اندازه‌گیری‌های جدید انجام‌شده با تلسکوپ فضایی جیمز وب (JWST) بحث‌های علمی در مورد تنش هابل را عمیق‌تر کرده است و نشان می‌دهد که ممکن است اصلا وجود نداشته باشد.
سال‌هاست که ستاره‌شناسان دریافته‌اند که به نظر می‌رسد جهان با سرعت‌های متفاوتی بسته به جایی که نگاه می‌کنند در حال انبساط است، معمایی که آنها آن را کشش هابل می‌نامند. برخی از اندازه‌گیری‌ها با بهترین درک کنونی ما از جهان موافق هستند، در حالی که برخی دیگر آن را تهدید به شکستن آن می‌کنند.
هنگامی که JWST در سال ۲۰۲۲ آنلاین شد، یک تیم از محققان از دقت بی سابقه تلسکوپ فضایی برای تأیید وجود تنش استفاده کردند. اما بر اساس نتایج جدید تیم دیگری از دانشمندان، تنش هابل ممکن است از خطای اندازه‌گیری ناشی شود و در نهایت یک توهم باشد. با این حال حتی این نتایج قطعی نیستند.
وندی فریدمن، نویسنده ارشد این مطالعه، اخترفیزیکدان دانشگاه شیکاگو، گفت: ‘نتایج ما با مدل استاندارد مطابقت دارد. اما آنها را رد نمی کند که تنش در آنجا نیز وجود داشته باشد.’ ‘[تجربه] احتمالاً نزدیکترین چیز به ترن هوایی است – هیجان انگیز بوده است، اما این لحظات وجود دارد که باید دوباره از تپه بالا بروید.’
بررسی مشکل هابل: چالش‌ها و راه‌حل‌های احتمالی
در حال حاضر، دو روش استاندارد طلایی برای تعیین ثابت هابل وجود دارد، مقداری که نرخ انبساط جهان را توصیف می کند. اولین مورد شامل بررسی نوسانات کوچک در پس زمینه مایکروویو کیهانی است – یادگاری باستانی از اولین نور جهان که فقط ۳۸۰۰۰۰ سال پس از انفجار بزرگ تولید شد.
کیهان شناسان پس از ترسیم این خش خش مایکروویو با استفاده از ماهواره پلانک آژانس فضایی اروپا، ثابت هابل تقریباً ۴۶۲۰۰ مایل در ساعت در هر میلیون سال نوری یا حدود ۶۷ کیلومتر در ثانیه در هر مگاپارسک (km/s/Mpc) را استنباط کردند. این، در کنار سایر اندازه‌گیری‌های جهان اولیه، با پیش‌بینی‌های نظری همسو بود.
روش دوم در فواصل نزدیکتر و در زندگی بعدی کیهان با استفاده از ستارگان تپنده به نام متغیرهای Cepheid عمل می کند. ستارگان قیفاووسی به آرامی در حال مرگ هستند و لایه های بیرونی گاز هلیوم آنها با جذب و انتشار تشعشعات ستاره رشد کرده و منقبض می شود و باعث می شود که آنها به صورت دوره ای مانند لامپ های سیگنالی دور سوسو بزنند.
با درخشان‌تر شدن قیفاووس‌ها، آهسته‌تر تپش می‌کنند و ستاره‌شناسان را قادر می‌سازد تا درخشندگی ذاتی ستارگان را اندازه‌گیری کنند. اخترشناسان با مقایسه این درخشندگی با درخشندگی مشاهده‌شده‌شان، می‌توانند قیفاووس‌ها را به یک «نردبان فاصله کیهانی» ببندند تا عمیق‌تر به گذشته کیهان نگاه کنند.
اخیراً، هنگامی که آدام ریس، استاد نجوم در دانشگاه جان هاپکینز، و تیمش ثابت هابل را با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل و JWST اندازه‌گیری کردند، به مقدار شگفت‌انگیز ۷۳.۲ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپیکسل پی بردند. از این رو تنش، اختلاف قابل توجهی بین روش‌های اندازه‌گیری نرخ انبساط در جهان اولیه و روش‌هایی که در کیهان مدرن‌تر انجام می‌شد، تثبیت شد.
