Ini berlaku pada awal 1990-an. Carnegie Observatory di Pasadena, California, kosong untuk cuti Krismas. Wendy Friedman, sendirian di perpustakaan, sedang menangani masalah besar dan berduri: kadar pengembangan alam semesta. Carnegie adalah tanah yang subur untuk pekerjaan seperti ini. Di sinilah, pada tahun 1929, Edwin Hubble pertama kali melihat galaksi yang jauh terbang dari Bima Sakti, memantul di aliran luar ruang yang meluas. Kelajuan aliran ini dikenali sebagai pemalar Hubble.
Kerja tenang Friedman segera terganggu ketika rakan astronomnya Allan Sandage, pengganti ilmiah Hubble, bergegas masuk ke perpustakaan dan memerintah dan memperbaiki pemalar Hubble selama beberapa dekad, secara konsisten mempertahankan kecepatan pengembangan yang perlahan. Friedman adalah salah satu yang terakhir menganjurkan kadar yang lebih tinggi, dan Sandage melihat penjelajahannya yang sesat.
"Dia sangat marah," kenang Friedman, sekarang di University of Chicago, Illinois, "bahawa pada masa itu saya menyedari bahawa kita sendirian di seluruh bangunan. Saya mengambil langkah mundur dan berfikir bahawa kami tidak bekerja dalam bidang sains yang paling mesra."
Konfrontasi ini telah reda, tetapi tidak sepenuhnya. Sandage meninggal pada tahun 2010, dan pada masa itu kebanyakan ahli astronomi telah berkumpul di pemalar Hubble yang sempit. Walau bagaimanapun, data terbaru, yang mungkin disukai oleh Sandage, menunjukkan bahawa pemalar Hubble adalah 8% lebih rendah daripada nombor utama. Selama hampir satu abad, para astronom telah menghitungnya dengan mengukur jarak dengan teliti di bahagian paling dekat dengan alam semesta dan bergerak semakin jauh. Tetapi baru-baru ini para astrofisikawan mengukur pemalar di luar berdasarkan peta latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB), susulan besar Big Bang yang menjadi latar belakang alam semesta yang dapat dilihat. Membuat andaian tentang bagaimana daya dan tarikan tenaga dan jirim di alam semesta telah mengubah kadar pengembangan kosmik sejak latar belakang gelombang mikro kosmik terbentuk,ahli astrofizik dapat mengambil carta mereka dan menyesuaikan pemalar Hubble dengan alam semesta tempatan semasa. Nombor mesti sepadan. Tetapi mereka tidak sepadan.
Mungkin ada yang tidak kena dengan salah satu pendekatan. Kedua-dua pihak mencari kelemahan dalam kaedah mereka sendiri dan pihak lain, dan tokoh kanan seperti Friedman bergegas mengemukakan cadangan mereka sendiri. "Kami tidak tahu ke mana arah ini," kata Friedman.
Tetapi jika kesepakatan tidak tercapai, itu akan menjadi celah di dasar kosmologi moden. Ini mungkin bermaksud bahawa teori yang ada kehilangan unsur yang mengganggu antara masa kini dan masa lalu kuno, yang terjalin ke dalam rantai interaksi antara CMB dan pemalar Hubble sekarang. Sekiranya demikian, sejarah akan berulang. Pada tahun 1990-an, Adam Riess, yang kini merupakan ahli astrofizik di Johns Hopkins University di Baltimore, Maryland, memimpin salah satu pasukan yang menemui tenaga gelap, kekuatan tolak yang mempercepat pengembangan alam semesta. Ini adalah salah satu faktor yang mesti diambil kira oleh pengiraan CMB.
Kini pasukan Riesz mencari pemalar Hubble di ruang berdekatan dan seterusnya. Tujuannya bukan hanya untuk menjelaskan jumlahnya, tetapi juga untuk mengetahui apakah ia berubah dari masa ke masa dengan cara yang bahkan tenaga gelap tidak dapat menjelaskannya. Setakat ini, dia tidak memahami apa faktor yang hilang. Dan dia sangat berminat dengan apa yang berlaku.
