많은 우주론자들에게 중성자별 합병의 가장 좋은 점은 이러한 사건이 우주의 비밀을 우주에 비명을 지르는 것입니다. 과학자들은 최근 감지된 두 별의 충돌로 인한 중력 신호와 전자기 신호를 결합하여 다른 접근법보다 더 깔끔한 방법으로 우주 구조가 얼마나 빨리 팽창하고 있는지를 결정했습니다. 이 수치는 허블 상수라고 불리는 많은 논란의 여지가 있는 수치입니다.
중성자별 충돌이 발표된 이후 며칠 동안 허블 전문가들은 이와 같은 사건으로 논란이 해결될지 여부가 아니라 얼마나 빨리 해결될 수 있는지 논의하고 있다는 사실에 놀랐습니다.
과학자들은 1929년 미국 천문학자 에드윈 허블(Edwin Hubble)이 우주가 팽창하고 있으며 따라서 우주에 시작이 있다는 사실을 처음으로 확립한 이래로 우주 팽창률에 대해 뜨거운 논쟁을 벌여 왔습니다. 얼마나 빨리 팽창하는지에 따라 그 안에 무엇이 있는지(물질, 암흑 에너지, 방사선이 서로 다른 방식으로 밀고 당기기 때문에), 그 나이가 얼마나 되는지에 따라 허블 상수의 값이 나머지 우주론을 이해하는 데 중요해집니다.
그러나 그것을 측정하는 가장 정확한 두 가지 방법은 서로 다른 대답을 가져오며, "현재 우주론의 가장 큰 긴장"이라는 기묘한 8%의 불일치가 있다고 시카고 대학 카블리 우주 물리학 연구소의 댄 스콜닉(Dan Scolnic)은 말했습니다. 불일치는 우주론자들이 우주의 진화에 영향을 미친 중요한 세부 사항을 고려하지 않는다는 단서가 될 수 있습니다. 하지만 이것이 사실인지 확인하려면 측정값에 대한 독립적인 확인이 필요합니다.
LIGO(레이저 간섭계 중력파 관측소)와 Virgo 감지기를 통해 새로 감지할 수 있는 중성자별 충돌이 바로 그런 현상인 것 같습니다.
“이 첫 번째 [충돌]은 우리에게 우주론 테이블의 자리를 제공합니다.” 새로운 허블 측정에 중심적으로 참여한 시카고 대학교 및 LIGO의 천체 물리학자 Daniel Holz가 이메일에서 말했습니다. "그리고 더 많은 것을 얻을수록 현장에서 중요한 역할을 할 것으로 기대할 수 있습니다."
팽창하는 우주에서는 천체가 멀어질수록 더 빨리 멀어집니다. 허블 상수는 얼마나 빠른지 말해줍니다. 에드윈 허블 자신은 은하계가 우리와 은하계 사이의 거리가 메가파섹만큼 늘어날 때마다 초당 500km 더 빠르게 멀어진다고 추정했습니다(메가파섹은 약 330만 광년입니다). 이것은 매우 과대평가된 것이었습니다. 1970년대까지 천체 물리학자들은 방법에 따라 허블 상수 값이 메가파섹당 초당 50km 또는 100km인 것을 선호했습니다. 오류가 제거되면서 이들 진영은 중간 부근에서 만났습니다. 그러나 지난 1년 반 동안 허블 문제가 다시 과열됐다. 이번에는 67이 73과 대결합니다.
73이라는 더 높은 추정치는 수많은 천체를 관찰하고 각각의 거리와 속도를 모두 추정한 결과입니다. 별이나 은하가 얼마나 빨리 멀어지는지는 "적색편이"를 보면 상대적으로 쉽게 알 수 있습니다. 이는 후퇴하는 구급차의 사이렌 소리의 음조가 낮아지는 것과 같은 이유로 발생하는 색상이 붉어지는 현상입니다. 이웃에 있는 다른 물체의 중력으로 인해 발생하는 물체의 '특이한 속도'를 수정하면 우주 팽창으로 인해 후퇴하는 속도가 남게 됩니다.
그러나 역사적으로 물체까지의 거리를 측정하는 것은 훨씬 더 어렵다는 것이 입증되었습니다. 허블 상수를 계산하는 데 필요한 또 다른 데이터 포인트입니다.
