Протягом останніх кількох років космологи та астрономи зіткнулися з серйозним протиріччям у нашому розумінні космосу. Швидкість розширення Всесвіту продовжує давати два різних числа залежно від того, як ми намагаємося її виміряти. Космічний мікрохвильовий фон – перше вільне світло у Всесвіті – дає одне значення. Вимірювання галактик, що віддаляються від нас, дають інше значення. Вони були зроблені Габблом, і одне з припущень полягало в тому, що десь може бути помилка. Подальші спостереження натомість це заперечують.
Поєднання спостережень Габбла зі спостереженнями JWST покращило вимірювання швидкості розширення (також відомої як постійна Габбла) у більш локалізованому Всесвіті. І це значення помітно відрізняється від того, яке ми отримали в давньому Всесвіті. Схоже, що проблема не в наших зірках, а в наших моделях.
“Якщо відкинути помилки вимірювань, залишається реальна і захоплююча можливість того, що ми неправильно зрозуміли Всесвіт”, – сказав у своїй заяві провідний автор і лауреат Нобелівської премії Адам Рісс, фізик з Університету Джона Хопкінса в Балтіморі.
Для вимірювання відстані об’єктів у Всесвіті існує кілька методів. Один з них використовує наднові зірки типу Ia. Ці вибухи завжди мають приблизно однакову світність, оскільки вони виникають, коли білий карлик викрадає достатньо матеріалу для катастрофічного колапсу і вибуху. Оскільки існує єдиний поріг для цієї межі, вироблене світло завжди однакове.
Знаючи, наскільки вони світяться, і вимірявши яскравість, яку ми отримуємо, тобто наскільки вони потьмяніли, ми можемо обчислити відстань. Інший клас об’єктів, для яких цей трюк працює, – це змінні цефеїди. Астроном Генрієтта Свон Левітт зрозуміла, що їхня пульсація пов’язана з їхньою внутрішньою світністю, тож ми можемо визначити відстань у подібний спосіб.
Очікується, що наднові типу Ia трапляються в галактиці раз на століття, тому, хоча вони яскраві, вони не такі вже й поширені. Цефеїдні змінні зустрічаються частіше, але одне з побоювань Хаббла полягало в тому, що їхнє світло може бути переплутане з іншими зірками або затьмарене пилом.
JWST може бачити крізь пил, і його гостре око може безпомилково визначити конкретну зорю. Його спостереження включали п’ять галактик-господарів восьми наднових типу Ia, що містять загалом 1000 цефеїд, тобто два незалежні методи. Спостереження проводилися на відстані 130 мільйонів світлових років від нас.
Ці дані показують, що помилки у спостереженнях Цефеїд не впливають на напруженість Габбла. Розбіжність не спричинена поганими вимірюваннями. “Тепер ми охопили весь діапазон того, що спостерігав “Габбл”, і можемо з дуже високою впевненістю виключити помилку вимірювання як причину напруженості Габбла”, – додав Рісс.
Місія Euclid, запущена минулого року, і деякі майбутні обсерваторії можуть забезпечити краще розуміння напруженості просто завдяки величезному обсягу їхніх спостережень. Вони також можуть допомогти нам усвідомити, як нам потрібно змінити наше нинішнє розуміння Всесвіту, яке досі демонструвало неабиякі прогностичні здібності, щоб знайти сенс у тому, що ми бачимо.