Video promosi:
Pada tahun 1927, Hubble melampaui Bima Sakti, bersenjata dengan teleskop terbesar di dunia pada masa itu, Teleskop Hooker 2.5 meter, yang terletak di Gunung Wilson di atas Pasadena. Dia memotret titik-titik lingkaran yang samar-samar yang sekarang kita kenal sebagai galaksi dan mengukur kemerahan cahaya mereka ketika Doppler beralih ke gelombang cahaya yang panjang. Membandingkan pergeseran galaksi merah dengan kecerahannya, Hubble sampai pada kesimpulan yang menarik: semakin lemah dan, mungkin, semakin jauh galaksi, semakin cepat surut. Akibatnya, alam semesta berkembang. Ini bermaksud bahawa Alam Semesta mempunyai usia yang terbatas, yang dimulai dengan Big Bang.
Percanggahan kosmik
Perbahasan mengenai pemalar Hubble dan kadar pengembangan Alam Semesta mula dimainkan dengan semangat yang baru. Ahli astronomi tiba pada tarikh tertentu menggunakan tangga jarak klasik, atau pemerhatian astronomi alam semesta tempatan. Tetapi nilai-nilai ini bertentangan dengan perkiraan kosmologi yang dibuat dari peta alam semesta awal dan terikat dengan masa kini. Ini disebabkan oleh kontroversi ini bahawa pertumbuhan alam semesta dapat mendorong bahan yang hilang.
Untuk menentukan kadar pengembangan - dan pemalar yang sepadan - Hubble memerlukan jarak nyata ke galaksi, bukan hanya jarak relatif berdasarkan kecerahannya yang jelas. Oleh itu, dia memulakan proses yang sukar untuk membangun tangga terpencil - dari Bima Sakti ke galaksi yang berdekatan dan seterusnya, hingga ke sempadan ruang yang semakin luas. Setiap anak tangga mesti dikalibrasi dengan "lilin standard": objek yang bergerak, berdenyut, berkelip, atau berputar sedemikian rupa sehingga anda dapat mengetahui sejauh mana jaraknya.
Tahap pertama kelihatan cukup dipercayai: bintang berubah-ubah disebut Cepheids yang meningkat dan berkurang dalam kecerahan selama beberapa hari atau minggu. Panjang kitaran ini menunjukkan kecerahan dalaman bintang. Dengan membandingkan kecerahan Cepheid yang diperhatikan dengan kecerahan yang berpunca dari getarannya, Hubble dapat mengira jarak ke arahnya. Teleskop Mount Wilson dapat membuat beberapa Cepheids di galaksi berdekatan. Untuk galaksi yang jauh, dia menganggap bahawa bintang-bintang terang di dalamnya akan mempunyai kecerahan dalaman yang sama. Walaupun di galaksi yang paling jauh, Hubble mencadangkan, akan ada lilin standard dengan cahaya yang seragam.
Jelas, andaian ini bukanlah yang terbaik. Pemalar pertama yang diterbitkan oleh Hubble adalah 500 kilometer sesaat per megaparsec - yaitu, untuk setiap 3,25 juta tahun cahaya dia mengintip ke angkasa, alam semesta yang berkembang mendorong galaksi 500 kilometer per saat lebih cepat. Jumlah ini tidak betul dan tersirat bahawa alam semesta ini baru berusia 2 miliar tahun, iaitu hampir tujuh kali lebih sedikit daripada yang dipercaya hari ini. Tetapi itu hanya permulaan.
Pada tahun 1949, pembinaan disiapkan di teleskop 5.1 meter di Palomar di selatan California, tepat pada masanya untuk serangan jantung Hubble. Dia menyerahkan mantel itu kepada Sandage, seorang pemerhati truf yang menghabiskan beberapa dekad berikutnya untuk mengembangkan plat fotografi semasa sesi malam, bekerja dengan alat teleskop raksasa, menggigil dari kesejukan dan memerlukan rehat.
