Dopo il Big Bang, l'Universo era quasi perfettamente uniforme e pieno di materia, energia e radiazioni in uno stato in rapida espansione. Col passare del tempo, l'Universo non solo forma elementi, atomi, ammassi e ammassi insieme, il che porta a stelle e galassie, ma si espande e si raffredda per tutto il tempo. Nessuna alternativa può eguagliarlo. (NASA / GSFC)

Ecco come gli astronomi risolveranno la controversia sull'universo in espansione

Quando due tecniche diverse danno due risultati diversi, o qualcuno ha torto o sta succedendo qualcosa di incredibile.

Immagina di essere uno scienziato che tenta di misurare alcune proprietà dell'Universo. Se sei curioso di sapere come funziona qualcosa, dovrai trovare un modo per dedurre non solo ciò che sta accadendo, ma in quale quantità. Questo è un compito difficile; vuoi non solo la risposta qualitativa alla domanda su ciò che sta accadendo, ma anche la parte quantitativa, rispondendo alla domanda "di quanto?"

In cosmologia, una delle grandi sfide è misurare l'espansione dell'Universo. Sappiamo dagli anni 1920 che l'Universo si sta espandendo, anche se è stata una ricerca per le generazioni determinare "in che misura?" Oggi ci sono diversi gruppi che utilizzano una moltitudine di tecniche diverse per misurare esattamente questo. Le risposte che ottengono rientrano costantemente in una di due categorie, ma sono incompatibili tra loro. Ecco come intendiamo risolvere questo enigma.

La storia dell'universo in espansione, incluso ciò di cui è composta al momento. (ESA AND THE PLANCK COLLABORATION (MAIN), CON MODIFICHE DI E. SIEGEL; UTENTE COMUNE NASA / WIKIMEDIA 老陳 (INSET))

Per generazioni, astronomi, astrofisici e cosmologi hanno tentato di affinare le nostre misurazioni del ritmo di espansione dell'Universo: la costante di Hubble. Ecco perché abbiamo progettato e costruito il telescopio spaziale Hubble. Il progetto chiave è stato quello di effettuare questa misurazione ed è stato straordinariamente efficace. Il tasso ottenuto era di 72 km / s / Mpc, con solo un'incertezza del 10%. Questo risultato, pubblicato nel 2001, ha risolto una controversia vecchia quanto la stessa legge di Hubble.

Ma nel 2019 ne è sorto uno nuovo. Un campo, usando le reliquie delle prime fasi del Big Bang, continua a ottenere valori di ~ 67 km / s / Mpc, con un'incertezza dichiarata dell'1–2%. L'altro campo, usando le misurazioni dell'Universo relativamente vicino, sostiene ~ 73 km / s / Mpc, con incertezze di appena il 2-3%. Questi errori sono così piccoli che non si sovrappongono più. Qualcosa non va e non possiamo capire dove.

Tensioni di misura moderne dalla scala della distanza (rossa) con i primi dati del segnale provenienti da CMB e BAO (blu) mostrati per il contrasto. È plausibile che il metodo del segnale precoce sia corretto e che vi sia un difetto fondamentale nella scala delle distanze; è plausibile che ci sia un errore su piccola scala che pregiudichi il metodo del segnale precoce e che la scala della distanza sia corretta, o che entrambi i gruppi abbiano ragione e che il colpevole sia una qualche nuova forma fisica (mostrata in alto). Ma in questo momento, non possiamo esserne sicuri. (ADAM RIESS (COMUNICAZIONE PRIVATA))

L'universo era più piccolo, più caldo e più denso in passato. La luce proveniente da qualsiasi posizione nello spazio deve viaggiare attraverso l'Universo in espansione per arrivare ai nostri occhi. Idealmente, possiamo misurare la luce che riceviamo, determinare una distanza per il segnale che misuriamo e dedurre il modo in cui l'Universo si è espanso nel corso della sua storia per provocare il segnale che effettivamente rileviamo.

