몇 년 동안 우주론의 큰 소식은 우주가 예상보다 빠르게 확장되고 있다는 증거였습니다. 우주 러스트가 초기 우주에서 데이터를 추정하여 우주의 모습을 예측할 때, 그들은 비교적 느린 우주 확장률을 예측합니다. 그들이 천문 대상이 우리에게서 상처를 입히는 속도를 직접 측정 할 때, 그들은 공간이 예측보다 약 9% 빠르게 확장되고 있음을 발견했습니다. 불일치는 우주에 대한 우리의 이해에서 큰 무언가가 빠졌다는 것을 의미 할 수 있습니다.
이 문제는 지난 한 해 동안 크레센도에 도달했습니다. 지난 3 월, 우주 확장을 측정하는 주요 그룹은 업데이트 된 분석을 발표했으며, 다시 한 번 기대를 초래하는 확장 속도에 도달했습니다. 그런 다음 7 월, Quasars라는 물체를 사용한 우주 확장의 새로운 측정은 다른 측정과 결합 될 때 물리학자가 일반적으로 계급되지 않은 물리적 효과의 증거 표준으로 취급하는 통계적 수준 인“Five Sigma”를지나 갔다. 이 경우, 우주 학자들은 어둠의 물질, 암흑 에너지 및 이미 방정식에 포함 된 다른 모든 것들이 우주를 가속화시킬 수있는 여분의 우주 성분이있을 수 있다고 말합니다.
그러나 측정이 정확한 경우입니다. 지난 여름에 처음 발표 된 새로운 증거 라인은 우주 확장 률이 초기 우주 측정과 우주론의 표준 이론에 의해 예측 된 비율에 훨씬 더 가깝다는 것을 시사합니다.
시카고 대학교와 카네기 관측소의 장식 된 우주 학자 인 웬디 프리드먼 (Wendy Freedman)은 다른 물체보다 깨끗한 확장 프로브를 고려하는 별을 사용하여 허블 상수로 알려진 확장 속도를 측정했습니다. 이“Red Giant Branch의 끝”(TRGB) 스타를 사용하여 그녀와 그녀의 팀은 다른 관찰자들보다 훨씬 낮은 허블 속도로 도착했습니다.
Freedman은 그녀의 신중하고 혁신적인 작업으로 유명하지만 일부 연구자들은 지난 여름 결과를 도입 한 후 그녀의 방법을 철회했습니다. 그들은 그녀의 팀이 분석의 일부와 익숙하지 않은 교정 기술을 위해 구식 데이터를 사용했다고 주장했다. 비평가들은 Freedman의 팀이 최신 데이터를 사용하면 허블 가치가 증가하고 다른 천문학적 탐사선과 일치한다고 생각했습니다.
그렇지 않았습니다. 2 월 5 일에 온라인으로 게시되어 Astrophysical Journal 에 출판 된 논문에서 Freedman의 팀은 TRGB 스타 분석을 자세히 설명하고 일관성 검사를 요약했으며 비판에 응답했습니다. 이 새로운 논문은 지난 여름의 결과보다 훨씬 느린 우주 확장률을보고하여 초기 우주 비율에 가깝습니다. 비평가들이 Freedman의 허블 가치를 증가시킬 것이라고 생각한 최신 데이터는 반대의 효과를 가져 왔습니다. 그녀는“그것은 내려 갔다”고 말했다.
먼지로 인한 문제
플랑크 위성이 하늘의 모든 방향에서 나오는 고대 전자 레인지를 정확하게 매핑했을 때 2013 년에 우주가 처음 자른 것보다 더 빠르게 확장되는지에 대한 문제. 전자 레인지는 플랑크 팀이 암흑 물질의 양과 같은 코스모스의 정확한 성분을 추론 할 수있는 초기 우주의 상세한 스냅 샷을 보여 주었다. 이러한 성분을 Albert Einstein의 중력 방정식에 연결하면 과학자들은 오늘 예상되는 공간의 확장 속도를 계산할 수있었습니다. Planck의 최종 최종 전체 분석은 메가 가스 당 67.4 킬로미터의 초당 67.4 킬로미터로 1%를 주거나 가져옵니다. 즉, 우리가 우주를 들여다 보면, 우리는 팽창하는 풍선의 점수가 더 빨리 분리되는 것처럼, 각 메가 파크의 거리에서 초당 67.4 킬로미터에서 천문학적 물체가 방출되는 것을 볼 수 있습니다.
