Используя галактики в качестве гигантских гравитационных линз, международная группа астрономов с помощью космического телескопа Хаббл НАСА/ЕКА провела независимое измерение того, насколько быстро расширяется Вселенная. Недавно измеренная скорость расширения локальной Вселенной согласуется с более ранними выводами. Однако они находятся в интригующем несоответствии с измерениями ранней Вселенной. Это намекает на фундаментальную проблему, лежащую в основе нашего понимания космоса.
Постоянная Хаббла - скорость расширения Вселенной - является одной из фундаментальных величин, описывающих нашу Вселенную. Группа астрономов из коллаборации H0LiCOW под руководством Шерри Сую (связанной с Институтом астрофизики Макса Планка в Германии, ASIAA на Тайване и Техническим университетом) использовала космический телескоп Хаббла НАСА/ЕКА и другие телескопы [1] в космосе. и на земле наблюдать за пятью галактиками, чтобы прийти к независимому измерению постоянной Хаббла [2].
Новое измерение полностью независимо, но прекрасно согласуется с другими измерениями постоянной Хаббла в локальной Вселенной, в которых в качестве точек отсчета использовались переменные звезды-цефеиды и сверхновые звезды heic1611.
Однако значения, измеренные Сую и ее командой, а также значения, измеренные с помощью цефеид и сверхновых, отличаются от измерений, сделанных спутником ESA Planck. Но есть важное отличие - Планк измерил постоянную Хаббла для ранней Вселенной, наблюдая космическое микроволновое излучение.
В то время как значение постоянной Хаббла, определенное Планком, соответствует нашему нынешнему пониманию космоса, значения, полученные различными группами астрономов для локальной Вселенной, не согласуются с принятой нами теоретической моделью Вселенной.«Скорость расширения Вселенной в настоящее время начинает измеряться различными способами с такой высокой точностью, что фактические расхождения могут указывать на новую физику, выходящую за рамки наших нынешних знаний о Вселенной», - уточняет Сую..
Целью исследования были массивные галактики, расположенные между Землей и очень далекими квазарами - невероятно яркими ядрами галактик. Свет от более далеких квазаров огибает огромные массы галактик в результате сильного гравитационного линзирования [3]. Это создает несколько изображений фонового квазара, некоторые из которых размазаны в расширенные дуги.
Поскольку галактики не создают идеально сферических искажений в ткани пространства, а линзирующие галактики и квазары не идеально выровнены, свет от разных изображений фонового квазара следует по путям, которые имеют немного разную длину. Поскольку яркость квазаров со временем меняется, астрономы могут видеть, как разные изображения мерцают в разное время, а задержки между ними зависят от длины путей, по которым проходит свет. Эти задержки напрямую связаны со значением постоянной Хаббла. «Наш метод - самый простой и прямой способ измерить постоянную Хаббла, поскольку он использует только геометрию и общую теорию относительности, никаких других предположений», - объясняет соруководитель Фредерик Курбин из EPFL, Швейцария.
Использование точных измерений временных задержек между несколькими изображениями, а также компьютерных моделей позволило команде определить постоянную Хаббла с впечатляюще высокой точностью: 3,8% [4]. «Точное измерение постоянной Хаббла - одна из самых востребованных наград в космологических исследованиях сегодня», - подчеркивает член команды Вивьен Бонвин из EPFL, Швейцария. И Сую добавляет: «Постоянная Хаббла имеет решающее значение для современной астрономии, поскольку она может помочь подтвердить или опровергнуть, действительно ли наша картина Вселенной, состоящая из темной энергии, темной материи и обычной материи, верна, или мы упускаем что-то фундаментальное.."
Примечания
[1] В исследовании использовались, наряду с космическим телескопом Хаббла НАСА/ЕКА, телескоп Кека, Очень Большой Телескоп ESO, Телескоп Субару, Телескоп Джемини, Телескоп Виктора М. Бланко, Канадско-Французский Гавайский телескоп и космический телескоп NASA Spitzer. Кроме того, использовались данные швейцарского 1,2-метрового телескопа Леонарда Эйлера и 2,2-метрового телескопа MPG/ESO.
