Bilim adamları, evrenin ne kadar hızlı genişlediğini hâlâ bilmiyor
[Bokeyuan-Bilimin Popülerleştirilmesi] Hubble bir galaksinin uzaklığı ile bizden uzaklaşması arasındaki ilişkiyi ilk keşfettiğinden beri, astrofizikçiler evrenin genişlemesinin hızını ölçmeye başladılar. Zamanla, uzayın kendi yapısı genişleyecek ve yerçekimi altındaki nesneler arasındaki mesafe artacak, bu da herkesin evrenin aynı hızda genişlediğini görmesi gerektiği anlamına geliyor.
Genişleyen evrenin tarihi, büyük patlamanın ısısı, yoğun durum ve müteakip yapısal evrim ve oluşum olarak bilinen şeyi içerir. Ancak mevcut (ve geçmiş) genişleme oranının nicel bir şekilde anlaşılması, evrenimizin tarihini ve geleceğini anlamak için çok önemlidir. Telif hakkı: NASA / CXC / M. Weiss
Ancak bu hız günümüzde kozmolojide yoğun tartışma konusudur. Bu hız Big Bang'in son parlamasından ölçülürse, Hubble sabiti 67km / s / Mpc'dir. Tek bir yıldız, galaksi ve süpernovadan ölçüm yaparsanız, farklı bir değer elde edersiniz: 74 km / s / Mpc. Kim haklı? Yine kim yanılıyor? Bu, günümüz bilim camiasındaki en büyük tartışmalardan biridir.
Evrenin beklenen kaderi (ilk üç örnek), madde ve enerjinin başlangıçtaki genişleme oranına direndiği bir evrene karşılık gelir. Gözlemlediğimiz evrende, evrenin hızlanmasına bir tür karanlık enerji neden oluyor ve bu karanlık enerji henüz açıklanmadı. Telif hakkı: E. Siegel / Galaksinin Ötesinde
Evren bugün genişliyorsa, uzak geçmişte daha kompakt, daha yoğun ve hatta daha sıcak olması gerektiği anlamına gelir. Gerçek şu ki, evrenler arasındaki mesafe gittikçe artıyor, bu da onların uzun zaman önce bir arada oldukları anlamına geliyor. Yerçekimi büyük madde parçalarını bir araya getiriyorsa, bugün gördüğümüz galaksiler ve boş evrenler milyarlarca yıl önce daha tekdüze ve tekdüze olmalıdır.
Bugünün genişleme oranını ölçebiliyorsanız ve evrende ne var? Bilmek:
1. Büyük bir patlama oldu mu?
2. Evrenimiz ne kadar büyük? (Şu anda 13,82 milyar yaşında olduğu biliniyor)
3. Sonsuza kadar genişleyecek mi?
Hubble sabitinin değerini doğru bir şekilde ölçebilirseniz, bu soruların cevaplarını bileceksiniz.
Bariz genişleme oranı (y ekseni) ve mesafe (x ekseni) grafikleri, geçmişte evrenin daha hızlı genişlemesiyle tutarlıdır, ancak yine de genişlemektedir. Bu modern bir versiyon, Hubble'ın orijinalinden binlerce kat daha fazla. Bu noktaların düz bir çizgi oluşturmadığına ve genişleme oranının zamanla değiştiğine dikkat edin. Telif hakkı: Ned Wright, Betoule ve diğerlerinin (2014) en son verilerine dayanmaktadır.
Hubble sabiti ölçmek için basit bir ölçü gibi görünüyor. Bir nesnenin mesafesini ve uzaklaştığı hızı ölçebiliyorsanız (ondan kırmızıya kayma), mesafe ve bozulma hızı arasındaki ilişki olan Hubble sabitini elde etmek için ihtiyacınız olan şey budur. Sorun, Hubble sabitini ölçmenin farklı yöntemleri farklı sonuçlar verdiği için ortaya çıkar. Aslında iki ana yöntem vardır ve her birinin sonuçları birbiriyle uyumlu değildir.
