Co je Hubbleovo napětí?
Jak rychle se dnes rozpíná vesmír? Zní to jako otázka s jedinou odpovědí. Některá přesná měření ale vedou k vyšší hodnotě než výpočet založený na reliktním záření. Tomuto nesouladu říkáme Hubbleovo napětí.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Dvě cesty k dnešnímu rozpínání
První cesta vychází z měření vzdáleností a rudých posuvů galaxií. Žebřík kosmických vzdáleností propojuje blízké objekty s dalekými pomocí několika navazujících měřítek. Každý stupeň je potřeba pečlivě zkalibrovat.
Druhá cesta využívá reliktní záření, které vzniklo přibližně 380 000 let po velkém třesku. Jeho strukturu porovnáme s modelem vývoje vesmíru, obvykle ΛCDM, a vypočítáme odpovídající dnešní hodnotu Hubbleovy konstanty.
Neporovnáváme tedy přímo rychlost rozpínání kdysi a dnes. Obě cesty určují dnešní H₀, jen využívají jiné informace a předpoklady.
Dnešní rychlost rozpínání vesmíru určujeme dvěma cestami. První vychází z reliktního záření: pomocí modelu vývoje vesmíru z něj vypočítáme dnešní hodnotu Hubbleovy konstanty. Druhá porovnává změřené vzdálenosti galaxií s rychlostmi jejich vzdalování, které odvozujeme z rudého posuvu světla. První cesta dává hodnoty přibližně 67–68 km/s/Mpc, druhá kolem 73–74 km/s/Mpc. Obě tedy odpovídají na stejnou otázku: jak rychle se vesmír rozpíná dnes? Rozdíl mezi výsledky označujeme jako Hubbleovo napětí. Uvedená rozmezí shrnují výsledky různých měření; přesnost každého jednotlivého měření se uvádí zvlášť.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Jak velký je rozdíl?
Pro představu o měřítku problému: analýza dat mise Planck z roku 2018 dává v základním modelu ΛCDM přibližně 67,4 km/s/Mpc. Některé výsledky žebříku vzdáleností vycházejí okolo 73 km/s/Mpc. Nejde o dvě konečné hodnoty platné navždy; výsledky a jejich nejistoty se zpřesňují.
Rozdíl několika jednotek by sám o sobě nebyl překvapivý, kdyby měření byla nepřesná. Napětí vzniká proto, že nejistoty některých analýz jsou podstatně menší než jejich vzájemný rozestup. U každého tvrzení o závažnosti rozporu je proto potřeba uvést konkrétní studie a jejich předpoklady.
Nemůže jít jen o chybu?
Může. Astronomové proto kontrolují například vliv prachu, překrývání hvězd v hustých oblastech, kalibraci přístrojů a výběr pozorovaných objektů. Chyba nemusí znamenat špatně provedenou práci: může jít o velmi jemný efekt, který se projeví až při mimořádné přesnosti.
Zároveň nelze automaticky prohlásit, že jedna metoda je správná a druhá chybná. I odhad z reliktního záření závisí na fyzikálním modelu. Pokud v něm něco důležitého chybí, může být výsledná hodnota velmi přesná, a přesto posunutá.
Je to důkaz nové fyziky?
Zatím ne. Zkoumají se například změny fyziky raného vesmíru, vlastností temné energie nebo dalších složek kosmu. Každý návrh ale musí vysvětlit také reliktní záření, rozložení galaxií a další měření. Posunout jediné číslo správným směrem nestačí.
Ani několik metod s podobným výsledkem nemusí představovat zcela nezávislé potvrzení. Mohou sdílet kalibrační data nebo předpoklady. Právě proto jsou cenné odlišné postupy: například měření s gravitačními čočkami nebo takzvanými standardními sirénami, tedy vhodnými zdroji gravitačních vln.
Co by pomohlo rozhodnout
Nejvíc pomůže kombinace přesnějších měření a nezávislých kontrol. Pokud se rozpor po odstranění chyb zmenší, bude to úspěch měření. Pokud přetrvá a stejný problém ukážou další postupy, bude silnější důvod hledat jeho příčinu v modelu. Obojí nás posune dál.
Zdroje a další čtení
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Výraz „krize kosmologie“ může znít jako konec všeho, co víme. Hubbleovo napětí je přesněji vymezený problém: některé postupy určování H₀ se neshodují tak dobře, jak by podle svých nejistot měly. Právě takové rozpory mohou pomoci odhalit chybu i novou fyziku.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)