Le due classi di metodi che usiamo, tuttavia, stanno dando risultati incompatibili. Le possibilità sono triplici:

  1. Il gruppo delle "prime reliquie" si sbaglia. C'è un errore fondamentale nel loro approccio a questo problema e sta orientando i loro risultati verso valori irrealisticamente bassi.
  2. Il gruppo "scala delle distanze" è sbagliato. C'è una sorta di errore sistematico nel loro approccio, che orienta i loro risultati verso valori errati e alti.
  3. Entrambi i gruppi sono corretti e c'è una sorta di nuova fisica in gioco responsabile per i due gruppi che ottengono risultati diversi.
Candele standard (L) e righelli standard (R) sono due diverse tecniche utilizzate dagli astronomi per misurare l'espansione dello spazio a vari tempi / distanze in passato. In base a come quantità come la luminosità o la dimensione angolare cambiano con la distanza, possiamo dedurre la storia di espansione dell'Universo. L'uso del metodo a candela fa parte della scala della distanza, che produce 73 km / s / Mpc. L'uso del righello fa parte del metodo del segnale precoce, producendo 67 km / s / Mpc. (NASA / JPL-CALTECH)

Certo, tutti pensano di avere ragione e le altre squadre hanno torto. Ma il modo in cui la scienza funziona non è per derisione, ma trovando le prove conclusive necessarie per ribaltare le scale. Ecco come gli astronomi risolveranno la più grande controversia della cosmologia e impareranno come l'Universo si sta effettivamente espandendo.

1.) Il primo gruppo di reliquie si sbaglia? Prima di avere il satellite Planck, avevamo COBE e WMAP. Mentre Planck ci ha fornito una mappa del bagliore residuo del Big Bang fino a scale angolari di soli 0,07 °, COBE è stato in grado di scendere solo a circa 7 ° e WMAP, sebbene molto meglio, ci ha portato solo a circa 0,5 °. C'era una degenerazione tra tre parametri separati nei dati: la densità della materia, il tasso di espansione e l'indice spettrale scalare. All'epoca del WMAP, i dati in realtà favorivano ~ 71 km / s / Mpc, sebbene con grandi incertezze.

Prima di Planck, il migliore adattamento ai dati indicava un parametro di Hubble di circa 71 km / s / Mpc, ma un valore di circa 69 o superiore ora sarebbe troppo grande sia per la densità della materia oscura (asse x) che abbiamo visto con altri mezzi e l'indice spettrale scalare (lato destro dell'asse y) di cui abbiamo bisogno perché la struttura su larga scala dell'Universo abbia un senso. (P.A.R. ADE ET AL. AND THE PLANCK COLLABORATION (2015))

Fu solo quando Planck ci portò su quelle scale angolari più piccole che la degenerazione fu spezzata e scoprimmo che il tasso di espansione doveva essere basso. Il motivo è che quelle minuscole scale angolari codificano le informazioni sull'indice spettrale scalare (n_s, nel diagramma seguente), che escludono i grandi valori della velocità di espansione (e, di conseguenza, i piccoli valori per la densità della materia), e insegnano noi che il tasso di espansione deve essere più vicino a 67 km / s / Mpc, con un'incertezza molto piccola.

È possibile, tuttavia, che qualcosa sia errato o distorto sulla nostra analisi delle piccole scale angolari. Dovrebbe influenzare non solo Planck, ma altri esperimenti indipendenti sulla CMB. Anche se si evita del tutto la CMB, si ottiene comunque un risultato che mostra che un metodo di reliquia precoce produce un tasso di espansione molto più basso da ciò che indica la scala della distanza.

Anche se non pensiamo che questo sia probabile - e anche la tecnica della reliquia precoce indipendente delle oscillazioni acustiche barioniche (o "scala della distanza inversa") produce risultati coerenti - è importante tenere presente che un piccolo errore che non abbiamo correttamente considerato perché potrebbe drasticamente spostare le nostre conclusioni.

Le correlazioni tra alcuni aspetti dell'entità delle fluttuazioni di temperatura (asse y) in funzione della scala angolare decrescente (asse x) mostrano un universo coerente con un indice spettrale scalare di 0,96 o 0,97, ma non 0,99 o 1,00. (P.A.R. ADE ET AL. E LA COLLABORAZIONE PLANCK)

2.) Il gruppo della scala delle distanze è sbagliato? Questo è difficile. Esistono molte tecniche diverse per misurare le distanze dagli oggetti nell'Universo in espansione, ma hanno tutte alcune cose in comune:

  • iniziano misurando direttamente (ad esempio, geometricamente) le distanze da oggetti noti e facilmente visibili nella nostra galassia,
  • vediamo quindi quegli stessi tipi di oggetti in altre galassie, permettendoci di inferire la distanza da quelle galassie in base alle proprietà note di quegli oggetti,
  • e alcune di quelle galassie contengono anche fenomeni astronomici più luminosi, permettendoci di usarlo come punto di calibrazione per sondare galassie ancora più distanti.