Dengan resolusi Palomar yang lebih tinggi dan daya penuaian cahaya yang tinggi, Sandage dapat memancing Cepheids dari galaksi yang lebih jauh. Dia juga menyedari bahawa bintang-bintang terang Hubble, pada dasarnya, adalah keseluruhan kumpulan bintang. Mereka lebih terang dan oleh itu jauh lebih jauh daripada pemikiran Hubble, yang, antara lain penyesuaian, menyiratkan pemalar Hubble yang jauh lebih rendah. Pada tahun 1980-an, Sandage menetap di usia 50, yang dia pertahankan dengan sengit. Salah satu lawannya yang paling terkenal, ahli astronomi Perancis Gerard de Vaucouleurs, mencadangkan nilai 50. Salah satu parameter terpenting dalam kosmologi secara harfiah dua kali ganda.
Pada akhir 1990-an, Friedman, setelah bertahan dari penyiksaan lisan Sandage, menetapkan tugasnya untuk menyelesaikan teka-teki ini dengan alat baru, seolah-olah sengaja dirancang untuk karyanya: Teleskop Angkasa Hubble. Pandangannya yang jelas terhadap suasana membolehkan pasukan Friedman mengenal pasti individu Cepheids 10 kali lebih jauh daripada yang dilakukan Sandage dengan Palomar. Kadang-kadang di galaksi ini terdapat Cepheids dan suar yang lebih terang - supernova jenis Ia. Bintang kerdil putih yang meletup ini dapat dilihat melalui ruang dan meletus pada kecerahan berterusan dan maksimum. Dikalibrasi ke Cepheids, supernova dapat digunakan sendiri untuk mencari jarak paling jauh dari ruang. Pada tahun 2001, pasukan Friedman menyempitkan pemalar Hubble menjadi 72 tambah atau minus 8, mengakhiri perseteruan Sandage-de Vaucouleurs. "Saya keletihan," katanya. "Saya fikir,tidak pernah kembali bekerja pada pemalar Hubble."
Edwin Hubble
Tetapi kemudian muncul seorang ahli fizik yang menemui cara bebas untuk mengira pemalar Hubble menggunakan yang paling jauh dan berubah merah - latar belakang gelombang mikro. Pada tahun 2003, penyelidikan WMAP menerbitkan peta pertamanya, yang menunjukkan spektrum turun naik suhu di CMB. Peta ini tidak memberikan lilin biasa, tetapi kriteria standard: corak tempat panas dan sejuk di sup primordial, diciptakan oleh gelombang suara yang bergelombang di seluruh alam semesta yang baru lahir.
Dengan membuat beberapa andaian mengenai ramuan dalam kaldu ini - dalam bentuk zarah, atom dan foton yang sudah biasa, beberapa bahan tambahan yang tidak dapat dilihat seperti bahan gelap dan tenaga gelap - pasukan WMAP dapat mengira ukuran fizikal gelombang bunyi primordial ini. Ia dapat dibandingkan dengan ukuran gelombang suara yang dirakam di tempat CMB. Perbandingan ini memberikan jarak ke latar gelombang mikro dan nilai kadar pengembangan Alam Semesta pada saat awal itu. Dengan membuat andaian tentang bagaimana zarah biasa, tenaga gelap, dan bahan gelap telah berubah pengembangan sejak itu, pasukan WMAP dapat membawa pemalar sejajar dengan kadar aliran semasa. Mereka pada asalnya menyimpulkan nilai 72, menurut apa yang dijumpai oleh Friedman.
Tetapi sejak itu, pengukuran astronomi pemalar Hubble menunjukkan nilai yang lebih tinggi, walaupun ralat telah menurun. Dalam penerbitan baru-baru ini, Riess telah melangkah maju menggunakan kamera inframerah yang dipasang pada tahun 2009 di Teleskop Hubble, yang dapat menentukan jarak ke Cepheids Bima Sakti dan menonjolkan sepupu mereka yang paling jauh dan lebih merah di antara bintang-bintang biru yang biasanya mengelilingi Cepheids. Keputusan terakhir yang diberikan oleh pasukan Riess adalah 73.24.