TOP1, "mesafe merdiveni" yöntemi
Evrenin "mesafe merdiveninin" inşası, güneş sistemimizden yıldızlara, yakındaki galaksilere ve uzak galaksilere kadar her şeyi içerir. Her "adımın" belirsizliği vardır; eğer düşük yoğunluklu veya aşırı yoğunluklu bir alanda yaşarsak, bu aynı zamanda daha yüksek veya daha düşük değerlere eğilimlidir. Görsel telif hakkı: NASA, ESA, A. Feild (STScI) ve A. Riess (STScI / JHU)
Uzaktaki galaksiye baktığınızda, ne kadar uzakta? Yıldızları tek tek ölçebilir ve yıldızların nasıl çalıştığını bilirseniz, bu galaksilerin uzaklıklarını tahmin edebilirsiniz. İçindeki süpernovayı ölçebilirseniz, süpernovanın nasıl çalıştığını bilirsiniz ve aynı şekilde biraz mesafe olacaktır. Paralakstan (kendi galaksimizde) Cepheid değişken yıldızlarına (kendi galaksimizde ve yakındaki galaksilerde) Tip Ia süpernovasına (tüm galaksilerde, yakınlardan çok uzak galaksilere) atlayın ve evreni ölçün mesafe. Kırmızıya kayma verisi ile birleştirildiğinde, genişleme oranı her zaman 72 ~ 75km / s / Mpc aralığında elde edilir - Hubble sabiti için, bu nispeten yüksek bir değerdir.
TOP2, "Kalan Harabeler" yöntemi
CMB'nin en iyi haritası ve karanlık enerji ve Hubble parametrelerindeki en iyi limitler. Telif hakkı: ESA and the Planck Collaboration (üstte); P.A. R. Ade ve diğerleri, 2014, AA (alt).
Büyük Patlama meydana geldiğinde, evrenimiz yüksek yoğunluklu ve düşük yoğunluklu bölgeler oluşturdu. İlk aşamalarda, üç temel unsur karanlık madde, normal madde ve radyasyondur. Yerçekiminin rolü, normal maddeyi ve karanlık maddeyi yüksek yoğunluklu alanlara düşürmektir. Radyasyonun rolü, bu fazladan şeyi "itmektir" (dışarı yayılır), ancak sıradan maddeyle etkileşim karanlık maddeden farklıdır. Bu, evren genişledikçe büyüyen evren için bir dizi belirli ölçek işareti bırakır. Kozmik mikrodalga arkaplanındaki dalgalanmayı veya baryon akustik dalga salınımının neden olduğu büyük ölçekli yapının korelasyonunu gözlemleyerek, 66-68km / s / Mpc aralığında genişleme oranını Hubble sabitinin düşük değeri olarak elde ederiz.
Baryon Akustik Salınımlarının neden olduğu bir kümelenme modeline bir örnek; burada başka bir galaksiden belirli bir mesafede bir galaksi bulma olasılığı, karanlık madde ile normal madde arasındaki ilişki tarafından belirlenir. Evren genişledikçe, bu karakteristik mesafe de genişleyerek Hubble sabitini ölçmemizi sağlar. Telif hakkı: Zosia Rostomian
Bu iki yöntemin belirsizliği çok düşüktür, ancak birbirleriyle "uyumlu" değildirler. Evren şu anda düşündüğümüzden daha az maddeye ve karanlık enerjiye sahipse, "Kalan Kalan" yöntemindeki sayı daha yüksek değerlere hizalanacak şekilde artacaktır. Mesafe ölçümümüzün herhangi bir aşamasında, paralaks, kalibrasyon, süpernova evrimi veya yıldız yapma mesafesi gibi hatalar varsa, "mesafe merdiveni" yöntemi yapay olarak yükseltilebilir. Ayrıca birçok insanın aynı fikirde olma olasılığı vardır ve gerçek değer ikisinin arasında bir yerdedir.
Sanat, birleşen iki nötron yıldızını tasvir ediyor. Dalgalanan uzay-zaman ızgarası, çarpışmadan yayılan yerçekimi dalgalarını temsil ederken, dar ışınlar yerçekimi dalgalarından (gökbilimciler tarafından tespit edilen gama ışınları) birkaç saniye sonra yayılan gama ışınlarıdır. Nötron yıldızlarının birleştirilmesi, evrenin genişleme oranını ölçmek için yeni bir yol sağlayabilir. Görsel telif hakkı: NSF / LIGO / Sonoma Eyalet Üniversitesi / A.Simonnet
Nötron yıldızı çarpışmalarıyla ilgili olarak, üçüncü bir bağımsız yöntem sağlayarak bu sorunu çözebilecek pek çok şey var. Teorik olarak, doğrudan alınabilen sinyalin genliği, birleşik mesafeye bağlıdır. Yeterince gözlemleyin ve (elektromanyetik izleme yoluyla) ana galaksinin kırmızıya kaymasını elde edin ve Hubble sabitini ölçtünüz. Bununla birlikte, bu üçüncü yöntem çok ikna edici olsa da, kendine ait bazı belirsizlikleri vardır:
1. Nötron yıldızı birleşme parametreleri hakkındaki bilinmeyenler
2. Ev sahibi galaksilerle ilgili garip hızlar
3. Ve yerel (yakın) boşluklar ve karışık genişleme oranı
Galaksimizde, maddeden arınmış bir uzay alanı, evrenin ötesindeki her noktanın uzak bir galaksi olduğu evreni ortaya çıkarır. Küme / boşluk yapısı açıkça görülebilir. Düşük yoğunluklu bir bölgede yaşıyorsak, bu "mesafe merdiveni" ni ve birleştirilmiş nötron yıldızı / standart siren yöntemini etkileyebilir. Telif hakkı: ESA / Herschel / SPIRE / HerMES
Bu belirsiz faktörlerden bazıları "mesafe merdiveni" yöntemiyle aynıdır. Bu "standart siren" yöntemi (çağrılacak olan) daha yüksek 72-75 km / s / Mpc ile tutarlıysa, örneğin 30 algılamadan sonra, bu sorunun çözüldüğü anlamına gelmez. Aksine, yapay olarak daha yüksek değerlere yönelmenize neden olacak bir sistem hatası veya kullanılan yöntemdeki doğal bir hata olabilir. Mevcut iki yöntem farklı sonuçlar verdiğinde, üçüncü yöntem çok faydalıdır, ancak üçüncü yöntem tamamen bağımsız değildir ve kendi belirsizliği vardır.
CMB (yeşil) ve BAO (mavi) verileri, mesafe merdiveni (kırmızı) modern ölçüm gerilimidir. Kırmızı nokta mesafe merdiveni yöntemindendir, yeşil ve mavi ise "kalan kalıntılar" yöntemindendir. Bu bilgi "Baryon Akustik Salınım Ölçümlerinin Kozmolojik Etkisi" makalesinden alınmıştır. Görsel telif hakkı: Aubourg, Éric ve diğerleri Phys. Rev. D92 (2015) no.12, 123516.
Evrenin genişleme hızının doğru bir şekilde anlaşılması, her şeyin kökenini, nasıl oluştuğunu ve yönünü açıklamada kilit bir faktördür. Katılan tüm araştırma ekipleri çok dikkatli ve çok iyi iş çıkarıyor.Ölçüler daha doğru hale geldikçe gerilim sadece artacaktır. Bununla birlikte, evrenin tek, genel bir genişleme oranına sahip olması gerekir, bu nedenle birden çok yerde var olabilecek bir hata, hata veya sapma olmalıdır. Ancak tüm verilerimizle bile dikkatli olmalıyız. Kuralları çiğnemenin bir yolu olmayan üçüncü bir yöntem daha var; eğer dikkatli olmazsak, kendimizi kandırmanın yeni bir yolu olabilir. Evreni yanlış anlamak gerçekliği değiştirmez, bu yüzden doğru şeyi yaptığımızdan emin olun.
-
Bilgi: Sınırsız Bilim, Boko Park-Bilim Yaygınlaştırma
-
Yazar: Ethan Siegel (astrofizikçi)
-
İçerik: "Bokeyuan" mevcut ana akım bilime uygun olduğuna karar verildi
-
Gönderen: Forbes bilimi
-
Derleme: Light Quantum
-
İnceleme: Brocade Garden
-
Cevap: Bu makalenin bilgisi ile ilgili herhangi bir sorunuz varsa yorum alanına mesaj bırakabilirsiniz.
-
Yayılmış: Brocade Bahçesi
