Передача глибоких нот всередині червоних гігантських зірок може розповісти нам про їхні відстані, надаючи новий спосіб вимірювання Всесвіту. Це може виявитися корисним для астрономів за будь-яких обставин – але особливо тоді, коли вимірювання космічних відстаней поставило під сумнів наші моделі всесвіту, що дехто вважає кризою космології.
Астрономи погоджуються, що Всесвіт розширюється, і що швидкість цього розширення зростає. Однак два основні способи вимірювання цього зростання дають суперечливі результати, відомі як “червоне зміщення Габбла”. Колись похибки кожного методу були досить великими, що призводило до певного перекриття результатів. Однак з появою нових інструментів, які підвищили точність вимірювань, ця проблема зникла.
Принаймні одне з вимірювань (або висновки, які ми робимо з нього) має бути помилковим – але ми не знаємо, яке саме і чому. Оскільки багато чого в тому, як ми бачимо всесвіт, залежить від швидкості його розширення, вирішення цього питання стало пріоритетним завданням. Можливо, інший метод міг би стати вирішальним.
На це сподівається група дослідників, які опублікували докази того, що підкатегорія червоних гігантських зірок може забезпечити альтернативне вимірювання швидкості розширення Всесвіту. Їхні дослідження поки що надто близькі до реальності, щоб їх можна було використати в такий спосіб, але потенціал є.
Коли зорі наближаються до кінця свого життя, у них закінчується водень для термоядерного синтезу, вони охолоджуються і роздуваються, стаючи червоними гігантами. Врешті-решт, вони починають синтезувати гелій, і приблизно в цей час вони стають зірками, відомими як “кінчик гілки червоного гіганта” (TRGB).
Багато зірок – особливо червоні гіганти – зазнають змін яскравості через гігантські звукові хвилі, що відскакують туди-сюди всередині них. Дослідники розділили TRGB-зірки в Магелланових Хмарах на популяції на основі тривалості часу, який вони витрачають на коливання. Вони виявили, що група з повільнішими коливаннями має стабільні характеристики, які роблять їх цінними для астрономів, тоді як ті, що мають більш високі ноти, молодші і, швидше за все, багаті на метали.
“Молодші червоні гігантські зірки поблизу TRGB трохи менш яскраві, ніж їхні старші родичі”, – говорить автор дослідження Річард Андерсон з Федеральної політехнічної школи Лозанни. “Акустичні коливання, які ми спостерігаємо як коливання яскравості, дозволяють нам зрозуміти, з яким типом зірки ми маємо справу: Старі зірки коливаються на більш низькій частоті – так само, як баритон співає більш глибоким голосом, ніж тенор!”
Знаючи зоряну пляму на TRGB, ми можемо точніше розрахувати її справжню яскравість. Поєднання цього з кількістю світла, яке ми бачимо, дозволяє нам виміряти відстань до зірок TRGB у більш віддалених галактиках. Потенціал використання зірок TRGB для вимірювання відстані був відомий давно, але попередні спроби страждали від невизначеності щодо справжньої світності, і тому вважалися менш надійними, ніж використання змінних цефеїд. Вимірювання часу коливань може вирішити цю проблему.
Виміряти рух цих зірок і галактик, в яких вони існують, за допомогою їхнього червоного зміщення відносно легко. Зіставлення відстані та швидкості руху дає можливість виміряти зростання Всесвіту.
“Ми виявили, що акустичні коливання червоних гігантських зірок підказують нам, як найкраще вимірювати космічні відстані за допомогою методу “кінчика гілки червоного гіганта”, – каже Андерсон.
Використання об’єктів з відомою власною яскравістю схоже на один з існуючих методів, який використовує наднові типу Ia. Ці наднові дуже цінуються астрономами, оскільки їхня яскравість на піку є постійною, що дає нам гарне уявлення про те, наскільки вони насправді яскраві. Як і у випадку з TRGB-зірками, зіставлення їхньої яскравості з виміряною нами яскравістю і червоним зміщенням дозволяє нам порівняти відстань і розширення, забезпечуючи один бік напруженості Габбла. Суперечливі результати дають вимірювання космічного фонового випромінювання.
Зорі TRGB не такі яскраві, як наднові, тому ми не можемо використовувати цей метод на однаково величезних відстанях. З іншого боку, вони є більш поширеними і можуть бути виміряні на дозвіллі, а не лише короткочасними спалахами. Отже, ми можемо використовувати зорі TRGB для калібрування наших вимірювань для ближчих галактик, в яких спостерігалися наднові.
Якщо, як дехто підозрює, розв’язання проблеми напруженості Габбла полягає в тому, що щось не так з нашими спостереженнями наднових типу Ia або з тим, як ми їх інтерпретуємо, то це може бути способом з’ясувати це.
