Kríza v kozmológii?

Ak dve veľmi presné merania Hubblovej konštanty dávajú rozdielne výsledky, niečo určite nie je v poriadku. Ak sa domnievame, že merania nie sú zaťažené nejakou zatiaľ neidentifikovanou systematickou chybou, rozpor by naznačoval medzery v našom chápaní vesmíru.

Pred sto rokmi si ľudstvo prestalo myslieť, že naša Galaxia je celý vesmír. V čase vydania tohto čísla časopisu Vesmír uplynie sto rokov od potvrdenia domnienky, prvýkrát vyslovenej Immanuelom Kantom, že špirálové hmloviny, napríklad veľká hmlovina v Androméde, sú vzdialené vesmírne ostrovy podobné našej Mliečnej ceste. Dňa 23. novembra 1924 vyšiel v New York Times článok, že pozorovania premenných hviezd typu Cefeidy v hmlovinách Messier 31 a Messier 33 „Dr. Edwinom Hubbellom“ v observatóriu na Mount Wilson potvrdili obrovské vzdialenosti týchto objektov, ktoré sú nezlučiteľné s hypotézou, že sú to objekty v našej Mliečnej ceste. Išlo síce len o krátky text na 6. strane novín, ktorý dokonca nesprávne uviedol meno Edwina Hubbla (Hubbell namiesto Hubble), ale tento článok ohlasoval tektonický posun v dovtedajšom chápaní veľkosti vesmíru. Teda, podľa definície amerického prírodného filozofa Thomasa S. Kuhna, išlo o posun paradigmy. Náš vesmír to už nebola len Mliečna cesta s jej 200 až 400 miliardami hviezd. Dozvedeli sme sa, že podobných mliečnych ciest sú vo vesmíre miliardy. Odrazu bol náš vesmír omnoho väčší a pestrejší.

Článok v New York Times, 23. novembra 1924.

Edwin Hubble potom 1. januára 1925 predstavil svoj objav na konferencii americkej astronomickej spoločnosti. Avšak recenzovaný článok v Astrophysical Journal 69, 103 o tom vyšiel až v roku 1929. V tom roku mal už Hubble odhadnuté vzdialenosti k 24 „hmlovinám“. A keď svoje odhady porovnal s červenými posunmi, ktoré určil jeho asistent Milton Humason v Mount Wilson a nezávisle Vesto Slipher v Lowell Observatory, zistil, že čím sú tieto galaxie vzdialenejšie, tým majú väčšiu radiálnu rýchlosť – teda tým rýchlejšie sa od nás vzďaľujú. Objav tejto priamej úmery medzi vzdialenosťou a vzďaľovaním v_r = H₀d, kde v_r je radiálna rýchlosť galaxie (rýchlosť, ktorou sa od nás vzďaľuje), d je jej vzdialenosť a H₀ je takzvaná Hubblova konštanta, dnes poznáme ako Hubblov zákon. Hubblove odhady vzdialeností boli asi 7-násobne podhodnotené a vychádzala mu preto príliš vysoká konštanta H₀, asi 500 km · s^–1 · Mpc^–1. Avšak ukázalo sa, že jeho revolučný záver o rozpínaní nášho vesmíru je správny. Približne v rovnakom čase pracoval na modeli rozpínajúceho sa vesmíru aj belgický kňaz, matematik a astronóm, Georges LemaÎtre, ktorý publikoval prvý odhad „Hubblovej“ konštanty ešte v roku 1927, teda dva roky pred Hubblom, v relatívne neznámom časopise Annales de la Société Scientifique de Bruxelles. V tom čase síce ostal článok takmer nepovšimnutý, ale vzhľadom na jeho význam sa dnes zákon vzďaľovania galaxií označuje aj ako Hubblov-LemaÎtrov.

Merania vzdialeností galaxií sa čoskoro spresnili, avšak hodnota Hubblovej konštanty ostala dlhé roky v rozmedzí 50 až 100 km · s^–1 · Mpc^–1, čo je stále nepríjemne vysoká úroveň neistoty. Spresnenie hodnoty H₀ sa v 90. rokoch stalo najdôležitejšou úlohou vesmírneho ďalekohľadu pomenovaného po Edwinovi Hubblovi. Cieľom tohto takzvaného kľúčového projektu (Hubble key project) bolo zmerať Hubblovu konštantu s presnosťou 10 %. Projekt viedla astrofyzička Wendy Freedman z University of Chicago a výsledné meranie Hubblovej konštanty H₀ = 72 ± 8 km · s^–1 · Mpc^–1 publikovala v roku 2001. Bol to obrovský úspech! Avšak dnes, po takmer štvrťstoročí, sme vstúpili do obdobia „precíznej kozmológie“, jej cieľom sa stalo určiť kozmologické parametre s presnosťou 1 %.

