Measuring the Hubble Constant: The Tension

Hubble-vakion mittaaminen: jännite

Paikallisten ja varhaisen maailmankaikkeuden mittausten erot ruokkivat uusia kosmologisia kysymyksiä

H:n merkitys0

Hubble-vakio (H0) asettaa maailmankaikkeuden nykyisen laajenemisnopeuden, tyypillisesti ilmaistuna kilometreinä sekunnissa per megaparsekki (km/s/Mpc). Tarkka H0-arvo on kosmologiassa ratkaisevan tärkeä, koska:

  1. Se määrää maailmankaikkeuden iän laajenemisen extrapoloinnin perusteella.
  2. Se kalibroi etäisyysmittakaavan muille kosmisille mittauksille.
  3. Se auttaa murtamaan degeneraatioita kosmologisten parametrien sovituksissa (esim. aineen tiheys, pimeän energian parametrit).

Perinteisesti tähtitieteilijät mittaavat H0:a kahdella eri strategialla:

  • Paikallinen (etäisyysportaan) lähestymistapa: Rakentuu parallaksista Cepheideihin tai TRGB:hen (Red Giant Branchin kärki), sitten Tyypin Ia supernovien käyttöön, mikä antaa suoran laajenemiskertoimen suhteellisen läheisessä maailmankaikkeudessa.
  • Varhaisen maailmankaikkeuden lähestymistapa: H0:n päättelemistä kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) datasta valitun kosmologisen mallin (ΛCDM) perusteella, plus baryonisten akustisten värähtelyjen tai muiden rajoitteiden avulla.

Viime vuosina nämä kaksi lähestymistapaa antavat merkittävästi eri H0-arvoja: korkeampi paikallinen mittaus (~73–75 km/s/Mpc) vs. matalampi CMB-pohjainen mittaus (~67–68 km/s/Mpc). Tämä ero—jota kutsutaan ”Hubble-jännitteeksi”—viittaa joko uuteen fysiikkaan standardin ΛCDM:n ulkopuolella tai ratkaisemattomiin systeemisiin virheisiin yhdessä tai molemmissa mittausmenetelmissä.

2. Paikallinen etäisyysportaat: askel askeleelta -lähestymistapa

2.1 Parallaksi ja kalibrointi

Paikallisen etäisyysportaan perusta on parallaksi (trigonometrinen) suhteellisen lähellä oleville tähdille (Gaia-luotain, HST-parallaksi Cepheideille jne.). Parallaksi asettaa absoluuttisen mittakaavan standardikynttilöille, kuten Cepheidimuuttujille, joilla on hyvin määritelty jakso–kirkkaussuhde.

2.2 Cepheidit ja TRGB

  • Cepheidimuuttujat: Keskeinen askel kauempana olevien merkkien, kuten Tyypin Ia supernovien, kalibroimiseksi. Freedman ja Madore, Riess ym. (SHoES-tiimi) sekä muut tarkensivat paikallisia Cepheidien kalibrointeja.
  • Red Giant Branchin kärki (TRGB): Toinen menetelmä käyttää punaisen jättiläisen kirkkautta heliumräjähdyksen alkaessa metalliköyhissä populaatioissa. Carnegie–Chicago-tiimi (Freedman ym.) mittasi noin 1 % tarkkuuden joissakin paikallisissa galakseissa, tarjoten vaihtoehdon Cepheideille.

2.3 Tyypin Ia supernovat

Kun isäntägalakseissa olevat Cepheidit (tai TRGB) ankkuroivat supernovien kirkkaudet, supernovia voidaan mitata satojen Mpc:n etäisyydeltä. Vertailtaessa supernovien näennäistä kirkkautta johdettuun absoluuttiseen kirkkauteen saadaan etäisyydet. Poistumisnopeuden (punasiirtymän perusteella) ja etäisyyden kuvaaja antaa paikallisesti H0.

2.4 Paikalliset mittaukset

Riess et al. (SHoES) löytävät tyypillisesti H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc (~1,0–1,5 % epävarmuudella). Freedman et al. (TRGB) saavat arvot noin 69–71 km/s/Mpc, hieman alempia kuin Riess mutta silti korkeampia kuin Planckin noin 67. Näin ollen paikalliset mittaukset eroavat jonkin verran keskenään, mutta sijoittuvat tyypillisesti 70–74 km/s/Mpc välille—korkeammalle kuin Planckin noin 67.

3. Varhaisen maailmankaikkeuden (CMB) lähestymistapa

3.1 ΛCDM-malli ja CMB

Kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) anisotropiat, jotka WMAP tai Planck mittaavat standardin ΛCDM-kosmologisen mallin alla, päättelevät akustisten huippujen mittakaavat ja muut parametrit. Sovittamalla CMB:n tehospektriä saadaan Ωb h², Ωc h² ja muita parametreja. Yhdistämällä nämä tasaisuuden oletukseen sekä BAO- tai muihin datoihin saadaan johdettu H0.