Sebbene, storicamente, ci siano più di una dozzina di diversi indicatori di distanza, il modo più rapido e semplice per uscire a grandi distanze cosmiche ora prevede solo tre passaggi: parallasse a stelle variabili note come Cefeidi nella nostra galassia; singoli Cefeidi in altre galassie, alcune delle quali ospitano anche supernova di tipo Ia; e quindi digitare Ia supernovae in tutto l'Universo.

La costruzione della scala della distanza cosmica implica il passaggio dal nostro Sistema Solare alle stelle, dalle galassie vicine a quelle distanti. Ogni

Usando questo metodo, otteniamo un tasso di espansione di 73 km / s / Mpc, con un'incertezza di circa il 2-3%. Ciò è chiaramente incompatibile con i risultati del primo gruppo di reliquie. Comprensibilmente, molti sono preoccupati per una serie di possibili fonti di errore e i team che lavorano sulla scala delle distanze sono molto piccoli rispetto ai team che lavorano sul metodo delle reliquie iniziali.

Tuttavia, ci sono molte ragioni per cui le squadre di scale distanti devono essere fiduciose nei loro risultati. I loro errori sono quantificati quanto si potrebbe sperare, ci sono controlli incrociati indipendenti sulla calibrazione Cefeide oltre alla parallasse, e l'unica potenziale trappola è un "sconosciuto sconosciuto", che realisticamente potrebbe affliggere qualsiasi sottocampo dell'astronomia in qualsiasi tempo. Tuttavia, ci sono piani per fare ancora meglio. Questi sono i molteplici modi in cui gli astronomi verificheranno se la scala della distanza cosmica sta davvero fornendo una misurazione affidabile della velocità di espansione dell'Universo.

Quattro diverse cosmologie portano alle stesse fluttuazioni nel CMB, ma la misurazione indipendente di un singolo parametro (come H_0) può interrompere tale degenerazione. I cosmologi che lavorano sulla scala delle distanze sperano di sviluppare un simile schema simile a una pipeline per vedere come le loro cosmologie dipendono dai dati inclusi o esclusi (MELCHIORRI, A. & GRIFFITHS, L.M., 2001, NEWAR, 45, 321)

Possiamo sviluppare una pipeline per gli input della scala delle distanze come per gli input delle prime reliquie? In questo momento, ci sono molti programmi che possono prendere una serie di parametri cosmologici e darti lo sfondo di microonde cosmico previsto, oppure possono prendere lo sfondo di microonde cosmico osservato e darti i parametri cosmologici che tali misure implicano.

Puoi vedere come, al variare dei tuoi dati, variano parametri come la densità della materia, l'equazione dello stato dell'energia oscura o la velocità di espansione, insieme alle loro barre di errore.

Le squadre della scala di distanza stanno cercando di sviluppare una conduttura simile; uno non esiste ancora. Al termine, dovremmo essere in grado di ottenere una lettura ancora più accurata della loro sistematica, ma in modo superiore a quello che abbiamo oggi. Potremo vedere, quando vari punti / insiemi di dati sono inclusi o esclusi, in che modo sia il valore medio sia le incertezze nel valore della velocità di espansione sono sensibili a loro. (Sebbene, nel 2016, nell'analisi della supernova siano stati presi in considerazione oltre 100 modelli e variando tra loro non è stato possibile spiegare la discrepanza in tutte le forme.)

Due modi diversi per realizzare una supernova di tipo Ia: lo scenario di accrescimento (L) e lo scenario di fusione (R). Non è ancora noto quale di questi due meccanismi sia più comune nella creazione di eventi di supernova di tipo Ia o se vi sia una componente da scoprire in queste esplosioni. Esaminando le regioni in cui non vi sono binari di accumulo, è possibile rimuovere un potenziale errore sistematico con la scala delle distanze. (NASA / CXC / M. WEISS)

Una potenziale fonte di errore potrebbe essere che esistono due classi di supernova di tipo Ia: dall'accumulo di nane bianche e dalla fusione di nane bianche. Ci sono vecchie stelle dappertutto, il che significa che dovremmo vedere fondere nane bianche ovunque. Ma solo nelle regioni in cui nuove stelle si stanno formando o si sono formate di recente (note come regioni HII) possiamo ottenere nane bianche in crescita. È interessante notare che le stelle variabili Cefeide, che fanno anche parte della scala delle distanze, si trovano solo in regioni che hanno formato anche nuove stelle.