사물이 얼마나 멀리 떨어져 있는지 측정하기 위해 천문학자들은 각 단계가 더 먼 단계를 교정하는 "우주 거리 사다리"에 단계를 구축합니다. 그들은 시차(1년 동안 하늘을 가로지르는 별의 겉보기 움직임)를 사용하여 은하수에 있는 별까지의 거리를 추론하는 것부터 시작합니다. 이 정보를 통해 천문학자들은 세페이드 별의 밝기를 추론할 수 있는데, 이 별은 모두 알려진 고유 밝기로 빛나기 때문에 소위 "표준 촛불"로 사용할 수 있습니다. 그런 다음 그들은 근처 은하계에서 세페이드 별을 발견하고 이를 사용하여 은하계가 얼마나 떨어져 있어야 하는지 계산합니다. 다음으로, 세페이드는 멀리 떨어진 은하에서 볼 수 있는 훨씬 더 밝은(드물기는 하지만) 표준 촛불인 Ia형 초신성까지의 거리를 보정하는 데 사용됩니다.
한 단계에서 다음 단계로 이동할 때마다 계산 오류가 발생할 위험이 있습니다. 그러나 2016년에 SH0ES로 알려진 팀은 우주 거리 사다리 접근법을 사용하여 허블 상수를 2.4%의 정확도로 73.2로 고정했습니다.
그러나 같은 해에 발표된 논문에서 한 팀은 초기 우주에 대한 플랑크 망원경의 관측을 사용하여 현재 팽창률에 대해 67.8의 값을 얻었습니다. 이는 아마도 1%의 정확도로 추정됩니다.
플랑크 팀은 빅뱅 이후 38만년 후 결정적인 순간을 바라보며 우주를 드러내는 우주 마이크로파 배경(CMB)이라는 고대 빛의 희미한 이슬비에서 출발했다. CMB 스냅샷은 단순하고 거의 매끄러우며 플라즈마로 가득 찬 젊은 우주를 묘사합니다. 서로 다른 파장의 압력파가 플라즈마를 통해 파문을 일으키며 이를 압축하고 늘려 다양한 길이 규모에 따라 미묘한 밀도 변화를 만들어 냈습니다.
CMB에 기록된 순간에 특정 파장을 가진 압력파는 빅뱅 이후 진폭이 모두 0에 도달한 이후 파동의 적절한 부분을 겪었을 것이며, 순간적으로 사라지고 관련 길이 규모에서 부드러운 플라즈마 밀도를 생성했을 것입니다. 한편, 다른 파장을 갖는 압력파는 중요한 순간에 진폭이 정확히 정점에 도달할 만큼 적절한 양으로 파동을 일으키며 플라즈마를 최대한 늘리고 압착하며 관련 규모에서 최대 밀도 변화를 생성합니다.
플랑크와 같은 망원경으로 포착하여 "CMB 전력 스펙트럼"으로 표시할 수 있는 다양한 규모의 밀도 변화의 이러한 최고점과 최저점은 젊은 우주에 대한 사실상 모든 것을 인코딩합니다. 특히 허블 상수는 봉우리 사이의 거리를 측정하여 재구성할 수 있습니다. 캘리포니아 공과대학의 이론 물리학자인 레오 스타인(Leo Stein)은 "이것은 기하학적 효과입니다."라고 설명했습니다. 우주가 더 많이 팽창할수록 CMB에서 나오는 빛은 팽창하는 시공간을 통해 더 많이 휘어지고 봉우리가 서로 가까워질수록 우리에게 나타나야 합니다.
우주 구조에 스며드는 보이지 않는 "암흑 에너지"의 행동과 같은 자연의 다른 특성도 봉우리가 어떻게 보이는지에 영향을 미칩니다. 따라서 플랑크 과학자들은 허블 상수의 추정치인 67에 도달하기 위해 다른 모든 우주 매개변수에 대해 가정을 해야 했습니다.
우주 거리 사다리 접근 방식의 선구자이자 시카고 대학의 천체물리학자인 웬디 프리드먼(Wendy Freedman)은 이를 결정하는 데 사용된 매우 다른 접근 방식을 고려할 때 두 허블 측정의 유사성은 "놀랍다"고 말했습니다. 그러나 그들의 오차 범위는 겹치지 않습니다. SH0ES 팀을 이끈 존스 홉킨스 대학교의 아담 리스(Adam Riess)는 Scientific American에 이렇게 말했습니다. "우주는 젊었을 때의 모습과 진화할 것으로 예상하는 방식을 바탕으로 예상했던 것보다 약 8% 더 빠르게 팽창하는 것처럼 보입니다." 작년에. “우리는 이 문제를 매우 진지하게 받아들여야 합니다.”