3.2 Planckin mittaus

Planck-yhteistyön lopulliset tiedot antavat tyypillisesti H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (riippuen tarkemmista prioriteeteista), noin 5–6σ alempana kuin paikallinen SHoES-mittaus. Tätä eroa, joka tunnetaan Hubble-jännitteenä, pidetään noin 5σ merkittävyyden arvoisena, mikä viittaa siihen, että se ei ole todennäköisesti sattumaa.

3.3 Miksi ristiriita on merkittävä

Jos standardi ΛCDM-malli on oikea ja Planckin data on systeemisesti luotettavaa, paikalliset etäisyysportaan menetelmät sisältävät tunnistamattoman systeemisen virheen. Vaihtoehtoisesti, jos paikalliset etäisyydet ovat tarkkoja, varhaisen maailmankaikkeuden malli saattaa olla puutteellinen—uusi fysiikka saattaa vaikuttaa kosmiseen laajenemiseen tai jokin lisärelativistinen laji tai varhainen pimeä energia muuttaa johdettua H0:aa.

4. Mahdolliset ristiriitojen lähteet

4.1 Systeemiset virheet etäisyysportaan mittauksissa?

Yksi epäilys on, että Cepheidien kalibroinnit tai supernovafotometria saattavat sisältää korjaamattomia systeemisiä virheitä—kuten metallisuusefektejä Cepheidien kirkkauteen, paikallisia virtauksia koskevia korjauksia tai valintaharhoja. Useiden tiimien vahva sisäinen yhdenmukaisuus kuitenkin pienentää suuren virheen todennäköisyyttä. TRGB-menetelmätkin päätyvät kohtalaisen korkeaan H0:n arvoon, hieman alempaan kuin Cepheidit, mutta silti korkeampaan kuin Planck.

4.2 Tunnistamattomat systeemiset virheet CMB:ssä tai ΛCDM:ssä?

Toinen mahdollisuus on, että Planckin CMB-tulkinta ΛCDM:n alla jättää huomiotta ratkaisevan tekijän, esim.:

  • Laajennettu neutriinofysiikka tai ylimääräinen relativistinen laji (Neff).
  • Varhainen pimeä energia lähellä rekombinaatiota.
  • Ei-tasainen geometria tai ajan myötä vaihteleva pimeä energia.

Planck ei näe vahvaa merkkiä näistä, mutta lieviä viitteitä esiintyy joissakin laajennetuissa mallisovituksissa. Kukaan ei vielä vakuuttavasti ratkaise jännitettä nostamatta muita poikkeamia tai monimutkaisuutta.

4.3 Kaksi erilaista Hubble-vakioita?

Jotkut väittävät, että laajenemistahti matalassa punasiirtymässä saattaa poiketa globaalista keskiarvosta, jos suuret paikalliset rakenteet tai epäyhtenäisyydet (”Hubble-kupla”) ovat olemassa, mutta data useista suunnista, muilta kosmisilta mittakaavoilta ja yleinen homogeenisuusolettamus tekevät merkittävästä paikallisesta tyhjiöstä tai paikallisympäristön selityksestä epätodennäköisen kattamaan jännitteen kokonaan.

5. Pyrkimykset ratkaista jännite

5.1 Riippumattomat menetelmät

Tutkijat testaavat vaihtoehtoisia paikallisia kalibrointeja:

  • Maserit megamaser-galakseissa (kuten NGC 4258) supernovien etäisyyksien ankkurina.
  • Vahva linsseily aikaviiveet (H0LiCOW, TDCOSMO).
  • Pinnan kirkkauden vaihtelut elliptisissä galakseissa.

Toistaiseksi nämä tukevat yleisesti H0 korkeiden 60:n ja matalien 70:n välillä, eivät kaikki samaan tarkkaan arvoon, mutta tyypillisesti yli 67. Näin ollen mikään yksittäinen riippumaton reitti ei ole poistanut jännitettä.

5.2 Lisää dataa DES:ltä, DESI:ltä, Euclidiltä

BAO, mitattuna eri punasiirtymissä, voi rekonstruoida H(z):n testatakseen, ilmeneekö poikkeama ΛCDM:stä z = 1100 (CMB-aika) ja z = 0 välillä. Jos data osoittaa kehityksen, joka tuottaa korkeamman paikallisen H0:n samalla kun se vastaa Planckia korkeilla z-arvoilla, se voi viitata uuteen fysiikkaan (kuten varhaiseen pimeään energiaan). DESI tähtää ~1 % etäisyysmittaukseen useissa punasiirtymissä, mikä voi selkeyttää kosmisen laajenemisen polkua.

5.3 Seuraavan sukupolven etäisyystikapuu

Paikalliset tiimit jatkavat parallaksin kalibrointien hienosäätöä Gaia-datan avulla, parantaen Cepheidin nollapisteitä ja tarkistaen supernovafotometrian systematiikoita uudelleen. Jos jännite jatkuu pienempien virhehaarojen kanssa, uusi fysiikka ΛCDM:n ulkopuolella saa vahvempaa tukea. Jos se häviää, vahvistamme ΛCDM:n luotettavuuden.

