Nazwa „ciemna energia” jest po prostu symbolem zastępczym dla siły - czymkolwiek ona jest - która powoduje, że Wszechświat się rozszerza. Nowe obserwacje kilku gwiazd zmiennych Cefeida dokonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a doprecyzowały pomiar obecnego tempa ekspansji Wszechświata do dokładności, w której błąd jest mniejszy niż pięć procent. Nowa wartość szybkości ekspansji, znana jako stała Hubble'a, lub H0 (po Edwinie Hubble'u, który po raz pierwszy zmierzył ekspansję wszechświata prawie sto lat temu), wynosi 74,2 kilometrów na sekundę na megaparsek (margines błędu ± 3,6). Wyniki są ściśle zgodne z wcześniejszym pomiarem zebranym z Hubble'a wynoszącym 72 ± 8 km / s / megaparsek, ale teraz są ponad dwukrotnie bardziej precyzyjne.
Pomiar Hubble'a, przeprowadzony przez zespół SHOES (Supernova H0 dla równania stanu) i kierowany przez Adama Riessa z Space Telescope Science Institute i Johns Hopkins University, wykorzystuje szereg udoskonaleń, aby usprawnić i wzmocnić konstrukcję kosmiczną „Drabina odległości” o długości miliarda lat świetlnych, której astronomowie używają do określania szybkości ekspansji wszechświata.
Obserwacje Hubble'a pulsujących zmiennych Cefeid w pobliskim znaczniku kosmicznej mili, galaktyce NGC 4258 oraz w galaktykach-gospodarzach niedawnych supernowych, bezpośrednio łączą te wskaźniki odległości. Zastosowanie teleskopu Hubble'a do połączenia tych szczebli w drabinie wyeliminowało systematyczne błędy, które prawie nieuchronnie są wprowadzane poprzez porównanie pomiarów z różnych teleskopów.
Riess wyjaśnia nową technikę: „To jak mierzenie budynku za pomocą długiej taśmy mierniczej zamiast przesuwania miarki na końcu. Unikasz pomniejszania błędów, które popełniasz za każdym razem, gdy przesuwasz wskaźnik. Im wyższy budynek, tym większy błąd. ”
Lucas Macri, profesor fizyki i astronomii w Texas A&M i znaczący wkład w wyniki, powiedział: „Cefeidy są podstawą drabiny odległości, ponieważ ich okresy pulsacji, które można łatwo zaobserwować, korelują bezpośrednio z ich jasnością. Kolejnym udoskonaleniem naszej drabiny jest fakt, że obserwowaliśmy cefeidy w częściach widma elektromagnetycznego w bliskiej podczerwieni, gdzie te gwiazdy zmienne są lepszymi wskaźnikami odległości niż przy długościach fal optycznych. ”
Ta nowa, bardziej precyzyjna wartość stałej Hubble'a została użyta do przetestowania i ograniczenia właściwości ciemnej energii, formy energii, która wytwarza siłę odpychającą w przestrzeni, co powoduje przyspieszenie wszechświata.
Nawiasując historię ekspansji wszechświata między dniem dzisiejszym a czasem, gdy wszechświat miał zaledwie około 380 000 lat, astronomowie byli w stanie nałożyć ograniczenia na naturę ciemnej energii, która powoduje przyspieszenie ekspansji. (Pomiar dalekiego, wczesnego wszechświata wywodzi się z fluktuacji kosmicznego mikrofalowego tła, co rozwiązuje sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP, w 2003 r.).
Ich wynik jest zgodny z najprostszą interpretacją ciemnej energii: że jest ona matematycznie równoważna hipotetycznej stałej kosmologicznej Alberta Einsteina, wprowadzonej sto lat temu, aby naciskać na tkankę kosmiczną i zapobiegać zawaleniu się wszechświata pod wpływem siły grawitacji. (Einstein jednak usunął stałą po odkryciu ekspansji wszechświata przez Edwina Hubble'a).
„Jeśli umieścisz w pudełku wszystkie sposoby, w jakie ciemna energia może różnić się od stałej kosmologicznej, to pudełko będzie teraz trzy razy mniejsze”, mówi Riess. „To postęp, ale przed nami jeszcze długa droga, by określić naturę ciemnej energii”.
Chociaż stała kosmologiczna została wymyślona dawno temu, obserwacyjne dowody na istnienie ciemnej energii pojawiły się dopiero 11 lat temu, kiedy dwa badania, jedno prowadzone przez Riessa i Briana Schmidta z Obserwatorium Mount Stromlo, a drugie przez Saula Perlmuttera z Lawrence Berkeley National Laboratory odkryło niezależnie ciemną energię, częściowo dzięki obserwacjom Hubble'a. Od tego czasu astronomowie prowadzą obserwacje, aby lepiej scharakteryzować ciemną energię.
Podejście Riessa do zawężania alternatywnych wyjaśnień ciemnej energii - niezależnie od tego, czy jest to statyczna stała kosmologiczna, czy pole dynamiczne (jak siła odpychająca, która spowodowała inflację po Wielkim Wybuchu) - ma na celu dalsze udoskonalenie pomiarów historii ekspansji wszechświata.
Przed uruchomieniem Hubble'a w 1990 r. Szacunki stałej Hubble'a różniły się dwa razy. Pod koniec lat 90. kluczowy projekt teleskopu kosmicznego Hubble'a w pozagalaktycznej skali odległości doprecyzował wartość stałej Hubble'a do błędu wynoszącego tylko około dziesięć procent. Dokonano tego poprzez obserwację zmiennych cefeidowych przy długościach fal optycznych na większe odległości niż uzyskane wcześniej i porównanie ich z podobnymi pomiarami z teleskopów naziemnych.
Zespół SHOES użył kamery bliskiej podczerwieni i spektrometru wielu obiektów Hubble'a (NICMOS) oraz zaawansowanej kamery do badań (ACS) do obserwacji 240 gwiazd zmiennych Cefeid w siedmiu galaktykach. Jedną z tych galaktyk była NGC 4258, której odległość została bardzo dokładnie określona na podstawie obserwacji za pomocą teleskopów radiowych. Pozostałe sześć galaktyk niedawno gościło supernowe typu Ia, które są niezawodnymi wskaźnikami odległości do jeszcze dalszych pomiarów we wszechświecie. Wszystkie supernowe typu Ia eksplodują z prawie taką samą ilością energii, a zatem mają prawie taką samą wewnętrzną jasność.
Obserwując cefeidy o bardzo podobnych właściwościach przy długościach fal w bliskiej podczerwieni we wszystkich siedmiu galaktykach oraz używając tego samego teleskopu i instrumentu, zespół był w stanie dokładniej skalibrować jasność supernowych. Dzięki potężnym zdolnościom Hubble'a zespół był w stanie ominąć niektóre z najbardziej wstrząsających szczebli na poprzedniej drabinie odległości, co pociągało za sobą niepewność w zachowaniu cefeid.
Riess ostatecznie chciałby, aby stała Hubble'a została dopracowana do wartości z błędem nie większym niż jeden procent, aby nałożyć jeszcze surowsze ograniczenia na rozwiązania ciemnej energii.
Źródło: Space Telescope Science Institute