[2] Метод временной задержки гравитационного линзирования, который астрономы использовали здесь для получения значения постоянной Хаббла, особенно важен из-за его почти независимости от трех компонентов, из которых состоит наша Вселенная: нормального вещества, темного материя и темная энергия. Хотя метод и не является полностью отдельным, он лишь слабо зависит от них.
[3] Гравитационное линзирование было впервые предсказано Альбертом Эйнштейном более века назад. Вся материя во Вселенной искажает пространство вокруг себя, причем большие массы производят более выраженный эффект. Вокруг очень массивных объектов, таких как галактики, свет, который проходит близко, следует за этим искривленным пространством, кажется, что он отклоняется от своего первоначального пути на четко видимую величину. Это известно как сильное гравитационное линзирование.
[4] Команда H0LiCOW определила значение постоянной Хаббла, равное 71,9±2,7 километра в секунду на мегапарсек. В 2016 году ученые с помощью Хаббла измерили значение 73,24 ± 1,74 километра в секунду на мегапарсек. В 2015 году спутник ESA Planck измерил константу с самой высокой точностью и получил значение 66,93 ± 0,62 километра в секунду на мегапарсек.
Подробнее
Космический телескоп Хаббла - проект международного сотрудничества между ЕКА и НАСА.
Документы озаглавлены следующим образом: "H0LiCOW I. Линзы H0 в Wellspring COSMOGRAIL: обзор программы", Suyu et al., "H0LiCOW II. Спектроскопический обзор и идентификация группы галактик системы сильных гравитационных линз HE 0435-1223», Sluse et al., «H0LiCOW III. Количественная оценка влияния массы вдоль луча зрения на гравитационную линзу HE 0435-1223 с помощью взвешенного подсчета галактик», Rusu et al., «H0LiCOW IV. Массовая модель линзы HE 0435-1223 и слепое измерение ее расстояния задержки по времени для космологии», Вонг и др., и «H0LiCOW V. Новые временные задержки COSMOGRAIL HE 0435-1223: от H0 до 3,8 % точности от сильного линзирования в плоской модели?CDM, "Бонвин и др.
В состав международной группы входят: С. Х. Сую (Институт астрофизики им. Макса Планка, Германия; Институт астрономии и астрофизики Academia Sinica, Тайвань; Мюнхенский технический университет, Германия), В. Бонвин (Астрофизическая лаборатория, EPFL, Швейцария), Ф. Курбин (Лаборатория астрофизики, EPFL, Швейцария), С. Д. Фасснахт (Калифорнийский университет, Дэвис, США), К. Э. Русу (Калифорнийский университет, Дэвис, США), Д. Слуз (Институт STAR, Бельгия), T. Treu (Калифорнийский университет, Лос-Анджелес, США), K. C. Wong (Национальная астрономическая обсерватория Японии, Япония; Институт астрономии и астрофизики Academia Sinica, Тайвань), M. W. Auger (Кембриджский университет, Великобритания), X. Дин (Калифорнийский университет, Лос-Анджелес, США; Пекинский педагогический университет, Китай), С. Гильберт (Exzellenzcluster Universe, Германия; Университет Людвига-Максимилиана, Мюнхен, Германия), П. Дж. Маршалл (Стэнфордский университет, США), Н. Рамбо (Калифорнийский университет, Дэвис, США), А. Зонненфельд (ИПМУ им. Кавли, Токийский университет, Япония; Калифорнийский университет, Лос-Анджелес, США; Калифорнийский университет, Санта-Барбара, США), М. Тьюис (Аргеландер-Институт für Astronomie, Германия), О. Тихонова (Лаборатория астрофизики, EPFL, Швейцария), А. Агнелло (ESO, Гархинг, Германия), Р. Д. Бландфорд (Стэнфордский университет, США), Г. К.-Ф. Чен (Калифорнийский университет, Дэвис, США; Институт астрономии и астрофизики Academia Sinica, Тайвань), Т. Коллетт (Портсмутский университет, Великобритания), Л. В. Э. Купманс (Университет Гронингена, Нидерланды), К. Ляо (Калифорнийский университет, Лос-Анджелес, США), Г. Мейлан (Лаборатория астрофизики, EPFL, Швейцария), К. Спиниелло (INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Италия; Институт астрофизики Макса Планка, Гархинг, Германия) и А. Y?ld?r?m (Институт астрофизики Макса Планка, Гархинг, Германия)