Kể từ những năm 1920, chúng ta đã biết rằng vũ trụ đang giãn nở - một thiên hà càng xa thì nó càng di chuyển ra xa chúng ta. Trên thực tế, vào những năm 1990, tốc độ mở rộng đã được tìm thấy đang tăng tốc. Tốc độ mở rộng hiện tại được mô tả bởi một cái gì đó được gọi là Hub Hubble Constant Constant - một tham số vũ trụ cơ bản.
Cho đến gần đây, có vẻ như chúng tôi đã hội tụ một giá trị được chấp nhận cho Hubbleline Constant. Nhưng một sự khác biệt bí ẩn đã xuất hiện giữa các giá trị được đo bằng các kỹ thuật khác nhau. Bây giờ một nghiên cứu mới, được công bố trên Science, trình bày một phương pháp có thể giúp giải quyết bí ẩn.
Vấn đề với độ chính xác
Có thể ước tính được hằng số Hubble bằng cách kết hợp các phép đo khoảng cách đến các thiên hà khác với tốc độ chúng đang di chuyển ra xa chúng ta. Bước sang thế kỷ, các nhà khoa học đã đồng ý rằng giá trị này là khoảng 70 km mỗi giây trên mỗi megapixel - một megapixel chỉ là hơn 3 năm ánh sáng. Nhưng trong vài năm qua, các phép đo mới đã chỉ ra rằng đây có thể không phải là câu trả lời cuối cùng.
Nếu chúng ta ước tính Hubble không đổi bằng cách sử dụng các quan sát của vũ trụ địa phương, ngày nay, chúng ta sẽ nhận được giá trị 73. Nhưng chúng ta cũng có thể sử dụng các quan sát về hậu quả của Big Bang - nền vi sóng vũ trụ của nhà tù - để ước tính Hằng số Hubble. Nhưng phép đo vũ trụ đầu thời gian đầu của hoàng cung này cho giá trị thấp hơn khoảng 67.
Đáng lo ngại, cả hai phép đo được báo cáo là đủ chính xác đến mức phải có một số loại vấn đề. Các nhà thiên văn học gọi một cách uyển chuyển là điều này như một sự căng thẳng trong giá trị chính xác của hằng số Hubble.
Mở rộng vũ trụ. NASA / WMAP
Nếu bạn là loại đáng lo ngại, thì sự căng thẳng chỉ ra một số vấn đề hệ thống chưa biết với một hoặc cả hai phép đo. Nếu bạn là loại người dễ bị kích động, thì sự khác biệt có thể là manh mối về một số vật lý mới mà chúng tôi đã biết trước đó. Mặc dù nó đã rất thành công cho đến nay, có lẽ mô hình vũ trụ của chúng ta là sai, hoặc ít nhất là không đầy đủ.
Xa so với địa phương
Để đi đến tận cùng của sự khác biệt, chúng ta cần một liên kết tốt hơn về thang đo khoảng cách giữa vũ trụ rất cục bộ và rất xa.
Bài báo mới trình bày một cách tiếp cận gọn gàng cho thách thức này. Nhiều ước tính về tốc độ mở rộng dựa trên việc đo chính xác khoảng cách đến các vật thể. Nhưng điều này thực sự khó thực hiện: chúng ta có thể chỉ cần chạy một thước dây trên khắp vũ trụ.
Một cách tiếp cận phổ biến là sử dụng supernovas Loại 1a (siêu sao nổ). Chúng rất sáng, vì vậy chúng ta có thể nhìn thấy chúng ở khoảng cách rất xa. Như chúng ta biết chúng nên phát sáng như thế nào, chúng ta có thể tính toán khoảng cách của chúng bằng cách so sánh độ sáng rõ ràng của chúng với độ sáng đã biết của chúng.
Để lấy được Hubble [Constant từ các quan sát siêu tân tinh, chúng phải được hiệu chỉnh theo thang khoảng cách tuyệt đối vì vẫn có độ không đảm bảo khá lớn trong tổng độ sáng của chúng. Hiện tại, các mỏ neo của người Viking này rất gần các điểm đánh dấu khoảng cách (và rất chính xác), chẳng hạn như các sao biến Cepheid, làm sáng và mờ theo định kỳ.
Nếu chúng ta có các khoảng cách tuyệt đối neo xa hơn trong vũ trụ, thì khoảng cách siêu tân tinh có thể được hiệu chỉnh chính xác hơn trong phạm vi vũ trụ rộng hơn.
Neo xa
Công trình mới đã bỏ đi một vài mỏ neo mới bằng cách khai thác một hiện tượng gọi là thấu kính hấp dẫn. Bằng cách xem xét ánh sáng từ một nguồn nền (như thiên hà) bị bẻ cong do lực hấp dẫn của một vật thể lớn ở phía trước nó, chúng ta có thể tìm ra các thuộc tính của vật thể phía trước đó.
Một thiên hà cụm lớn (trung tâm của hộp) đã phân chia ánh sáng từ siêu tân tinh nền nổ thành bốn hình ảnh / chấm màu vàng. NASA / HUbble
Nhóm nghiên cứu đã nghiên cứu hai thiên hà đang chiếu sáng ánh sáng từ hai thiên hà nền khác. Sự biến dạng mạnh đến mức nhiều hình ảnh của mỗi thiên hà nền được chiếu xung quanh các phần lệch hướng phía trước (chẳng hạn như trong hình trên). Các thành phần của ánh sáng tạo nên mỗi hình ảnh đó sẽ có những khoảng cách hơi khác nhau trên hành trình đến Trái đất của chúng khi ánh sáng bị bẻ cong xung quanh phần lệch hướng phía trước. Điều này gây ra độ trễ trong thời gian ánh sáng chiếu qua ảnh được thấu kính.
