Közel egy évszázaddal ezelőtt Edwin Hubble felfedezte, hogy a világegyetem egyre nagyobb. A tágulás gyorsaságára vonatkozó modern mérések azonban ellentmondásosak, ami azt sugallja, hogy a fizika törvényeiről alkotott elképzeléseink részben legalábbis tévesek lehetnek. Mindenki azt várta, hogy a James Webb űrteleszkóp élesebb „szeme” révén sikerül feltárni a választ. Az űreszköz megfigyeléseinek régóta várt, a napokban közzétett elemzése során azonban ismét ellentmondásos tágulási rátákat állapítottak meg a különböző típusú adatokból, miközben azonban az új munka a lehetséges hibaforrásokra is rávilágít.

A kozmikus tágulási sebesség mérését két csapat végezte egymástól függetlenül. Adam Riess, a Johns Hopkins Egyetem munkatársa és kollégái a Hubble-állandó, a H0 értékét következetesen 8%-kal magasabbnak mérték az elméleti előrejelzésnél, amely a kozmosz ismert összetevői és az irányadó egyenletek alapján következtet arra, hogy a világűrnek milyen gyorsan kellene tágulnia. Ez az eltérés, amelyet Hubble-feszültségnek neveznek, arra utal, hogy a kozmosz elméleti modelljéből hiányozhat valami – valamilyen extra összetevő vagy hatás, amely felgyorsítja a kozmikus tágulást. Riess és csapata idén tavasszal tette közzé a Webb adatain alapuló legújabb H0-mérésüket, és olyan értéket kaptak, amely összhangban korábbi becsléseikkel.

A másik csapat, a Chicagói Egyetem munkatársai Wendy Freedman vezetésével dolgoztak. Ez a kutatócsoport évek óta azzal érvel, hogy valami nem stimmel a korábbi mérésekkel, és tisztább adatokra van szükség. Az ő saját H0-méréseik közelebb esnek az elméleti előrejelzéshez, mint Riess eredményei, ami azt sugallja, hogy a Hubble-feszültség talán nem is létezik.

Amióta a Webb 2022-ben elkezdett adatokat gyűjteni, az asztrofizikus-közösség a legjobban Freedman többszempontú elemzésére várt, amely a teleszkóp háromféle csillagtípusra vonatkozó megfigyeléseit használja fel. És végre megérkeztek az eredmények: két csillagtípus alapján a H0 megegyezik az elméleti előrejelzéssel, míg a harmadik – Riess által is használt csillagtípus – megfelel a csapat által meghatározott magasabb H0-értéknek.

Freedman eredményei a The Astrophysical Journal című folyóiratban jelentek meg, de még nem estek át a hivatalos lektori értékelésen. Saul Perlmutter, a Kaliforniai Egyetem Nobel-díjas kozmológusa elmondta, hogy az eredmények azt sugallják, hogy lehet, hogy csak a csillagalapú mérések miatt áll fenn a Hubble-feszültség. Ez az a feszültség, amit valóban azonosítanunk kell ahelyett, hogy új kozmológiai modelleket találnánk ki, folytatja a kutató.

Világok harca

A kozmikus tágulás vizsgálatának nehézségét a térben lévő objektumok távolságának mérése adja. Henrietta Leavitt amerikai csillagász 1912-ben dolgozta ki először ennek egy módját a cefeidáknak nevezett pulzáló csillagok révén. Ezek a csillagok olyan ütemben villódznak, amely összefügg (és ezért elárulja) a saját fényességüket. Ha már tudjuk, hogy egy cefeida valójában mennyire fényes, akkor ezt össze tudjuk hasonlítani azzal, hogy milyen fényesnek látszik, és így meg tudjuk becsülni, hogy milyen messze van a galaxisa.

Edwin Hubble Leavitt módszerével mérte meg egy maroknyi, cefeidákat tartalmazó galaxis távolságát, és 1929-ben felfedezte, hogy a tőlünk távolabbi galaxisok gyorsabban távolodnak. Ez azt jelenti, hogy a világegyetem tágul. Hubble a tágulási sebességet 500 kilométer/másodpercben határozta meg megaparszekenként (km/s/Mpc), ami azt jelenti, hogy két 1 megaparszek, azaz körülbelül 3,2 millió fényév távolságra lévő galaxis 500 km/s sebességgel távolodik egymástól.