Non possiamo districare quale classe di supernova stiamo vedendo quando guardiamo nelle regioni ricche di Cefeidi. Ma se guardiamo in un luogo in cui non ci sono giovani stelle, possiamo essere certi che stiamo vedendo supernove dalla fusione di nane bianche. Ci sono buoni motivi per ritenere che questo sistematico sia piccolo rispetto alla discrepanza generale, ma non tutti sono convinti. L'uso di un diverso indicatore di distanza intermedia, come l'evolversi delle stelle sulla punta del ramo gigante asintotico che si trova negli aloni esterni delle galassie, eliminerà questo potenziale errore sistematico. Attualmente ci sono circa una dozzina di misurazioni da vari team di scale distanti che mostrano un buon accordo con i Cefeidi, ma è ancora necessario lavorare di più.

Un quasar a doppia lente, come quello mostrato qui, è causato da una lente gravitazionale. Se si può comprendere il ritardo delle immagini multiple, potrebbe essere possibile ricostruire una velocità di espansione per l'Universo alla distanza del quasar in questione. (TELESCOPIO SPAZIALE DELLA NASA, TOMMASO TREU / UCLA E BIRRER ET AL)

Infine, esiste il controllo di integrità definitivo: utilizzare un metodo completamente indipendente che non ha alcuna scala per misurare la velocità di espansione. Se potessi misurare un indicatore di distanza in varie posizioni in tutto l'Universo, sia vicino che lontano, ti aspetteresti di ricevere un segnale che potrebbe risolvere il problema una volta per tutte. Tuttavia, qualsiasi nuovo metodo sarà ostacolato da statistiche basse ed errori sistematici ancora da determinare.

Tuttavia, ci sono due modi in cui gli scienziati stanno cercando di farlo proprio ora. Il primo è attraverso le sirene standard, che ti ispirano e fondono le stelle di neutroni, anche se queste saranno preferibilmente vicine su scala cosmica. (Ne abbiamo visto uno, definitivamente, finora, ma LIGO / Virgo se ne aspetta molti altri nei prossimi decenni.) L'altro è attraverso la misurazione del ritardo di segnali a immagini multiple da lenti gravitazionali. Il primo di questi insiemi di dati sta arrivando da questo momento, con quattro obiettivi noti che mostrano un accordo con il team della scala a distanza, ma c'è ancora molta strada da fare.

Una regione dello spazio priva di materia nella nostra galassia rivela l'Universo oltre, dove ogni punto è una galassia lontana. La struttura cluster / vuoto può essere vista molto chiaramente. Se viviamo in una regione sottodimensionata / vuota, ciò potrebbe allontanare sia la scala della distanza sia i metodi stella / stella di neutroni che si fondono dai risultati dei primi metodi reliquia / CMB / BAO. (ESA / HERSCHEL / SPIRE / HERMES)

Se questo spiana il modo in cui molti sperano (e alcuni temono), significa che dovremo ricorrere alla terza - e più problematica - opzione.

3.) Entrambi i gruppi sono corretti. È possibile che il modo in cui misuriamo il tasso di espansione dell'Universo sia di fondamentale importanza per il valore che otteniamo. Se misuriamo oggetti cosmicamente vicini e guardiamo verso l'esterno, otteniamo un risultato di circa 73 km / s / Mpc. Se misuriamo la velocità di espansione dalle più grandi scale di distanza cosmica, otteniamo un risultato di 67 km / s / Mpc. Ci sono una serie di spiegazioni affascinanti per questo, tra cui:

  • la nostra regione locale dell'Universo ha proprietà insolite rispetto alla media (anche se questo è già sfavorevole),
  • l'energia oscura sta cambiando in modo inaspettato nel tempo,
  • la gravità si comporta diversamente da quanto ci aspettassimo sulle scale cosmiche,
  • oppure esiste un nuovo tipo di campo o forza che permea l'Universo.

Ma prima di saltare a questi scenari esotici, dobbiamo assicurarci che nessuno dei due gruppi abbia commesso un errore. Anche un piccolo pregiudizio potrebbe rendere conto dell'intera controversia attuale, nonostante i molteplici controlli indipendenti. È in gioco la nostra comprensione dell'universo stesso in cui abitiamo. L'importanza di eseguire ogni due diligence e di assicurarsi di aver capito bene non può essere sopravvalutata.

Starts With A Bang è ora su Forbes e ripubblicato su Medium grazie ai nostri sostenitori di Patreon. Ethan ha scritto due libri, Beyond The Galaxy e Treknology: The Science of Star Trek da Tricorders a Warp Drive.