, mezera se bude dále uzavírat.
Problém napětí v kosmologii není v žádném případě vyřešen. Ale možná to nakonec nebude problém. Ať tak či onak, Freedman má naprostou pravdu, že řešením je více pozorování a lepší data.
[^ 1]: Freedman, Wendy L. a kol. “ Carnegie-Chicago Hubble program. VIII. Nezávislé určení Hubbleovy konstanty na základě špičky větve rudého obra. 'The Astrophysical Journal882,1 (2019): 34.
[^2]: Freedman, Wendy L.“ Měření Hubbleovy konstanty: Napětí v perspektivě. 'arXiv předtiskarXiv: 2106.15656 (2021).
