Alam semesta yang mengembang, penuh galaksi dan struktur kompleks yang kita amati saat ini, muncul dari keadaan yang lebih kecil, lebih panas, lebih padat, lebih seragam. Butuh ribuan ilmuwan yang bekerja selama ratusan tahun bagi kita untuk sampai pada gambaran ini, namun kurangnya konsensus tentang apa sebenarnya tingkat ekspansi memberi tahu kita bahwa ada sesuatu yang sangat salah, atau kita memiliki kesalahan yang tidak teridentifikasi di suatu tempat. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ, DAN L. HERNQUIST, ILMU 319, 5859 (47))

Para Ilmuwan Tidak Dapat Menyetujui Tentang Alam Semesta yang Berkembang

Entah itu misteri kosmik atau kesalahan duniawi yang sangat.

Semesta berkembang, dan setiap ilmuwan di bidang ini setuju dengan itu. Pengamatan sangat mendukung kesimpulan langsung, dan setiap alternatif telah gagal untuk menyamai keberhasilannya sejak akhir 1920-an. Tetapi dalam upaya ilmiah, kesuksesan tidak bisa sekadar kualitatif; kita perlu memahami, mengukur, dan mengukur ekspansi Semesta. Kita perlu tahu seberapa jauh Alam Semesta meluas.

Dari generasi ke generasi, para astronom, astrofisikawan, dan kosmolog berusaha memperbaiki pengukuran laju ekspansi Semesta: konstanta Hubble. Setelah beberapa dekade perdebatan, proyek utama Hubble Space Telescope muncul untuk menyelesaikan masalah: 72 km / s / Mpc, dengan hanya 10% ketidakpastian. Tapi sekarang, 17 tahun kemudian, para ilmuwan tidak bisa setuju. Satu kamp mengklaim ~ 67 km / s / Mpc; klaim lainnya ~ 73 km / s / Mpc, dan kesalahan tidak tumpang tindih. Sesuatu, atau seseorang, salah, dan kami tidak tahu di mana.

Semakin jauh sebuah galaksi, semakin cepat ia mengembang dari kita, dan semakin banyak cahayanya yang tampak berubah merah. Sebuah galaksi yang bergerak dengan Semesta yang mengembang akan menjadi jumlah tahun cahaya yang lebih besar, hari ini, daripada jumlah tahun (dikalikan dengan kecepatan cahaya) yang dibutuhkan cahaya yang dipancarkan darinya untuk mencapai kita. Tetapi seberapa cepat alam semesta berkembang adalah sesuatu yang tidak dapat disepakati oleh para astronom dengan teknik yang berbeda. (LARRY MCNISH OF RASC CALGARY CENTER)

Alasan mengapa hal ini menjadi masalah adalah karena kita memiliki dua cara utama untuk mengukur laju ekspansi Alam Semesta: melalui tangga jarak kosmik dan melalui melihat sinyal-sinyal yang berasal dari momen paling awal dari Big Bang. Kedua metode ini sangat berbeda.

  • Untuk tangga jarak, kita melihat di dekat, objek yang dipahami dengan baik, kemudian mengamati jenis-jenis objek yang sama di lokasi yang lebih jauh, kemudian menyimpulkan jarak mereka, kemudian menggunakan properti yang kita amati pada jarak tersebut untuk pergi lebih jauh, dll. Dengan membangun pengukuran pergeseran merah dan jarak, kita dapat merekonstruksi laju ekspansi Semesta.
  • Untuk metode sinyal awal, kita dapat menggunakan cahaya sisa dari Big Bang (Cosmic Microwave Background) atau jarak korelasi antara galaksi yang jauh (dari Baryon Acoustic Oscillations) dan melihat bagaimana sinyal-sinyal tersebut berevolusi dari waktu ke waktu ketika Universe mengembang.

Metode pertama tampaknya memberikan angka yang lebih tinggi ~ 73 km / s / Mpc, secara konsisten, sedangkan yang kedua memberi ~ 67 km / s / Mpc.