اما فریدمن قبلاً پیشنهاد کرده بود که گرد و غبار، گاز و سایر ستارگان می‌توانند اندازه‌گیری‌های روشنایی قیفاووسی را از بین ببرند و ظاهر یک اختلاف را در جایی ایجاد کنند که اصلاً وجود ندارد.
در مطالعه جدید، برای کشف یک خطای سیستماتیک احتمالی در ازدحام قیفاووس، فریدمن و همکارانش JWST را بر روی ۱۱ کهکشان مجاور حاوی ابرنواخترهای نوع Ia آموزش دادند، فاصله آنها را اندازه گرفتند و آنها را به سه نردبان فاصله مستقل با روشنایی ذاتی در مناطق مشابه لنگر انداختند. آسمان: قیفاووسی; و دو ستاره غول قرمز شمعی استاندارد دیگر که به عنوان ستاره های ‘نوک-از-شاخه-غول قرمز’ (TRGB) و ستاره های شاخه مجانبی غول پیکر مجانبی منطقه J (JAGB) شناخته می شوند.
نتایج آنها گیج کننده بود. ستارگان TRGB و JAGB نتایج ثابت هابل را به ترتیب ۶۹.۸۵ km/s/Mpc و ۶۷.۹۶ km/s/Mpc دادند. اما قیفاویزها با سرعت ۷۲.۰۴ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپیکسل بازگشتند و تنش هابل را تکرار کردند – البته کمتر از نتایج بدست آمده توسط ریس. برای فریدمن و همکارانش، این یک اشاره احتمالی است که اندازه‌گیری‌های قیفاووسی ممکن است حاوی برخی خطاهای سیستماتیک ناشناخته باشد.
پایان تنش هابل؟
با این حال همه دانشمندان با نتایج این مطالعه موافق نیستند. وقتی از ریس در مورد یافته‌های جدید سؤال شد، پیشنهاد کرد که نتایج ناهماهنگ ممکن است به این دلیل باشد که نمونه فریدمن و تیمش بسیار کوچک بود.
آنها ثابت هابل پایین تری دریافت می کنند زیرا نمونه ای که انتخاب کرده اند ثابت هابل پایین تری می دهد، صرف نظر از اینکه شما با JWST یا HST [تلسکوپ فضایی هابل]، یا Cepheids، JAGB یا TRGB اندازه گیری می کنید، زیرا ابرنواخترها در میزبان هایی که انتخاب کرده اند در نوسان هستند. ریس گفت. آنها یک نمونه بسیار کوچک را انتخاب کردند… و اینها را از دم انتخاب کردند، نه وسط توزیع.’
اما فریدمن با این نکته مخالفت کرد. به گفته او، هرچند ممکن است نمونه بسیار کوچک باشد و نتواند تمامی فواصل ستارگان را پوشش دهد، اما نتایج ممکن است به این معنا باشد که اندازه‌گیری‌های ستاره‌های قیفاووسی در فواصل دورتر دچار یک خطای سیستماتیک «مهلک» هستند که محاسبات را مختل کرده و باعث ازدحام در فاصله‌های قیفاویی می‌شود.
فریدمن گفت: برای اندازه گیری ستارگان قیفاووسی، ‘شما یک تصحیح شلوغی انجام می دهید، و آنها اصلاحات کوچکی نیستند.’ و اگر این اشتباه را دریافت کنید، رنگ‌های [ستاره] را اشتباه می‌گیرید، تصحیح گرد و غبار را اشتباه می‌گیرید، تصحیح فلزی را اشتباه می‌کنید. بیشتر از اینکه بگوییم شلوغی مشکلی ندارد.
فریدمن معتقد است که پاسخ این است که اندازه‌گیری‌های بیشتری انجام دهیم، به طور بالقوه برخی با یک نوع ستاره اضافی. او انتظار دارد این کار در دو سال آینده تکمیل شود. با این حال، اینکه آیا اندازه‌گیری‌های اضافی مشکل را حل می‌کند یا به آن اضافه می‌کند، مورد بحث است.
فریدمن گفت: ‘ما در این میان هستیم و چیزهای بیشتری در راه است.’ ‘[JWST] یک ماشین شگفت‌انگیز است، و دقیقاً همان چیزی است که ما در برخی از این نوع مسائل به آن نیاز داریم. زمان خوبی برای کار روی این موضوع است.’