67 대 73 불일치는 한쪽 또는 양쪽 모두에서 알 수 없는 오류로 귀결될 수 있습니다. 또는 그것은 실제적이고 중요할 수도 있습니다. 초기 우주에서 현재까지 플랑크 팀의 추정에는 역사의 과정을 바꾸고 예상보다 빠른 팽창 속도로 이어진 우주 성분이 누락되어 있음을 나타냅니다. 예를 들어 가정된 네 번째 유형의 중성미자가 유아 우주에 거주한다면 이는 복사압을 증가시키고 CMB 피크 폭에 영향을 미쳤을 것입니다. 또는 척력으로 우주 팽창을 가속화하는 암흑에너지가 시간이 지나면서 밀도가 점점 더 높아질 수도 있습니다.
갑자기 중성자별 충돌이 현실화되어 결정권을 행사하게 되었습니다.
충돌하는 별들은 20년 전 버나드 슈츠(Bernard Schutz)의 연구를 바탕으로 2005년 논문에서 홀츠(Holz)와 매사추세츠 공과대학(MIT)의 스콧 휴즈(Scott Hughes)가 명명한 것처럼 "표준 사이렌" 역할을 합니다. 그들은 가스나 먼지로 인해 어두워지지 않는 시공간을 통해 바깥쪽으로 파문을 보냅니다. 이 때문에 중력파는 충돌 강도에 대한 명확한 기록을 전송하므로 과학자들은 이를 통해 "원점까지의 거리를 직접 추론"할 수 있다고 Holz는 설명했습니다. "거리 사다리도 없고 제대로 이해되지 않은 천문학적 보정도 없습니다. [충돌]이 얼마나 큰지, 시간에 따라 소리가 어떻게 변하는지 듣고 얼마나 멀리 떨어져 있는지 직접 추론할 수 있습니다." 천문학자들은 중성자별 충돌로 인한 전자기광도 감지할 수 있기 때문에 적색편이를 사용하여 병합된 별이 얼마나 빨리 멀어지는지 확인할 수 있습니다. 후퇴 속도를 거리로 나눈 값은 허블 상수입니다.
첫 번째 중성자별 충돌만으로 Holz와 수백 명의 공동 저자는 허블 상수가 초당 70km/메가파섹으로 계산했습니다. (불확실성의 주요 원인은 측정된 신호 진폭에 영향을 미치는 LIGO 검출기에 비해 병합 중성자별의 알 수 없는 각도 방향입니다.) Holz는 "우리가 중간에 있는 것은 순전히 행운이라고 생각합니다"라고 말했습니다. 우주 거리 사다리 및 우주 마이크로파 배경 허블 추정치. "우리는 한쪽이나 다른 쪽으로 쉽게 이동할 수 있었습니다."
특히 LIGO의 감도가 지속적으로 향상됨에 따라 향후 몇 년 동안 더 많은 표준 사이렌이 들리면서 측정 정확도가 꾸준히 향상될 것입니다. Holz에 따르면, "이번과 같은 사건이 대략 10개 더 있으면 [오류]는 1%에 도달할 것입니다."라고 그는 이것이 잠정적이고 논쟁의 여지가 있는 추정임을 강조합니다. Riess는 그 수준에 도달하려면 30개 정도의 표준 사이렌이 필요할 것이라고 생각합니다. 그것은 모두 LIGO와 Virgo가 처음 발견했을 때 얼마나 운이 좋았는지에 달려 있습니다. Freedman은 “나는 이 방법이 게임 체인저가 될 가능성이 있다고 생각합니다.”라고 말했습니다. "이런 일이 얼마나 빨리 일어날지는 [또는] 이러한 개체의 비율이 얼마나 될지는…아직 알 수 없습니다."
SH0ES의 일원이었던 Scolnic은 플랑크의 측정에 대한 그의 팀의 긴장이 너무 커서 "표준 사이렌 접근 방식이 흥미로워지기 위해 1%에 도달할 필요는 없습니다"라고 말했습니다.
더 표준적인 사이렌이 울려 퍼지면서 그들은 점차적으로 허블 상수에 초점을 맞추고 팽창률이 젊은 우주에 기초한 기대와 일치하는지 여부를 결정할 것입니다. Holz는 기분이 좋아졌습니다. "나는 하나의 플롯, 즉 허블의 표준 사이렌 측정을 만들기 위해 내 인생의 마지막 10년을 바쳤습니다. 허블 플롯을 만들게 되었는데 그것은 아름답습니다."