.그러나 존스 홉킨스 대학교 (Johns Hopkins University)의 우주 학자이자 노벨상 수상 공동 Dark Energy의 공동 발견자 인 Adam Riess는 몇 년 동안 우주 확장율의 직접 측정에서 더 높은 가치를 얻고있었습니다. 추세는 계속되었습니다. 지난 3 월 최신 분석에 따르면, Riess의 팀은 메가 파스 당 초당 74km의 허블 상수를 초기 우주에서 추정 한 67.4보다 9% 높았습니다.
.어획량은 허블 상수를 직접 측정하는 것이 매우 까다로워진다는 것입니다. 그렇게하기 위해 Riess 및 Freedman과 같은 천문학 자들은 먼저“표준 양초”를 찾아 보정해야합니다. 이러한 값을 손에 들면, 그들은 더 희미하고 더 멀리 떨어진 표준 촛불로의 거리를 추론 할 수 있습니다. 그런 다음이 거리를 물체가 얼마나 빨리 움직이는 지 비교하여 허블 상수를 드러냅니다.
Riess와 그의 팀은 Cepheids라고 불리는 맥동 별을 표준 양초로 사용합니다. 별의 거리는 시차 및 기타 방법으로 측정 할 수 있으며, 본질적으로 밝은 지와 관련된 주파수로 맥동합니다. 이를 통해 천문학자는 더 멀리 떨어진 은하에서 상대적인 거리를 희미한 세프 리드로 측정 할 수 있으며, 이는 같은 은하에서“타입 1A 초신성”의 거리를 제공합니다. 이것들은 수백 개의 멀리 떨어진 초신성과의 거리를 측정하는 데 사용되며, 그의 방송 속도는 거리로 나뉘어져 있습니다.
.Riess의 팀의 허블 값 74의 허블 값은 지난해 퀘이사를 사용한 독립적 인 측정 값이 73.3의 비슷한 결과를 낳았을 때, Masers라는 개체를 기반으로 한 측정 값이 73.9에 착륙했으며 추가 독립적 인 퀘이사 측정이 74.2로 반환되었습니다.
. .그러나 현재 Riess가 사용하는 Cepheid 방법을 개척하는 데 도움을 준 Freedman은 오랫동안 가능한 오류 원인에 대해 오랫동안 걱정했습니다. Cepheids는 나이가 들어감에 따라 변하면 표준 양초에 이상적이지 않습니다. Cepheids는 또한 두 가지 사악한 효과가있는 고밀도의 악취 지역에 존재하는 경향이 있습니다. 첫째, 그 지역은 종종 먼지로 가득 차있어 별빛을 차단하고 물체를보다 멀리 보이게합니다. 둘째, 혼잡은 그들보다 더 밝게 보이고 더 가까이 보이게하여 잠재적으로 허블 상수의 과대 평가로 이어질 수 있습니다. 그렇기 때문에 Freedman은 Red Giant Branch Stars의 팁을 사용하기 시작했습니다.
Trgbs는 우리 태양과 같은 별이 죽기 전에 잠깐의 것입니다. 붉은 거인으로서, 그들은 코어에서 헬륨의 갑작스런 점화로 인한 특징적인 피크 밝기에 도달 할 때까지 점차 밝게 자랍니다. 이 피크 붉은 자이언트는 항상 동일하므로 우수한 표준 촛불을 만듭니다. 더욱이 오래된 별처럼 그들은 먼지가 많고 혼잡 한 지역이 아닌 깨끗하고 희소 한 은하의 외곽에 거주합니다. 시카고의 남편이자 메인 공동 작업자 인 Barry Madore는“단순함의 측면에서 Red Giant Branch의 끝이 손을 내밀었다”고 말했다.
첫째, Freedman, Madore 및 그들의 팀은 TRGB 스타를 교정해야했으며, 그들이 알려진 거리에 얼마나 밝은 지 알아 내야했습니다. 그래야만 TRGB와 초신성의 밝기를 비교할 수있었습니다.
표준 촛불의 경우, 그들은 거리는 거리가 매우 잘 알려진 근처의 은하 인 큰 Magellanic Cloud에서 TRGB 스타의 인구를 선택했습니다. 큰 Magellanic 구름은 먼지가 많기 때문에 별의 밝기는 직접적으로 관찰 할 수 없습니다. 대신 Freedman과 그녀의 공동 작업자는 TRGB의 고유 한 밝기를 측정했습니다. 본질적으로 먼지가없는 (정확하게 위치하지는 않지만) IC 1613이라는 은하계와 작은 Magellanic Cloud.
이 깨끗한 곳의 trgbs는 하늘이 높을 때 태양과 같습니다. 큰 마젤란 구름의 trgbs는 수평선 근처의 태양과 같습니다. 대기의 먼지에 의해 붉어지고 어두워졌습니다. (먼지는 물체가 우선적으로 푸른 빛을 흩어지기 때문에 물체를 붉게 보이게 만듭니다.) 먼지가 많고 깨끗한 장소에서 별의 색을 비교함으로써 연구자들은 먼지가 많은 지역에 먼지가 얼마나 많은지를 추론 할 수 있습니다. 그들은 이전에 생각했던 것보다 큰 Magellanic 구름에 먼지가 더 많다는 것을 발견했습니다. 그것은 먼지가 그곳에서 별을 얼마나 어둡게하는지, 따라서 그들이 진정으로 얼마나 밝은지를 보여주었습니다. 별을 표준 양초로 사용할 수있게합니다.
팀은 다른 방법을 사용하여 크고 작은 마젤란 구름과 은하 IC 1613의 상대 거리를 독립적으로 점검했으며 결과에 대해 여러 가지 일관성 검사를 수행했습니다. TRGB 거리 사다리는 Cepheids, Quasars 및 Masers를 사용하여 측정과 초기 우주 데이터의 예측 거리 내에서 측정보다 훨씬 낮은 69.6의 허블 값을 산출합니다.
Madore는“우리는이 모든 테스트를 실행하고 동일한 답변을 계속받습니다. "그리고 Adam [Riess]는 그것을 좋아하지 않습니다."
미스터리는
를 견뎌냅니다Riess는 팀의 방법에 대해“더 많은 것을 읽을 수 있다는 점에 감사하지만”TRGB 교정이 꺼질 수 있다고 생각합니다. "큰 마젤란 구름에서 붉은 거인 지점의 끝을 어둡게하는 먼지의 양을 추정하는 것은 매우 어렵다"고 그는 말했다. 그는 오류의 한 가지 원인 중 하나는 작은 마젤란 구름이 확장 된 모양을 가지고 있으며, TRGB는 다른 거리에 위치하여 반드시 평균적이지 않아야한다는 것입니다. (Freedman은 그녀의 팀이 클라우드의 중앙 부분에서만 TRGB를 측정했다고 말합니다.)
RIESS는 TRGB 결과가 허블 값이 더 높은 다른 여러 독립적 인 측정에 대해 무게를 측정해야한다고 강조합니다.
듀크 대학교 (Duke University)의 천체 물리학자인 댄 스콜 닉 (Dan Scolnic)은 Cepheid Measurements에서 Riess와 협력하고 Freedman의 교정 방법에 의문을 제기하면서“이것의 바닥에 도달하는 것은 다음 몇 년 동안 [커뮤니티]가하는 가장 중요한 일 중 하나가 될 것입니다.”
.망원경이 TRGB 별과의 거리를 매우 정확하게 측정하는 것을 포함하여 더 많은 데이터를 수집함에 따라 논쟁은 해결 될 것입니다. 향후 몇 년 동안 GAIA 위성은 이러한 관찰을 제공해야합니다.
다른 단서가 더 빨리 올 수 있습니다. Freedman은 그녀의 팀은 또 다른 새로운 방법을 사용하여 TRGB 스타의 숫자에 동의하는 아직 출판되지 않은 허블 측정을 만들었습니다. 그녀는 다가오는 결과에 대한 자세한 내용을 보지 못했지만 TRGB 측정이 정확하다고“현재 우리는 사건이 매우 강력하다고 생각한다”고 말했다.
업데이트 :2020 년 2 월 26 일
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이 기사는 에 재 인쇄되었습니다 wired.com .