Ez az eredmény még egyáltalán nem felelt meg a valóságnak, de a H0 mérései javultak, ahogy a csillagászok egyre jobban tudták kalibrálni a cefeidák pulzációs frekvenciája és fényessége közötti kapcsolatot. Végső soron azonban az egész megközelítés korlátozott volt, mert a cefeidák fényessége is korlátozott. A kutatóknak így új megközelítésekre volt szükségük ahhoz, hogy a hatalmas világegyetemben mérjék a galaxisok távolságát.

Az 1970-es években a kutatók a cefeidákat a fényes szupernóvák távolságának kalibrálására kezdték használni, ami lehetővé tette a H0 pontosabb mérését.

A Hubble űrteleszkóp 1990-es elindítása új, élesebb képet biztosított a csillagászoknak a világegyetemről. Freedman egy többéves megfigyelési kampányt vezetett a Hubble segítségével, és 2001-ben kollégáival együtt 72 km/s/Mpc tágulási sebességet jelentettek be, becsléseik szerint ez legfeljebb 10%-kal térhet el a valóságtól. Riess, a sötét energia egyik Nobel-díjas felfedezője, néhány évvel később szállt be a kozmikus tágulási „versenybe”. Csapata 2011-ben 73-as H0-értéket tett közzé, 3%-os becsült bizonytalansággal.

Nem sokkal ezután a kozmológusok egy teljesen más módszert vezettek be. 2013-ban a Planck teleszkóp korai univerzumból visszamaradt fénnyel kapcsolatos megfigyeléseit használták fel arra, hogy meghatározzák az őskozmosz részletes alakját és összetételét. Ezután ezeket az összetevőket Einstein általános relativitáselméletébe illesztették, és az elméleti modellel közel 14 milliárd évet szimuláltak, hogy megjósolják az univerzum jelenlegi állapotát. Ezen extrapoláció szerint a kozmosznak jelenleg 67,4 km/s/Mpc sebességgel kellene tágulnia, 1%-nál kisebb bizonytalansággal.

Riess csapatának mérése, még a pontosság javulásával együtt is, 73-as értéket adott. Ez a magasabb érték azt jelenti, hogy a galaxisok jelenleg gyorsabban távolodnak, mint ahogy az elmélet szerint kellene nekik. Így született meg a Hubble-feszültség. „Ha ez az univerzum valós jellemzője, akkor ez azt jelenti, hogy hiányzik valami a kozmológiai modellből” – mondta Riess.

Ez a hiányzó valami lehet a kozmosz első új összetevője, amelyet a sötét energia óta felfedeztek. Az elméletalkotók többféle vonalon találgatnak: Talán a taszító energia egy másik formája létezhetett egy rövid ideig a korai univerzumban? Vagy talán az ősrobbanás során keletkezett ősi mágneses mezők állnak a háttérben? És az is lehet a hiány inkább nálunk keresendő, és nem az univerzumban.

A látás módjai

Néhány kozmológus, köztük Freedman, arra gyanakszik, hogy a módszerekből adódó, még fel nem ismert hibák okolhatók az eltérésekért. A leggyakoribb vonatkozó érv, hogy a cefeidák csillagai fiatalabb galaxisok korongjaiban élnek, csillagokkal, porral és gázzal zsúfolt régiókban. Még a Hubble kitűnő felbontása mellett sem látunk egyetlen önálló cefeidát sem, csak sok-sok csillagot egymáson, ez pedig megnehezíti a fényességméréseket.

Amikor a James Webb teleszkóp működni kezdett, Riess és kollégái annak nagy teljesítményű infravörös kamerájához fordultak, hogy átlássanak a poron azokban a zsúfolt régiókban, ahol a cefeidák léteznek. Azt akarták tesztelni, hogy a „zsúfoltságnak” van-e olyan erős hatása, mint ahogy Freedman és más kutatók állítják. Amikor összehasonlították új számaikat a Hubble adataiból számított távolságokkal, meglepően pontos egyezést találtak. A Webb űrtávcsővel kapott legújabb eredményeik pedig megerősítik a Hubble révén néhány évvel ezelőtt mért H0-értéket: 73,0 km/s/Mpc-es eredményt kaptak, 1,0 km/s/Mpc-es hibahatárral.

Tekintettel a zsúfoltsággal kapcsolatos aggodalmakra, Freedman máris más csillagok felé fordult, amelyek távolságmutatóként szolgálhatnak. Ezek a galaxisok peremén találhatók, távol a tömegtől. Az egyik típus a vörös csillagfejlődési ág csúcsán lévő, más néven TRGB-csillagok. A vörös óriások idősebb, felfúvódott légkörű csillagok, amely vörös fényben fényesen ragyognak. Ahogy öregszenek, a vörös óriások magjában egy ponton belobban a hélium. Ebben az időszakban a csillag hőmérséklete és fényessége is hirtelen lecsökken, mondja Kristen McQuinn, a Space Telescope Science Institute csillagásza, aki a Webb teleszkóp projektjének vezetője, amelynek célja a távolságmérések kalibrálása a TRGB-kkel.

