Kaip sparčiai plečiasi Visata? Šis klausimas bent keletą metų neramina daugelį mokslininkų, nes du pagrindiniai matavimo metodai duoda skirtingus rezultatus. Vienas būdas išmatuoti Visatos plėtimąsi yra kosminės foninės spinduliuotės – relikto iš 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo – netolygumų analizė.
Asociatyvi „Pixabay“ nuotr.
Jų dydžiai priklauso nuo Visatos plėtimosi greičio, o analizė duoda plėtimosi spartos – Hablo parametro – vertę, maždaug lygią 68 km/s/Mpc (tai reiškia, kad 10 megaparsekų atstumu nuo mūsų esanti galaktika tolsta 680 km/s greičiu).
Kitas metodas – matuoti atstumus iki aplinkinių galaktikų, pavyzdžiui remiantis supernovų sprogimų stebėjimu. Žinodami atstumą iki galaktikos ir jos judėjimo greitį, galima apskaičiuoti šių dydžių santykį. Šis metodas paprastai duoda didesnę vertę, maždaug 74 km/s/Mpc.
Jau keletą metų abiejų metodų tikslumas tapo toks, kad paklaidos yra gerokai mažesnės už skirtumą, ir vis mažėja. Kai kurie mokslininkai teigia, jog šis neatitikimas reiškia, kad klaidinga yra standartinė kosmologinė teorija, nusakanti, kaip vystosi Visata didžiausiais masteliais. Kiti, savo ruožtu, sako, kad vienas ar abu matavimai yra klaidingi.
Naujame darbe pateikiamas gana rimtas pagrindimas šiam teiginiui – pasitelkus naują aplinkinių galaktikų atstumų analizę gaunama plėtimosi spartos vertė, lygi 69,8 km/s/Mpc – labai artima foninės spinduliuotės analizės rezultatui. Šiame darbe taip pat remiamasis supernovų stebėjimais, bet atstumai iki tų supernovų sukalibruojami kitu būdu, nei įprastai. Dažniausiai supernovų atstumai kalibruojami remiantis kintančiųjų žvaigždžių cefėidžių stebėjimais.
Šių žvaigždžių šviesis nuolat kinta, o kitimo periodas priklauso nuo žvaigždės vidutinio šviesio, taigi išmatavę periodą, galime nustatyti ir atstumą iki žvaigždės. Kai kuriose galaktikose, kur randamos cefėidės, aptikti ir supernovų sprogimai – tai leidžia apskaičiuoti supernovų šviesį. Vėliau kalibracija panaudojama tolimesnių galaktikų atstumams apskaičiuoti. Naujajame darbe kalibracija atliekama remiantis ryškiausių raudonųjų milžinių šviesiu.
Šios žvaigždės, vadinamos raudonųjų milžinių sekos viršūnės (angl. tip of the red giant branch, TRGB) žvaigždėmis, visos šviečia beveik vienodai ryškiai, taigi stebėdami tokią žvaigždę, galime nustatyti atstumą iki jos. Šis metodas kosmologiniams atstumams kalibruoti pirmą kartą panaudotas prieš keletą metų, bet tada jo duodamos paklaidos buvo gerokai didesnės, nei reikėtų, norint išspręsti Hablo parametro neatitikimus.
Dabar, pasinaudodami naujais kalibracijos būdais, tyrėjai gerokai sumažino paklaidą ir pritaikė ją, kaip kalibraciją atstumams iki supernovų apskaičiuoti. Tada ir paaiškėjo, kad atstumai yra šiek tiek didesni, nei buvo manoma iki šiol, o Hablo parametro vertė – šiek tiek mažesnė. Tiesa, išlieka klausimas, kodėl cefėidžių duodami atstumai yra didesni. Tolesni Gaia teleskopo renkami duomenys, taip pat netrukus pradėsiančio dirbti James Webb kosminio teleskopo stebėjimai, turėtų padėti išspręsti šį neatitikimą ir paaiškinti, ko dar nesuprantame apie cefėides, TRGB žvaigždes, ar abi šias grupes.
Tyrimo rezultatai „arXiv“.