Lilin standar (L) dan penggaris standar (R) adalah dua teknik berbeda yang digunakan para astronom untuk mengukur perluasan ruang pada berbagai waktu / jarak di masa lalu. Berdasarkan bagaimana kuantitas seperti luminositas atau perubahan ukuran sudut dengan jarak, kita dapat menyimpulkan sejarah ekspansi Semesta. Menggunakan metode lilin adalah bagian dari tangga jarak, menghasilkan 73 km / s / Mpc. Menggunakan penggaris adalah bagian dari metode sinyal awal, menghasilkan 67 km / s / Mpc. Nilai-nilai ini tidak konsisten. (NASA / JPL-CALTECH)

Ini akan sangat merepotkan Anda. Jika kita memahami cara Semesta bekerja dengan benar, maka setiap metode yang kita gunakan untuk mengukurnya harus memberikan sifat yang sama dan cerita yang sama tentang kosmos yang kita huni. Apakah kita menggunakan bintang raksasa merah atau bintang variabel biru, berputar galaksi spiral atau berhadapan langsung dengan kecerahan berfluktuasi, mengerumuni galaksi elips atau supernova Tipe Ia, atau latar belakang gelombang mikro kosmik atau korelasi galaksi, kita harus mendapatkan jawaban yang konsisten dengan alam semesta memiliki sifat yang sama.

Tapi bukan itu yang terjadi. Metode jarak tangga secara sistematis memberikan nilai lebih tinggi sekitar 10% daripada metode sinyal awal, terlepas dari bagaimana kita mengukur tangga jarak atau sinyal awal mana yang kita gunakan. Inilah metode yang paling akurat untuk masing-masing metode.

Metode paralaks, yang digunakan sejak teleskop menjadi cukup baik pada tahun 1800-an, melibatkan mencatat perubahan nyata dalam posisi bintang terdekat relatif terhadap yang lebih jauh, latar belakang. Mungkin ada bias dalam metode ini karena adanya massa yang belum kita pertanggungjawabkan secara tepat. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) Jarak tangga: mulai dengan bintang-bintang di galaksi kita sendiri. Ukur jarak mereka menggunakan paralaks, yang merupakan bagaimana posisi semu bintang bergeser selama satu tahun Bumi. Saat dunia kita bergerak mengitari Matahari, posisi nyata bintang terdekat akan bergeser relatif terhadap bintang latar belakang; jumlah pergeseran memberitahu kita jarak bintang.

Beberapa bintang tersebut adalah bintang variabel Cepheid, yang menampilkan hubungan spesifik antara luminositasnya (kecerahan intrinsik) dan periode denyutnya: Hukum Leavitt. Cepheid berlimpah di galaksi kita sendiri, tetapi juga bisa dilihat di galaksi yang jauh.

Pembangunan tangga jarak kosmik melibatkan pergi dari Tata Surya kita ke bintang-bintang ke galaksi terdekat ke yang jauh. Setiap

Dan di beberapa galaksi yang jauh, mengandung Cepheid, ada juga supernova Tipe Ia yang telah diamati terjadi. Supernova ini dapat diamati di seluruh Semesta, mulai dari sini di halaman belakang kosmik hingga galaksi yang terletak bermiliar-miliar bahkan puluhan miliar tahun cahaya jauhnya.

Dengan hanya tiga anak tangga:

  • mengukur paralaks bintang di galaksi kita, termasuk beberapa Cepheids,
  • mengukur Cepheids di galaksi terdekat hingga 50-60 juta tahun cahaya jauhnya, beberapa di antaranya mengandung (ed) supernova Tipe Ia,
  • dan kemudian mengukur supernova Tipe Ia ke relung yang jauh dari alam semesta yang mengembang,

kita dapat merekonstruksi apa tingkat ekspansi hari ini, dan bagaimana tingkat ekspansi telah berubah seiring waktu.

Pola puncak akustik yang diamati dalam CMB dari satelit Planck secara efektif mengesampingkan Semesta yang tidak mengandung materi gelap, dan juga dengan ketat membatasi banyak parameter kosmologis lainnya. (P.A.R. ADE ET AL. DAN KERJA KERJA PLANCK (2015))

2.) Sinyal awal: sebagai alternatif, mulailah dengan Big Bang, dan pengetahuan bahwa Alam Semesta kita dipenuhi dengan materi gelap, energi gelap, materi normal, neutrino, dan radiasi.