Hubblova konštanta sa v súčasnosti určuje niekoľkými nezávislými spôsobmi. Najdôležitejšiu úlohu zohrávajú: 1. nepriame merania pomocou takzvaného reliktného žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia a 2. pozorovania rozpínania vesmíru, zavislé od meraní vzdialeností a radiálnych rýchlostí galaxií.

Presné merania spektra fluktuácií v reliktnom žiarení pomocou družíc WMAP a Planck nám dovoľujú určiť parametre kozmologického modelu ΛCDM, ktorý dnes najlepšie opisuje pozorované vlastnosti vesmíru. Podľa tohto modelu je dominantnou zložkou vesmíru tmavá energia (68 %) vo forme kozmologickej konštanty Λ, ktorá sa spája s energiou vákua s negatívnym tlakom prispievajúcim k zrýchlenému rozpínaniu vesmíru. Zvyšok je takzvaná nebaryónová tmavá hmota (27 %), ktorú tvoria dodnes neobjavené častice s relatívne vysokou hmotnosťou a baryónová hmota (5 %), tvoriaca celý, astronomickými ďalekohľadmi priamo pozorovateľný, vesmír. Na základe tohto modelu vychádza Hubblova konštanta H₀ = 67,4 ± 0,5. km · s^–1 · Mpc^–1. Z priamych pozorovaní radiálnych rýchlostí asi 300 galaxií vo vzdialenosti menšej ako dve miliardy svetelných rokov ale Hubblova konštanta vychádza H₀ = 74,0 ± 1,4 km · s^–1 · Mpc^–1. Vzhľadom na uvedené chyby merania sú rozdiely týchto hodnôt nepríjemne veľké. A to môže znamenať len dve veci: buď sú tieto merania zaťažené systematickými chybami, ktoré unikli pozornosti, alebo je náš predpokladaný model vesmíru (ΛCDM) neúplný.

Kompletný rebrík kozmických vzdialeností vedúcí k určeniu Hubblovej konštanty. Spodný panel: Závislosť periódy a luminozity cefeíd kalibrovaná pomocou geometrických vzdialeností. Stredný panel: Luminozity supernov typu Ia kalibrované pomocou cefeíd. Horný panel: Hubblova konštanta je určená zo vzdialeností galaxií určených pomocou supernov typu Ia a ich radialných rýchlostí.

Zdroj: Adam G. Riess et al., A Comprehensive Measurement of the Local Value of the Hubble Constant with 1km/s Mpc⁻¹ Uncertainty from the Hubble Space Telescope and the SH0ES Team Astrophys. J. Lett., 2022; DOI: 10.3847/2041-8213/ac5c5b

Ak je chybné určenie Hubblovej konštanty z kozmického mikrovlnného pozadia, pôjde t 1. Článok v New York Times, 23. novembra 1924. akmer iste o neúplnosť nášho kozmologického modelu. Meranie rozpínania vesmíru z radiálnych rýchlostí galaxií ale silne závisí od presnosti našich meraní ich vzdialeností, ktoré sú určené pomocou takzvaného rebríka vzdialeností. A v tomto rebríku sa môžu skrývať chyby, s ktorými dnes nikto nepočíta. Najnižšiu priečku rebríka tvoria jasné premenné hviezdy zvané cefeidy, ktorých absolútnu svietivosť dokážeme určiť z periódy zmeny ich jasnosti. Vzdialenosti najbližších cefeíd sa určujú na základe takzvanej paralaxy, teda zo zdanlivého posunu uhla, pod akým danú hviezdu vidíme pri obehu Zeme okolo Slnka. Presnosť týchto vzdialeností určených na základe jednoduchej trigonometrie by nemala byť zaťažená systematickými chybami. Pomocou cefeíd s takto určenými vzdialenosťami je kalibrovaná závislosť ich svietivosti od periódy zmeny jasnosti. Známa svietivosť cefeíd nám potom dovoľuje využívať ich ako „štandardné sviečky“ na meranie vzdialenosti galaxií. Dodnes sa pomocou cefeíd podarilo odmerať vzdialenosť 37 galaxií, v ktorých sa pozorovali aj supernovy typu Ia, štandardné sviečky viditeľné na kozmologické vzdialenosti. Kým cefeidy dokážeme rozlíšiť do vzdialenosti asi 150 miliónov svetelných rokov, svetlo z najvzdialenejšej pozorovanej supernovy typu Ia k nám putovalo zhruba 10 miliárd rokov. Supernovy typu Ia pochádzajú z explózie bielych trpaslíkov, ktoré dosiahli limit 1,4 hmotnosti Slnka. Keďže ide o termojadrový výbuch bielych trpaslíkov s podobnou hmotnosťou, pri všetkých týchto supernovách sa uvoľňuje podobné množstvo energie. Ide preto o štandardizovateľné sviečky, umožňujúce skúmať históriu rozpínania vesmíru.