Sementara itu, misi Planck (ESA), yang menunjukkan CMB dalam resolusi tinggi dan dengan peningkatan ketepatan suhu, berhenti pada 67.8. Menurut undang-undang statistik, kedua-dua kuantiti ini dipisahkan oleh jurang 3.4 sigma - bukan 5 sigma, yang dalam fizik zarah membincangkan hasil yang signifikan, tetapi hampir. "Sukar untuk menerangkannya dengan kesalahan statistik," kata Chuck Bennett, ahli astrofizik di Universiti Johns Hopkins yang memimpin pasukan WMAP.
Setiap sisi menuding jari ke arah yang lain. Georg Ephstatius, ahli kosmologi utama pasukan Planck di University of Cambridge, mengatakan data Planck "sama sekali tidak tergoyahkan." Analisis baru mengenai keputusan Planck pada tahun 2013 membuatnya berfikir. Dia memuat turun data Riesz dan menerbitkan analisisnya sendiri dengan pemalar Hubble yang lebih rendah dan kurang tepat. Dia percaya bahawa ahli astronomi meraih tangga "kotor".
Sebagai tindak balas, ahli astronomi mengaku membuat pengukuran sebenar alam semesta moden, kerana kaedah pengukuran CMB bergantung pada banyak andaian kosmologi. Sekiranya mereka tidak berkumpul, mereka berkata, mengapa tidak mengubah kosmologi? Sebaliknya, "Georg Ephstatius keluar dan berkata, saya akan memikirkan kembali semua data anda," kata Barry Mador dari University of Chicago, suami dan rakan sekerja Friedman sejak 1980-an. Apa nak buat? Simpul Gordian mesti dipotong.
Wendy Friedman percaya kajiannya pada tahun 2001 telah mengungkapkan konstanta Hubble, tetapi kontroversi telah muncul kembali.
Di sisi ahli astronomi, ada kaedah yang disebut lensa graviti. Di sekitar galaksi besar, graviti itu sendiri mengganggu ruang, membentuk lensa raksasa yang dapat memutarbelitkan cahaya yang datang dari sumber cahaya jauh seperti quasar. Sekiranya penjajaran lensa dan quasar sudah pasti, cahaya akan melintas di beberapa jalan menuju Bumi dan membuat banyak gambar galaksi lensa. Sekiranya anda bernasib baik, quasar akan berubah menjadi terang, iaitu, kerlipan. Setiap gambar yang diklon juga akan berkedip, tetapi tidak pada waktu yang sama, kerana sinar cahaya dari setiap gambar mengambil jalan yang berbeza melalui ruang yang terdistorsi. Kelewatan antara kerlipan menunjukkan perbezaan panjang laluan; dengan memadankannya dengan ukuran galaksi, para astronom dapat menggunakan trigonometri untuk menghitung jarak mutlak ke galaksi lensa. Hanya tiga galaksi yang telah diukur dengan teliti dengan cara ini, dan enam lagi sedang dikaji. Pada akhir Januari, ahli astrofizik Sherri Suyu dari Max Planck Institute for Astrophysics di Jerman dan rakan-rakannya menerbitkan pengiraan terbaik bagi pemalar Hubble. "Dimensi kami sesuai dengan pendekatan jarak tangga," kata Suyu.
Sementara itu, ahli kosmologi juga mempunyai kad truf di lengan baju: ayunan akustik baryonic (BAO). Ketika alam semesta matang, gelombang suara yang sama yang dicantumkan di CMB meninggalkan gumpalan jirim yang tumbuh menjadi kelompok galaksi. Lokasi galaksi di langit harus mengekalkan nisbah gelombang suara yang asli, dan, seperti sebelumnya, membandingkan corak yang nyata dengan ukuran sebenar yang dihitung menentukan jaraknya. Seperti kaedah CMB, kaedah BAO membolehkan andaian kosmologi dibuat. Tetapi sejak beberapa tahun kebelakangan ini, dia mempertahankan nilai-nilai pemalar Hubble setara dengan Planck. Iterasi keempat Sloan Digital Sky Survey, tinjauan langit global yang memetakan peta galaksi, akan membantu menyempurnakan pengukuran ini.