Apa yang akan terjadi?

Massa akan saling menarik satu sama lain dan berupaya menjalani keruntuhan gravitasi, dengan daerah-daerah yang lebih padat menarik semakin banyak materi di sekitarnya. Tetapi perubahan gravitasi menyebabkan perubahan tekanan, menyebabkan radiasi mengalir keluar dari wilayah ini, bekerja untuk menekan pertumbuhan gravitasi.

Yang menyenangkan adalah ini: materi normal memiliki interaksi lintas-bagian dengan radiasi, tetapi materi gelap tidak. Ini mengarah ke "pola akustik" tertentu di mana materi normal mengalami pantulan dan kompresi dari radiasi ini.

Ilustrasi pola pengelompokan akibat Baryon Acoustic Oscillations, di mana kemungkinan menemukan galaksi pada jarak tertentu dari galaksi lain diatur oleh hubungan antara materi gelap dan materi normal. Ketika Alam Semesta mengembang, jarak karakteristik ini juga mengembang, memungkinkan kita untuk mengukur konstanta Hubble, densitas materi gelap, dan bahkan indeks spektral skalar. Hasilnya setuju dengan data CMB, dan Semesta terdiri dari 27% materi gelap, dibandingkan dengan 5% materi normal. (ZOSIA ROSTOMIAN)

Ini muncul dengan serangkaian puncak tertentu dalam fluktuasi suhu Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik, dan skala jarak tertentu untuk tempat Anda lebih mungkin menemukan galaksi daripada yang lebih dekat atau lebih jauh. Saat Semesta mengembang, skala akustik ini berubah, yang seharusnya mengarah pada sinyal di Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik (dua gambar ke atas) dan skala di mana galaksi-kluster mengelompok (satu gambar ke atas).

Dengan mengukur apa skala ini dan bagaimana mereka berubah dengan jarak / pergeseran merah, kita juga bisa mendapatkan tingkat ekspansi untuk Semesta. Sementara metode jarak tangga memberikan laju sekitar 73 ± 2 km / s / Mpc, kedua metode sinyal awal ini memberikan 67 ± 1 km / s / Mpc. Jumlahnya berbeda, dan mereka tidak tumpang tindih.

Ketegangan pengukuran modern dari jarak tangga (merah) dengan data CMB (hijau) dan BAO (biru). Titik merah berasal dari metode tangga jarak; hijau dan biru berasal dari metode 'sisa peninggalan' atau 'sinyal awal'. Perhatikan bahwa kesalahan pada pengukuran merah vs hijau / biru tidak tumpang tindih. (AUBOURG, ÉRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516.)

Ada banyak penjelasan potensial. Mungkin saja Alam Semesta terdekat memiliki sifat yang berbeda dengan Alam Semesta ultra-jauh, dan kedua tim benar. Mungkin saja materi gelap atau energi gelap (atau sesuatu meniru mereka) berubah seiring waktu, mengarah ke berbagai pengukuran menggunakan metode yang berbeda. Mungkin saja ada beberapa fisika baru atau sesuatu yang menarik-narik Alam Semesta kita dari luar cakrawala kosmik. Atau, mungkin, bahwa ada beberapa kelemahan mendasar dengan model kosmologis kami.

Tetapi kemungkinan ini adalah yang fantastis, spektakuler, sensasional. Mereka mungkin mendapatkan sebagian besar pers dan prestise, karena mereka imajinatif dan pintar. Tetapi ada juga kemungkinan yang lebih duniawi yang jauh lebih mungkin: Alam Semesta adalah sama di mana-mana, dan salah satu teknik pengukuran bias secara inheren.