Vývoj hodnoty Hubblovej konštanty od roku 2000. Červené body zodpovedajú lokálnym meraniam pomocou rebríka vzdialeností, kým modré body sú určené meraniami kozmického mikrovlnného pozadia za predpokladu modelu chladnej temnej hmoty s kozmologickou konštantou (ΛCDM ). Ako sa merania spresňovali, rozpor sa stal významným najmä za posledných 10 rokov.

Zdroj: Leandros Perivolaropoulos, Foteini Skara, Hubble tension or a transition of the Cepheid SnIa calibrator parameters?, Phys. Rev. D, 2021; DOI: 10.48550/arXiv.2109.04406

Potenciálnym zdrojom neistôt v rebríku vzdialeností je kalibrácia supernov typu Ia pomocou cefeíd. Meranie jasnosti cefeíd Hubblovým vesmírnym ďalekohľadom by totiž mohlo byť kontaminované inými jasnými zdrojmi v ich tesnej blízkosti, ktoré od cefeíd tento ďalekohľad nedokáže rozlíšiť. Avšak, nedávne pozorovania novším a výkonnejším vesmírnym ďalekohľadom Jamesa Webba naznačujú, že pôvodné merania jasností cefeíd sú v poriadku. Popri cefeidách sa začali používať aj iné štandardné sviečky, napríklad staršie hviezdy na „špičke“ vetvy červených obrov v Hertzsprungovom- Russelovom diagrame, ktorých teplota v héliovom jadre dosiahla kritickú hodnotu na začatie termonukleárnej fúzie (tzv. héliový záblesk). Tieto červené obry na „špičke“ vetvy majú v infračervenom svetle približne rovnakú absolútnu magnitúdu, bez ohľadu na ich zloženie a hmotnosť, čo je výhoda v porovnaní s cefeidami. Vzťah periódy zmeny jasnosti a svietivosti cefeíd totiž závisí aj od ich chemického zloženia, čo môže byť zdrojom systematických chýb.

Snímka cefeidy vo vzdialennej galaxii zaznamenaná pomocou vesmírneho ďalekohľadu Jamesa Webba (vľavo) a pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu (vpravo). Napriek tomu, že ďalekohľad Jamesa Webba dokáže rozlíšiť cefeidy na pozadí hviezd vzdialených galaxií výrazne lepšie ako Hubblov vemírny ďalekohľad, sa jasnosti týchto premenných hviezd určené týmito ďalekohľadmi zhodujú.

V súčasnosti sa venujú určovaniu Hubblovej konštanty pomocou rebríka vzdialeností dve veľké výskumné skupiny: skupina vedená Adamom Riessom, laureátom Nobelovej ceny za objav temnej energie, a skupina Wendy Freedman, ktorá viedla už spomínaný kľúčový projekt Hubblovho kozmického ďalekohľadu. Kým tím Adama Riessa sa prikláňa k hypotéze, že zdrojom rozdielov v určení hodnoty Hubblovej konštanty je neúplnosť nášho kozmologického modelu, tím Wendy Freedman stále verí, že sú to systematické chyby v kozmickom rebríku vzdialeností. Obidva tímy dnes spresňujú svoje analýzy dát a kalibrujú supernovy typu Ia aj pomocou spomínaných alternatívnych štandardných sviečok. A ďalšie tímy merajú Hubblovu konštantu inými nezávislými metódami. Bude preto zaujímavé sledovať, či sa súčasná „kríza kozmológie“ v najbližších rokoch vyrieši, alebo ešte prehĺbi.

E. Abdalla et al., J. High Energy Astrophys., Cosmology Intertwined, A review of the Particle Physics, Astrophysics, and Cosmology Associated with the Cosmological Tensions and Anomalies, 2022, DOI: 10.1016/j.jheap.2022.04.002