Egy tipikus galaxisban sok vörös óriás van. Ha ezeknek a csillagoknak a fényességét a hőmérsékletükhöz viszonyítjuk, láthatjuk azt a pontot, ahol a fényességük csökkenni kezd. A csillagok csökkenés előtti populációja jó távolságjelző, mert ez a populáció minden galaxisban hasonló fényességű lesz. E csillagpopulációk megfigyelt fényességének összehasonlításával a csillagászok meg tudják becsülni a relatív távolságokat. (Bármelyik módszer esetében szükség van egy viszonyítási galaxis abszolút távolságára, hogy a skálát kalibrálni tudják. Riess, Freedman és más csoportok erre egy közeli galaxist használnak, amelynek abszolút távolságát geometriai úton határozták meg.)

A TRGB-k távolságmérőkként való használata ugyanakkor bonyolultabb, mint a cefeidáké. McQuinn és kollégái a Webb űrtávcső kilenc hullámhosszú szűrőjét használták, hogy pontosan megértsék, hogyan függ a fényességük a színüktől. A csillagászok ezért párhuzamosan egy másik távolságmérőt is használni kezdtek: a szénben gazdag óriáscsillagokat, amelyek az úgynevezett J-régió aszimptotikus óriáságához (JAGB) tartoznak. Ezek a csillagok szintén távol vannak a galaxis fényes korongjától, és sok infravörös fényt bocsátanak ki. A Webb-korszakig viszont nem volt megfelelő technológia nagy távolságokból történő megfigyelésükhöz. Freedman és csapata a Webb teleszkóppal tervezte a TRGB-k és a JAGB-k cefeidákkal együttes megfigyelését 11 galaxisban. „Nagy híve vagyok a változatos módszereknek” – mondja a kutató.

Szétfoszló megoldások

2024. március 13-án Freedman, Lee és a csapat többi tagja Chicagóban ültek össze, hogy felfedjék, mire jutottak. Az előző hónapok során ugyanis három csoportra oszlottak, és mindegyiküknek az volt a feladata, hogy a vizsgálatban szereplő 11 galaxis távolságát a három módszer egyikével megmérjék. A galaxisok szupernóváknak is otthont adtak, így távolságukkal kalibrálni lehetett a még távolabbi galaxisok szupernóváinak távolságát. Az, hogy ezek a távolabbi galaxisok milyen gyorsan távolodnak tőlünk (ami könnyen megállapítható a színükből) a távolságukkal osztva megadja a H0 értékét.

A három csoport egyeztetése során kiderült, hogy mindhárom módszer hasonló távolságokat eredményezett, legfeljebb 3%-os bizonytalansággal. Freedman elmondása szerint ezen egy kicsit nekik is leesett az álluk. A csapat három H0-értéket számolt ki, egyet-egyet minden távolságmutatóra. Mindegyik a 67,4-es elméleti előrejelzés hibahatárán belül volt. Ekkor egy pillanatra úgy tűnt, hogy megszűnt a Hubble-feszültség.

A JAGB-elemzés rendben volt, de a másik kettő nem stimmelt. A csapat észrevette, hogy a TRGB-mérésnél nagy hibasávok voltak, amelyeket úgy próbáltak szűkíteni, hogy több TGRB-t vontak be. De amikor ezt megtették, úgy találták, hogy a galaxisok távolsága kisebb, mint először gondolták. A változás nagyobb H0-értéket eredményezett. Freedman csapata a cefeidaelemzésben is felfedezett egy hibát: a cefeidák mintegy felénél a zsúfoltság miatti korrekciót duplán alkalmazták. Ennek kijavítása viszont jelentősen megnövelte a kapott H0-értéket. Ez már inkább összhangba volt Adam Riess eredményeivel, mondja Freedman. A Hubble-feszültség tehát újjáéledt.