6. Vaikutukset kosmologiaan

6.1 Jos Planck on oikeassa (matala H0)

Matala H0 ≈ 67 km/s/Mpc vastaa standardia ΛCDM:ää z = 1100:sta tähän päivään. Silloin paikalliset etäisyystikapuumenetelmät ovat systemaattisesti virheellisiä tai asumme epätavallisella paikallisalueella. Tämä skenaario osoittaa, että universumin ikä on ~13,8 miljardia vuotta. Suurten rakenteiden ennusteet pysyvät yhdenmukaisina galaksien ryhmittymistietojen, BAO:iden ja linsseilyn kanssa.

6.2 Jos paikallinen tikapuu on oikeassa (korkea H0)

Jos H0 Jos ≈ 73 on oikein, niin Planckin standardi ΛCDM-sovitus on puutteellinen. Saatamme tarvita:

  • Lisä varhaista pimeää energiaa, joka tilapäisesti nopeuttaa laajenemista ennen rekombinaatiota, muuttaen huippukulmia niin, että Planck-pohjainen H0-päätelmä alenee.
  • Lisää suhteellisuusteorian mukaisia vapausasteita tai uutta neutriinofysiikkaa.
  • Oletuksen rikkoutuminen tasaisesta, puhtaasti ΛCDM-maailmankaikkeudesta.

Tällainen uusi fysiikka saattaisi ratkaista jännitteen monimutkaisempien mallien kustannuksella, mutta sitä voitaisiin testata muilla datoilla (CMB-linssitys, rakenteen kasvun rajoitteet, alkuräjähdyksen nukleosynteesi).

6.3 Tulevaisuuden näkymät

Jännite kutsuu vahvoihin ristintarkistuksiin. CMB-S4 tai seuraavan tason kosminen vääntödata voi tarkistaa, vastaako rakenteen kasvu korkeaa vai matalaa H0-laajenemista. Jos jännite pysyy noin 5σ tasolla, se vahvasti viittaa siihen, että standardimalli tarvitsee uudistusta. Merkittävä teoreettinen kehitys tai systeeminen ratkaisu saattaa lopulta päättää asian.

7. Yhteenveto

Hubble-vakion (H0) mittaaminen on kosmologian ytimessä, yhdistäen paikalliset laajenemisen havainnot varhaisen maailmankaikkeuden kehykseen. Nykyiset menetelmät tuottavat kaksi erillistä tulosta:

  1. Paikallinen etäisyysportaikko (Cepheidit, TRGB, SNe) antaa tyypillisesti H0 ≈ 73 km/s/Mpc.
  2. CMB-pohjaiset ΛCDM-sovitukset Planckin datalla antavat H0 ≈ 67 km/s/Mpc.

Tämä ”Hubble-jännite”, noin 5σ merkitsevyydellä, viittaa joko tunnistamattomiin systeemisiin virheisiin yhdessä lähestymistavassa tai uuteen fysiikkaan standardimallin ΛCDM ulkopuolella. Parallaksin kalibroinnin (Gaia), supernovan nollapisteen, linsseihin liittyvien aika-viiveetäisyyksien ja korkean punasiirtymän BAO:n jatkuvat parannukset testaavat kutakin hypoteesia. Jos jännite jatkuu, se saattaa paljastaa eksoottisia ratkaisuja (varhainen pimeä energia, ylimääräiset neutriinot jne.). Jos se heikkenee, vahvistamme ΛCDM:n vakauden.

Kumpikin lopputulos muokkaa syvästi kosmista kertomustamme. Jännite käynnistää uusia havaintokampanjoita (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) ja kehittyneitä teoreettisia malleja, osoittaen modernin kosmologian dynaamisen luonteen—missä tarkat tiedot ja jatkuvat poikkeamat ohjaavat pyrkimystämme yhdistää varhainen ja nykyinen maailmankaikkeus yhdeksi johdonmukaiseksi kuvaksi.

Lähteet ja lisälukemista

  1. Riess, A. G., et al. (2016). ”Paikallisen Hubble-vakion 2,4 % tarkkuinen määritys.” The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Planck Collaboration (2018). ”Planck 2018 -tulokset. VI. Kosmologiset parametrit.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019). ”The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. Riippumaton määritys Hubble-vakiolle punaisen jättiläistähden kärjen perusteella.” The Astrophysical Journal, 882, 34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). ”Jännitteet varhaisen ja myöhäisen maailmankaikkeuden välillä.” Nature Astronomy, 3, 891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020). ”Hubble-vakion metsästäjän opas.” Physics Today, 73, 38.

 

← Edellinen artikkeli                    Seuraava artikkeli →

 

 

Takaisin ylös

Takaisin blogiin