Wykorzystanie soczewek grawitacyjnych do pomiaru ekspansji Wszechświata

Jest to jedna z wielkich debat kosmologicznych: Wszechświat się rozszerza, ale jak szybko? Dwa znane pomiary dają różne wyniki. Fizyk z Leiden University, David Harvey, dostosował niezależną trzecią metodę pomiaru, wykorzystując właściwości zakrzywiania światła galaktyk przewidywane przez Einsteina.

Od prawie wieku wiemy o tym, że Wszechświat się rozszerza. Astronomowie zauważyli, że światło od odległych galaktyk ma większą długość fali niż światło pobliskich galaktyk. Fale światła wydają się rozciągnięte (przesunięte ku czerwieni), co oznacza, że te odległe galaktyki się oddalają.

Tę szybkość rozszerzania się Wszechświata, zwaną stałą Hubble’a, można zmierzyć. Pewne supernowe mają dobrze poznaną jasność, co pozwala oszacować ich odległość od Ziemi i powiązać ją z ich przesunięciem ku czerwieni. Na każdy megaparsek odległości (parsek to 3,3 roku świetlnego), prędkość, z jaką galaktyki się od nas oddalają, wzrasta o 73 km/s.

Jednak coraz dokładniejsze pomiary mikrofalowego promieniowania tła przynosiły inną stałą Hubble’a: około 67 km/s.

Einstein
Jak to możliwe? Skąd taka różnica? Czy ta różnica może nam powiedzieć coś nowego o Wszechświecie i fizyce? „Właśnie to jest powodem, dla którego pojawił się trzeci pomiar, niezależny od dwóch pozostałych: soczewki grawitacyjne” – mówi fizyk z Leiden, David Harvey.

Ogólna teoria względności Alberta Einsteina przewiduje, że skupisko masy, np. galaktyka, może załamywać drogę światła, podobnie jak czyni to soczewka. Kiedy taka galaktyka znajduje się przed jasnym źródłem światła, światło wydaje się być zakrzywione wokół niego. Może dotrzeć do Ziemi różnymi drogami, co daje nam dwa, a czasem nawet cztery obrazy tego samego źródła.

H0LiCOW
W 1964 roku norweski astrofizyk Sjur Refsdal zauważył, że kiedy soczewkująca galaktyka jest nieco poza środkiem obiektu tła, jedna droga światła jest dłuższa niż inna. Oznacza to, że światło potrzebuje więcej czasu na pokonanie tej drogi. Zatem, gdy następuje zmiana jasności kwazara, ten punkcik będzie widoczny na jednym obrazie przed innym. Różnica może wynosić dni, tygodnie lub miesiące.

Refsdal pokazał, że ta różnica w czasie może być również wykorzystana do określenia odległości do kwazara i soczewki. Porównanie ich z przesunięciem ku czerwieni kwazarów daje niezależny pomiar stałej Hubble’a.

W ramach współpracy badawczej w H0LiCOW wykorzystano sześć soczewek, aby zawęzić stałą Hubble’a do wartości około 73. Istnieją jednak pewne komplikacje: poza różnicą odległości, masa galaktyki na pierwszym planie również ma efekt opóźnienia, w zależności od dokładnej masy rozkładu. „Trzeba modelować ten rozkład, ale pozostaje wiele niedomówień” – mówi Harvey. Taka niepewność ogranicza dokładność tej techniki.

Obrazowanie całego nieba
Może się to zmienić, gdy w 2021 roku w Chile pojawi się nowy teleskop, przeznaczony do obrazowania całego nieba co kilka nocy. Oczekuje się, że owo Vera Rubin Observatory zobaczy tysiące układów podwójnych kwazarów, co da szansę jeszcze bardziej ograniczyć stałą Hubble’a.

Jak mówi Harvey: „Problem w tym, że modelowanie wszystkich tych pierwszoplanowych galaktyk z osobna jest niemożliwe obliczeniowo”. Zamiast tego, Harvey opracował metodę obliczenia średniego efektu pełnego rozkładu nawet tysiąca soczewek.

W takim przypadku indywidualne dziwactwa soczewek grawitacyjnych nie są aż tak ważne i nie trzeba wykonywać symulacji dla wszystkich soczewek. Należy tylko upewnić się, że modeluje się całą populację.

W swoim artykule Harvey pokazuje, że przy takim podejściu błąd w progach stałej Hubble’a jest na poziomie 2%, gdy zbliża się do obserwacji około tysięcy kwazarów.

Ten margines błędu umożliwi miarodajne porównanie kilku stałych Hubble’a i może pomóc w zrozumieniu tych rozbieżności. Ale żeby zejść poniżej tych 2%, trzeba ulepszyć model, wykonując lepsze symulacje. Powinno to być możliwe.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Leiden University

Vega

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *