우주 팽창률에 대한 오랫동안 기다려온 연구는 허블 장력과 관련하여 우주론자들이 여전히 뭔가를 놓치고 있음을 시사합니다.
제임스 웹 우주 망원경을 사용한 세 가지 새로운 측정 결과 일부에서는 허블 장력이 실제로 존재하는지에 대한 의문이 제기되었습니다.
Nico Roper/Quanta 매거진
소개
거의 100년 전에 에드윈 허블은 우주가 점점 더 커지고 있다는 사실을 발견했습니다. 그러나 그것이 얼마나 빨리 팽창하는지에 대한 현대의 측정은 동의하지 않으며, 이는 물리학 법칙에 대한 우리의 이해가 틀릴 수도 있음을 암시합니다. 모든 사람들은 제임스 웹 우주 망원경의 선명한 비전이 그 답에 초점을 맞춰줄 것이라고 기대했습니다. 그러나 월요일 저녁 늦게 발표된 망원경 관측에 대한 오랫동안 기다려온 분석은 다시 한 번 다양한 유형의 데이터에서 상충되는 확장 속도를 수집하는 동시에 충돌의 중심에 있는 가능한 오류 소스를 찾아냅니다.
두 경쟁 팀이 허블 상수 또는 H0로 알려진 우주 팽창률을 측정하려는 노력을 주도했습니다. 존스 홉킨스 대학의 Adam Riess가 이끄는 이 팀 중 하나는 우주의 알려진 성분과 지배 방정식을 기반으로 공간이 얼마나 빨리 팽창해야 하는지에 대한 이론적 예측보다 H0가 약 8% 더 높다는 것을 지속적으로 측정했습니다. 허블 장력으로 알려진 이러한 불일치는 우주의 이론적 모델에 우주 팽창을 가속화하는 추가 요소 또는 효과가 누락되었을 수 있음을 시사합니다. 그러한 성분은 우주를 더욱 완전하게 이해하는 단서가 될 수 있습니다.
Riess와 그의 팀은 올 봄 Webb 데이터를 기반으로 H0에 대한 최신 측정값을 발표하여 이전 추정치와 일치하는 값을 얻었습니다.
그러나 시카고 대학의 Wendy Freedman이 이끄는 경쟁 팀은 수년간 더 깨끗한 측정이 필요하다고 주장하면서 주의를 촉구해 왔습니다. 그녀의 팀이 직접 측정한 H0는 변함없이 Riess의 이론 예측에 더 가까워졌으며 이는 허블 장력이 실제가 아닐 수도 있음을 암시합니다.
웹 망원경이 2022년부터 데이터 수집을 시작한 이후 천체물리학계는 세 가지 유형의 별에 대한 망원경의 관측을 활용한 프리드먼의 다각적인 분석을 기다려왔다. 이제 결과가 나왔습니다. 두 가지 유형의 별은 이론적 예측과 일치하는 H0 추정치를 산출하고, 세 번째(Riess가 사용하는 동일한 유형의 별)는 그의 팀의 더 높은 H0 값과 일치합니다.
Quanta Magazine의 Mark Belan
Quanta Magazine의 Mark Belan
세 가지 방법이 서로 다르다는 것은 "기본 물리학에 대해 우리에게 말해주지 않는다"고 Freedman은 말했습니다. "이는 하나 이상의 거리 측정 방법에 체계적인 [오류]가 있음을 의미합니다."
Freedman의 결과는 천체물리학 저널에 제출되었습니다. 그러나 외부 연구자가 익명으로 데이터와 분석을 확인하는 공식적인 동료 검토는 아직 거치지 않았습니다. 캘리포니아 대학교 버클리 캠퍼스의 노벨상 수상 우주학자인 Saul Perlmutter는 팀이 출시되기 전에 사전 인쇄본을 보여주면서 Quanta에 말했습니다. 결과는 "우리는 [별 기반] 측정 내에서 허블 장력을 가질 수 있습니다. 그것은 새로운 [우주론적] 모델을 발명하려는 노력보다 더 많은 것을 알아내려고 노력해야 하는 장력입니다."
Riess는 사전 인쇄를 연구한 후 Quanta에게 Freedman 팀이 분석의 한 단계에서 사용한 작은 초신성 세트에 문제가 있어 결과가 편향될 수 있다고 말했습니다. "새로운 측정값은 훌륭하고 실제로 몇 년 전에 우리 그룹에서 얻은 동일한 측정값과 매우 일치하므로 거리 측정값은 통제 가능한 것처럼 보입니다."라고 그는 말했습니다. "그러나 이렇게 작은 초신성 샘플에 대한 이번 연구는 허블 상수의 가치에 대해 다소 오해를 불러일으키는 인상을 줄까 두렵습니다."
Freedman은 처음에 자신의 분석으로 인해 허블의 긴장이 사라졌다고 생각했지만, 그것이 다시 살아나는 것을 보게 되면서 몇 달 간의 비하인드 드라마 후에 결과가 나왔습니다. "정말... 지루하지 않았어요. 그렇게 표현하겠습니다"라고 그녀는 말했습니다.
그건 평소대로의 일이에요. Perlmutter에 따르면, "허블 상수는 수십 년 동안 불가능한 문제였던 길고 영광스러운 전통을 가지고 있습니다."
충돌하는 우주
우주 팽창을 측정하는 데 있어서 어려운 부분은 우주에 있는 물체까지의 거리를 측정하는 것입니다. 미국의 천문학자 헨리에타 리빗(Henrietta Leavitt)은 1912년에 세페이드라고 불리는 맥동하는 별을 사용하여 이를 수행하는 방법을 처음으로 발견했습니다. 이 별들은 고유의 광도와 관련된(따라서 드러날 수 있는) 속도로 깜박입니다. 세페이드의 밝기를 알게 되면 이를 밝기 또는 어두움과 비교하여 은하계가 얼마나 멀리 떨어져 있는지 추정할 수 있습니다.
에드윈 허블은 리비트의 방법을 사용하여 세페이드가 포함된 소수의 은하까지의 거리를 측정했으며, 1929년에 우리로부터 더 멀리 있는 은하가 더 빨리 멀어지고 있다는 사실을 발견했습니다. 즉 우주가 팽창하고 있다는 뜻이다. 허블은 팽창 속도를 메가파섹당 초당 500km(km/s/Mpc)로 정했는데, 이는 1Mpc, 즉 약 320만 광년으로 분리된 두 은하가 500km/s의 속도로 떨어져 나가는 것을 의미합니다.
정말 이상했어요.
우주 팽창을 발견한 미국의 천문학자 에드윈 허블이 1949년 샌디에이고 근처 팔로마 천문대에서 슈미트 망원경을 들여다보는 모습이 찍혀 있습니다.
Caltech 기록 보관소 및 특별 컬렉션 제공
천문학자들이 세페이드의 맥동 주파수와 광도 사이의 관계를 더 잘 보정함에 따라 H2O 측정이 향상되었습니다. 그럼에도 불구하고 세페이드가 너무 밝기 때문에 전체적인 접근 방식은 제한적이었습니다. 광대한 우주에 걸쳐 은하계까지의 거리를 측정하려면 과학자들에게는 새로운 접근 방식이 필요합니다.
1970년대에 연구자들은 밝은 초신성까지의 거리를 보정하기 위해 세페이드를 사용하기 시작했으며 이를 통해 H0를 보다 정확하게 측정할 수 있게 되었습니다. 그때도 지금처럼 두 개의 연구팀이 세페이드에 정박된 초신성을 사용하여 50km/s/Mpc와 100km/s/Mpc라는 서로 다른 값에 도달하는 방식을 주도했습니다. 케임브리지 대학의 천체물리학자인 조지 에프스타티우(George Efstathiou)는 "마음의 만남은 전혀 없었습니다. 그들은 단지 완전히 양극화되어 있었습니다."라고 말했습니다.
1990년 허블 우주 망원경의 발사는 천문학자들에게 우주에 대한 새롭고 선명한 시각을 제공했습니다. 프리드먼은 허블을 사용하여 다년간의 관측 캠페인을 이끌었고 2001년에 그녀와 동료들은 72km/s/Mpc의 확장 속도를 발표했는데 이는 최대 10% 감소한 것으로 추정됩니다.
노벨상을 수상한 암흑 에너지 발견자 중 한 명인 Riess는 몇 년 후 우주 확장 게임에 뛰어 들었습니다. 2011년에 그의 팀은 추정 불확실성이 3%인 H0 값 73을 발표했습니다.
그 직후 우주론자들은 완전히 다른 방법을 개척했습니다. 2013년에 그들은 초기 우주에서 남겨진 빛에 대한 플랑크 망원경의 관측을 사용하여 원시 우주의 상세한 모양과 구성을 결정했습니다. 그런 다음 그들은 이러한 요소를 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 연결하고 이론 모델을 거의 140억년 앞으로 발전시켜 우주의 현재 상태를 예측했습니다. 이 추정에 따르면 우주는 현재 67.4km/s/Mpc의 속도로 팽창하고 있으며 불확실성은 1% 미만입니다.
Riess 팀의 측정값은 정밀도가 향상되었음에도 불구하고 73에 머물렀습니다. 이 더 높은 값은 오늘날 은하계가 이론에 따른 것보다 더 빠르게 떨어져 나가고 있음을 의미합니다. 허블 장력이 탄생했습니다. "만약 그것이 우주의 실제 특징이라면 우리가 우주론적 모델에서 뭔가를 놓치고 있다는 것을 알려주는 것입니다."라고 Riess는 말했습니다.
이렇게 빠진 무언가가 암흑에너지 이후 처음으로 발견된 우주의 새로운 성분이 될 것입니다. 이론가들은 그 정체에 대해 추측해 왔습니다. 아마도 그것은 초기 우주에서 짧은 시간 동안 지속된 반발 에너지의 추가적인 형태일까요? 아니면 빅뱅 중에 생성된 원시 자기장일까요?
아니면 뭔가 빠진 것이 우주보다 우리와 더 관련이 있을 수도 있습니다.
보는 방법
프리드먼을 포함한 일부 우주론자들은 인식되지 않은 오류가 불일치의 원인이라고 의심해 왔습니다.
이러한 맥락에서 가장 일반적인 주장은 세페이드 별이 별, 먼지, 가스로 가득 찬 지역인 젊은 은하의 원반에 살고 있다는 것입니다. "허블의 절묘한 해상도에도 불구하고 세페이드 하나도 보이지 않습니다. 다른 별들과 겹쳐져 있는 것을 볼 수 있습니다."라고 Efstathiou는 말했습니다. 이러한 정체로 인해 밝기 측정이 복잡해집니다.
2021년 12월 집 크기의 Webb 망원경이 출시되었을 때 Riess와 그의 동료들은 강력한 적외선 카메라를 사용하여 세페이드가 살고 있는 혼잡한 지역의 먼지를 뚫었습니다. 그들은 프리드먼과 다른 연구자들이 주장한 것처럼 밀집이 강력한 영향을 미치는지 테스트하려고 했습니다.
제임스 웹 우주 망원경의 6.5미터 분할 거울은 2021년 12월 발사되기 몇 년 전인 2017년에 메릴랜드 주 그린벨트에 있는 NASA의 고다드 우주 비행 센터에서 테스트를 거쳤습니다.
데지레 스토버/NASA
그들이 새로운 수치를 허블 망원경 데이터에서 계산된 거리와 비교했을 때 "우리는 경이로운 일치를 보았습니다"라고 우주 망원경 과학 연구소의 팀 구성원인 Gagandeep Anand가 말했습니다. "그것은 기본적으로 허블이 수행한 작업이 여전히 훌륭하다는 것을 말해줍니다."
Webb에 대한 최신 결과는 몇 년 전에 Hubble로 측정한 H0 값인 73.0, 1.0km/s/Mpc를 주거나 가져가는 것을 재확인합니다.
하지만 혼잡한 상황을 고려하여 Freedman은 이미 거리 표시기 역할을 할 수 있는 대체 별을 선택했습니다. 이것들은 화를 내는 군중들로부터 멀리 떨어진 은하계 외곽에서 발견됩니다.
한 가지 유형은 "적색 거성 가지 끝"또는 TRGB 별입니다. 적색거성은 붉은 빛으로 밝게 빛나는 부풀어 오른 대기를 지닌 늙은 별이다. 시간이 지나면서 적색 거성은 결국 핵의 헬륨을 점화하게 됩니다. TRGB로 거리 측정을 보정하는 웹 망원경 프로젝트를 주도한 우주 망원경 과학 연구소의 천문학자 크리스틴 맥퀸은 그 순간 별의 온도와 밝기가 갑자기 떨어진다고 말했습니다.
전형적인 은하에는 많은 적색 거성이 있습니다. 이 별들의 밝기를 온도에 따라 플롯하면 밝기가 떨어지는 지점을 볼 수 있습니다. 낙하 직전의 별 수는 좋은 거리 지표입니다. 왜냐하면 모든 은하에서 그 수는 비슷한 광도 확산을 갖기 때문입니다. 천문학자들은 이러한 항성 집단의 관측된 밝기를 비교함으로써 상대적인 거리를 추정할 수 있습니다.
(어떤 방법을 사용하든 물리학자들은 전체 규모를 보정하기 위해 적어도 하나의 "고정" 은하의 절대 거리를 추론해야 합니다. 그들의 고정을 위해 Riess, Freedman 및 기타 그룹은 절대 거리가 시차 유사 효과를 통해 기하학적으로 결정된 특이한 인근 은하를 사용합니다.)
그러나 TRGB를 거리 표시기로 사용하는 것은 세페이드를 사용하는 것보다 더 복잡합니다. McQuinn과 그녀의 동료들은 Webb 망원경의 파장 필터 중 9개를 사용하여 밝기가 색상에 따라 어떻게 달라지는지 정확하게 이해했습니다.
천문학자들은 또한 새로운 거리 표시기인 J 영역 점근거성가지(JAGB)에 속하는 탄소가 풍부한 거대별에 눈을 돌리기 시작했습니다. 이 별들은 또한 은하의 밝은 원반에서 멀리 떨어져 있으며 많은 적외선을 방출합니다. 프리드먼의 대학원생인 애비게일 리(Abigail Lee)는 웹 시대 이전에는 먼 거리에서 그들을 관찰하는 기술이 적절하지 않았다고 말했습니다.
Freedman과 그녀의 팀은 11개 은하에서 보다 확립된 거리 표시기인 세페이드와 함께 TRGB 및 JAGB를 관찰하기 위해 Webb 망원경 시간을 신청했습니다. “저는 다양한 방법을 강력히 지지합니다.”라고 그녀는 말했습니다.
증발 용액
2024년 3월 13일, 프리드먼과 리, 나머지 팀원들은 시카고의 한 테이블에 둘러앉아 그동안 숨겨왔던 것을 공개했습니다. 지난 몇 달 동안 그들은 세 그룹으로 나뉘었습니다. 각각은 세페이드, TRGB 또는 JAGB의 세 가지 방법 중 하나를 사용하여 연구에서 11개 은하까지의 거리를 측정하는 임무를 맡았습니다. 은하계에는 관련된 종류의 초신성도 존재하므로 이들의 거리는 더 멀리 있는 더 많은 은하계의 초신성 거리를 보정할 수 있습니다. 이 더 먼 은하가 우리로부터 얼마나 빨리 멀어지고 있는지(색상으로 쉽게 읽을 수 있음)를 거리로 나눈 값은 H0입니다.
세 그룹은 데이터에 고유한 무작위 오프셋을 추가하여 거리 측정값을 계산했습니다. 직접 만나서 각각의 오프셋을 제거하고 결과를 비교했습니다.
세 가지 방법 모두 3% 불확실성 내에서 비슷한 거리를 제공했습니다. Freedman은 "입이 떡 벌어질 정도의 일이었다"고 말했습니다. 팀은 각 거리 표시기에 대해 하나씩 세 개의 H0 값을 계산했습니다. 모두 이론적 예측인 67.4 범위 내에 들어왔습니다.
그 순간 그들은 허블의 긴장감을 지워버린 것처럼 보였다. 하지만 결과를 작성하기 위해 분석을 파고들다 보니 문제가 발견됐다.
JAGB 분석은 괜찮았지만 나머지 두 개는 틀렸습니다. 팀은 TRGB 측정에 큰 오차 막대가 있음을 발견했습니다. 그들은 더 많은 TGRB를 포함시켜 이를 축소하려고 했습니다. 그러나 그렇게 했을 때 그들은 은하계까지의 거리가 처음 생각했던 것보다 더 작다는 것을 발견했습니다. 변경으로 인해 H0 값이 더 커졌습니다.
세페이드 분석에서 Freedman 팀은 오류를 발견했습니다. 세페이드의 약 절반에서 밀집 보정이 두 번 적용되었습니다. 결과 H0 값이 크게 증가하는 문제를 해결했습니다. Freedman은 “이를 통해 우리는 Adam [Riess]과 더 많은 합의를 이루게 되었고, 이는 그를 좀 더 행복하게 만들 것”이라고 말했습니다. 허블의 긴장감이 부활했습니다.
시카고 대학교의 웬디 프리드먼(Wendy Freedman)은 웹 망원경 관측이 어떻게 표준 우주 모델과 제곱될 수 있는지 탐구하고 있습니다.
낸시 웡
그러나 Freedman은 Cepheid 기반 H0 측정이 다른 측정만큼 신뢰할 수 없다고 의심합니다. 예를 들어 세페이드의 원소 구성과 각 별의 이웃에 대한 가정에 매우 민감합니다. 세페이드가 살고 있는 은하계 원반의 먼지는 세페이드의 빛을 흡수하여 어두워질 수 있습니다. Webb의 적외선 비전은 먼지를 관통하지만 천문학자들은 이를 교정하기 위해 얼마나 많은 먼지가 빛을 흡수하는지 알아야 합니다. 이를 위해 Freedman과 그녀의 동료들은 "먼지 깊이"를 포착하는 보관된 허블 망원경 데이터로 전환했지만 Webb 데이터만큼 고해상도는 아닙니다. 이로 인해 계산된 거리에 불확실성이 더해졌다고 그녀는 말했습니다.
또 다른 문제가 드러났습니다. Webb 망원경으로 연구한 11개 은하계는 4가지 관련 물체(JAGB, TRGB, 세페이드 및 관련 유형의 초신성)를 모두 수용하는 지구에 가장 가까운 은하계입니다. 그러나 프리드먼에 따르면, 은하계의 초신성은 더 먼 은하계의 초신성보다 본질적으로 더 밝은 것 같았다. Riess와 그의 동료들은 또한 이 표본이 오해의 소지가 있고 편향될 수 있다는 점을 우려하고 있습니다. 어쨌든 그것은 우주론자들이 아직 이해하지 못한 또 다른 수수께끼이며 H0 값에도 영향을 미칩니다. Freedman은 “앞으로 몇 년 동안 우리 모두가 이 부분에 집중해야 할 것이라고 생각합니다.”라고 말했습니다.
그들의 논문은 세 가지 별도의 H0 값을 보고합니다. 후속 수정 없이 완전히 맹목적으로 수행된 JAGB 측정은 67.96km/s/Mpc를 제공하며 1.71km/s/Mpc를 제공하거나 제공합니다. 그것은 이론적 예측에 더해 우주론의 표준 모델을 확증하는 것처럼 보입니다.
TRGB는 유사한 오류 마진으로 69.85의 값을 산출합니다. 그 결과 허블 장력도 완화되었습니다.
세페이드 방법은 H0 값을 72.05로 높게 설정했지만 더 많은 주관성을 포함했습니다. 별의 특성에 대한 다양한 가정으로 인해 값의 범위는 69에서 73 사이가 되었습니다. 범위의 최고치는 Riess의 측정값과 일치합니다. 최저점에서는 허블 장력이 거의 사라집니다.
“허블 상수가 73이라고 그냥 말할 수는 없을 것 같아요.” 프리드먼이 말했습니다. “이것이 세페이드 거리 척도의 첫 번째 테스트라고 생각합니다.” 이는 JAGB와 TRGB가 보다 확립된 방법에 대한 점검 역할을 하고 있음을 의미합니다. "그리고 세페이드를 테스트할 때 같은 답을 얻지 못합니다. 그래서 그것이 중요하다고 생각합니다."
방법과 불확실성을 결합하여 평균 H0 값은 69.96이고 불확실성은 4%였습니다. 이러한 오차 한계는 우주 팽창률에 대한 이론적 예측과 리스 팀의 더 높은 가치와 겹칩니다.
프리드먼은 “내 생각에 우리는 아직 [허블] 긴장이 있다고 명확하게 결론을 내릴 수 있는 증거를 갖고 있지 않습니다.”라고 말했습니다. “그냥 안보이네요.”
Perlmutter는 “모든 것은 이러한 시스템적 오류를 모두 추적하는 데 달려 있습니다.”라고 말했습니다.
긴장과 해결
제임스 웹 우주 망원경은 H0를 측정하는 추가적인 방법도 가능하게 합니다. 예를 들어, 천문학자들은 은하계의 얼룩덜룩한 모습을 거리의 대리자로 사용하는 초기 단계에 있습니다. 아이디어는 간단합니다. 가까운 은하일수록 일부 별을 분해할 수 있기 때문에 더 투박해 보이는 반면, 더 먼 은하일수록 더 매끄럽게 보입니다. Riess와의 작업 외에 이 프로젝트에도 참여하고 있는 Anand는 "기본적으로 혼잡도를 거리 측정 단위로 바꾸는 방법입니다."라고 말했습니다.
다른 방법도 약간의 희망을 제공합니다. 거대한 은하단은 뒤틀린 돋보기처럼 작동하여 뒤에 있는 물체의 이미지를 구부리고 확대하며 빛이 여러 경로를 취하기 때문에 동일한 물체의 여러 이미지를 생성합니다. 애리조나 대학의 천문학자 브렌다 프라이(Brenda Frye)는 웹 망원경으로 7개 성단을 관찰하는 프로그램을 이끌고 있습니다. Frye와 그녀의 동료들은 작년에 거대한 은하단 G165가 포함된 첫 번째 망원경 이미지를 보았을 때 "우리 모두는 '이전에 없었던 세 개의 점은 무엇입니까?'라고 말했습니다."라고 그녀는 회상했습니다. 점들은 성단 뒤에서 폭발한 동일한 초신성의 세 개의 개별 이미지였습니다.
이미지를 반복적으로 관찰한 후, 그들은 렌즈로 찍은 세 개의 초신성 이미지의 도착 시간 사이의 차이를 계산할 수 있었습니다. 시간 지연은 허블 상수에 비례하며 이를 추론하는 데 사용될 수 있습니다. "[그것은] H0에 대한 1단계 측정입니다."라고 Frye는 말했습니다. "이것은 H0를 완전히 독립적으로 만듭니다." 그들은 +8.1 또는 -5.5km/s/Mpc의 큰 불확실성에도 불구하고 75.4km/s/Mpc의 팽창 속도를 측정했습니다. Frye는 유사한 측정을 몇 년 더 수행한 후에 이러한 오차 막대를 개선할 것으로 예상합니다.
Riess와 Freedman의 팀은 또한 향후 몇 년간의 JWST 관찰을 통해 기존의 별 기반 방법을 통해 답을 찾을 수 있을 것으로 기대합니다.
Freedman은 "데이터의 개선으로 이 문제는 궁극적으로 해결될 것이며 꽤 빨리 해결될 것이라고 생각합니다."라고 말했습니다. "우리는 이 문제의 진상을 조사할 것입니다."
편집자 주:기사는 출판 후 Adam Riess의 의견을 포함하도록 업데이트되었습니다.
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