Sebelum Planck, data yang paling cocok menunjukkan parameter Hubble sekitar 71 km / s / Mpc, tetapi nilai sekitar 70 atau lebih sekarang akan terlalu besar untuk kepadatan materi gelap (sumbu x) yang kami miliki terlihat melalui cara lain dan indeks spektral skalar (sisi kanan sumbu y) yang kita perlukan untuk struktur skala besar Alam Semesta agar masuk akal. (P.A.R. ADE ET AL. DAN KERJA KERJA PLANCK (2015))

Sulit untuk mengidentifikasi bias potensial dalam metode sinyal awal, karena pengukuran dari WMAP, Planck, dan Sloan Digital Sky Survey sangat akurat. Dalam latar belakang gelombang mikro kosmik, misalnya, kami telah mengukur dengan sangat baik kerapatan materi Semesta (sekitar 32% ± 2%) dan indeks spektral skalar (0,968 ± 0,010). Dengan pengukuran tersebut, sangat sulit untuk mendapatkan angka untuk konstanta Hubble yang lebih besar dari sekitar 69 km / s / Mpc, yang sebenarnya merupakan batas atas.

Mungkin ada kesalahan di sana yang membuat kami bias, tetapi kami kesulitan menentukannya.

Dua cara berbeda untuk membuat supernova Tipe Ia: skenario akresi (L) dan skenario merger (R). Belum diketahui yang mana dari dua mekanisme ini yang lebih umum dalam penciptaan peristiwa supernova Tipe Ia, atau jika ada komponen yang belum ditemukan untuk ledakan ini. (NASA / CXC / M. WEISS)

Namun untuk metode jarak tangga, mereka banyak:

  • Metode paralaks kami mungkin bias oleh gravitasi dari lingkungan solar lokal kami; ruangwaktu bengkok yang mengelilingi Matahari kita bisa secara sistematis mengubah penentuan jarak kita.
  • Kami terbatas dalam pemahaman kami tentang Cepheids, termasuk fakta bahwa ada dua jenis dari mereka dan beberapa dari mereka berada di lingkungan yang tidak murni.
  • Dan supernova Tipe Ia dapat disebabkan oleh bertambahnya white dwarf atau bertabrakan dan digabung white dwarf, lingkungan tempat mereka berada dapat berevolusi seiring waktu, dan mungkin masih ada lebih banyak misteri tentang bagaimana mereka dibuat daripada kita saat ini memahami.

Perbedaan antara dua cara yang berbeda untuk mengukur Semesta yang meluas ini bisa jadi hanya cerminan dari terlalu percaya diri kita dalam seberapa kecil kesalahan kita sebenarnya.

Rekonstruksi 3D 120.000 galaksi dan sifat pengelompokannya, disimpulkan dari pergeseran struktur merah dan skala besar. Data dari survei ini memungkinkan kami untuk menyimpulkan tingkat ekspansi Semesta, yang konsisten dengan pengukuran CMB tetapi tidak dengan pengukuran tangga jarak. (JEREMY TINKER DAN KOLABORASI SDSS-III)

Pertanyaan tentang seberapa cepat alam semesta berkembang adalah pertanyaan yang telah membuat para astronom dan astrofisikawan bermasalah sejak pertama kali ekspansi terjadi. Merupakan pencapaian luar biasa bahwa banyak metode independen menghasilkan jawaban yang konsisten dalam 10%, tetapi mereka tidak setuju satu sama lain, dan itu mengganggu.

Jika ada kesalahan dalam paralaks, Cepheids, atau supernova, laju ekspansi mungkin benar-benar di ujung rendah: 67 km / s / Mpc. Jika demikian, Semesta akan jatuh ke garis ketika kita mengidentifikasi kesalahan kita. Tetapi jika kelompok Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik salah, dan laju ekspansi lebih dekat ke 73 km / s / Mpc, itu meramalkan krisis dalam kosmologi modern. Semesta tidak dapat memiliki kerapatan materi gelap dan fluktuasi awal yang menyiratkan 73 km / s / Mpc.

Salah satu tim telah membuat kesalahan tak dikenal, atau konsepsi kita tentang Semesta membutuhkan revolusi. Saya bertaruh pada yang pertama.

Mulai Dengan A Bang sekarang di Forbes, dan diterbitkan ulang di Medium berkat para pendukung Patreon kami. Ethan telah menulis dua buku, Beyond The Galaxy, dan Treknology: The Science of Star Trek dari Tricorders ke Warp Drive.