Ini tidak bermaksud bahawa pasukan yang bertanding untuk tangga jarak dan CMB hanya menunggu cara lain untuk menyelesaikan pertikaian tersebut. Untuk mengukuhkan asas tangga jarak, jarak ke Cepheids di Bima Sakti, misi Gaia Badan Angkasa Eropah berusaha untuk menentukan jarak yang tepat ke satu miliar bintang yang berdekatan, termasuk Cepheids. Gaia, yang mengorbit Matahari di luar Bumi, menggunakan ukuran yang paling boleh dipercayai: paralaks, atau perpindahan bintang yang nyata berbanding latar belakang langit, ketika kapal angkasa mencapai titik bertentangan di orbitnya. Apabila set data Gaia lengkap dilancarkan pada tahun 2022, ia akan memberi tambahan keyakinan kepada para astronom. Riess sudah mendapat petunjuk untuk pemacu Hubble yang lebih tinggi ketika dia menggunakan hasil awal Gaia.
Ahli kosmologi juga berharap dapat memantapkan pengukuran mereka dengan Teleskop Kosmologi Atacama di Chile dan Teleskop Kutub Selatan, yang dapat menguji hasil ketepatan tinggi Planck. Dan jika hasilnya menolak untuk berkumpul, maka ahli teori akan berusaha menutup jurang. "Bagus kalau modelnya hancur. Pengesahan model tidak menarik."
Sebagai contoh, seseorang boleh menambahkan zarah tambahan pada Model Standard Alam Semesta. CMB menawarkan anggaran jumlah anggaran tenaga sejurus selepas Big Bang, ketika dibahagikan kepada jirim dan radiasi tenaga tinggi. Seperti berikut dari formula Eivalen Einstein yang terkenal E = mc2, tenaga bertindak seperti jirim, melambatkan pengembangan ruang dengan graviti. Tetapi jirim adalah brek yang lebih berkesan. Lama kelamaan, sinaran - foton cahaya dan zarah cahaya lain seperti neutrino - menyejuk dan kehilangan tenaga, kesan graviti melemah.
Tiga jenis neutrino kini diketahui. Sekiranya ada yang keempat, seperti yang dicadangkan oleh beberapa ahli teori, ada sedikit lagi di sisi radiasi dari anggaran tenaga asal alam semesta, dan bahagian ini akan hilang dengan lebih cepat. Ini, seterusnya, bermaksud bahawa alam semesta awal berkembang lebih cepat daripada senarai ramuan kosmologi moden yang diramalkan. Di masa depan, penambahan ini dapat mendamaikan dua hasil yang berbeza. Tetapi pengesan neutrino belum mendedahkan petunjuk mengenai neutrino jenis 4, dan pengukuran Planck yang lain membatasi jumlah radiasi berlebihan.
Pilihan lain adalah apa yang disebut tenaga gelap hantu. Model kosmologi sebenar bermaksud daya berterusan oleh tenaga gelap. Sekiranya tenaga gelap semakin kuat dari masa ke masa, ini akan menjelaskan mengapa kosmos berkembang dengan lebih pantas hari ini daripada yang akan difikirkan oleh seseorang melihat alam semesta awal. Walau bagaimanapun, tenaga gelap berubah-ubah nampaknya berlebihan. Ahli kosmologi dan ahli astrofizik cenderung mempercayai bahawa masalahnya terletak pada kaedah yang ada dan bukannya pada fizik baru.
Friedman percaya bahawa satu-satunya jalan keluar - untuk melawan api dengan api - terletak pada pemerhatian baru mengenai alam semesta. Bersama Mador, mereka bersiap untuk melakukan pengukuran yang berasingan, yang dikalibrasi bukan hanya untuk Cepheids, tetapi juga untuk jenis bintang berubah-ubah dan raksasa merah terang. Contoh-contoh terdekat dapat dikaji dengan menggunakan teleskop automatik selebar 30 sentimeter, dan yang jauh akan membantu menerokai teleskop angkasa Hubble dan Spitzer. Setelah berjaya mengatasi Sandage yang gelap dan ganas, dia sudah bersedia untuk menjawab cabaran berani pasukan Planck dan Riesz.
Mereka mengatakan kami salah. Baiklah, mari kita lihat,”dia bergurau.
ILYA KHEL