Freedman azt gyanítja, hogy a cefeidákon alapuló H0-mérés nem olyan megbízható, mint a többi. A módszer rendkívül érzékeny a feltételezésekre, például a cefeidák elemi összetételére és az egyes csillagok szomszédságára vonatkozóan. A galaktikus korongokban lévő por, ahol a cefeidák léteznek, elnyelheti a fényüket és elhalványíthatja őket. A Webb infravörös szeme áthatol a poron, de a csillagászoknak tudniuk kell, hogy mennyi por nyeli el a fényt, hogy korrigálni tudjanak erre. Ehhez Freedman és kollégái a Hubble teleszkóp archív adataihoz fordultak, amelyek megörökítik a por mélységét, de nem olyan nagy felbontásúak, mint a Webb adatai. Ez bizonytalanságot okozott a számított távolságokban, mondja a kutató.

Egy másik kérdés is felmerült. A 11 galaxis, amelyet a Webb teleszkóppal vizsgáltak, a Földhöz legközelebbi galaxisok, amelyek mind a négy releváns objektumtípusnak (JAGB, TRGB, cefeida és szupernóva) otthont adnak. Freedman elmondása szerint azonban úgy tűnt, hogy a ezen galaxisok szupernóvái fényesebbek, mint a távolabbi galaxisokban lévőké. Ez egy másik rejtély, amit a kozmológusoknak még meg kell érteniük, és ez is befolyásolja a H0-értéket.

A kutatók tanulmányuk három különálló H0-értékről számol be. A JAGB-mérés 67,96 km/s/Mpc értéket adott, 1,71 km/s/Mpc-es hibahatárral. Ez pontosan egybeesik az elméleti előrejelzéssel. A TRGB-k 69,85-ös értéket adnak, hasonló hibahatárral. A cefeidás módszer a H0 értékét magasabbra, 72,05-re teszi, de a szubjektivitása is magasabb: a csillagok jellemzőire vonatkozó különböző feltételezésektől függően az érték 69 és 73 között változhat. A tartomány felső vége megegyezik Riess méréseivel, az alsó végén pedig a Hubble-feszültség szinte teljesen eltűnik.

– mondta Freedman. Elmondása szerint ez a cefeida-távolságskála első komoly tesztje, és nagyon fontos, hogy nem a várt eredményt kapták. A módszerek és bizonytalanságok kombinálásával 69,96-os átlagos H0-érték adódik, 4%-os bizonytalansággal. Ez a hibahatár átfedésben van mind a kozmikus tágulási sebességre vonatkozó elméleti előrejelzéssel, mind a Riess csapatának magasabb értékével. „Azt hiszem, még nincs elég bizonyítékunk ahhoz, hogy egyértelműen megállapítsuk, hogy létezik-e a Hubble-feszültség” – mondja Freedman.

Új utakon

A James Webb űrteleszkóp a H0 mérésének további módjait is lehetővé teszi. A csillagászok például a korai fázisában vannak annak, hogy a galaxisok távolságának helyettesítőjeként használják azt, hogy mennyire „csomós” egy galaxis. Az ötlet egyszerű: a közelebbi galaxisok csomósabbnak tűnnek, mert inkább fel lehet oldani csillagaikat, míg a távolabbi galaxisok simábbnak, homogénebbnek látszanak. Ez egy alapvető módja annak, hogy a zsúfoltságot a távolság mértékévé alakítsuk, mondják a szakértők.

Egy másik módszer is reményt adhat: a galaxisok nagy tömegű halmazai nagyítókként használhatók, amelyek felénk irányítják és felnagyítják a távoli objektumok képét, és többszörös képet hoznak létre ugyanarról a jelenségről, amelynek a fénye több utat is bejár. Brenda Frye, az Arizonai Egyetem csillagásza vezeti azt a programot, amelynek célja hét ilyen halmaz megfigyelése a Webb teleszkóppal. Amikor Frye és kollégái tavaly megnézték a távcső első képét, amelyen a G165-ös hatalmas galaxishalmaz szerepelt, rögtön felfedeztek rajta három pontot, amely korábban nem látszott. A pontok ugyanannak a szupernóvának három különálló képe, amely a halmaz mögött robbant fel.

Miután többször is megfigyelték a képet, ki tudták számítani a három kép időbeli különbségét. Az időkésés arányos a Hubble-állandóval, és ebből lehet következtetni az értékére. Így 75,4 km/s/Mpc tágulási sebességet mértek, bár visznylag nagy, +8,1 vagy -5,5 km/s/Mpc-es bizonytalansággal. Frye arra számít, hogy ezeket a hibasávokat néhány évnyi hasonló mérés után finomítani tudják.

Mind Riess, mind Freedman csapata arra számít, hogy a JWST következő néhány évi megfigyelései lehetővé teszik számukra, hogy hagyományos, csillagalapú módszereikkel is célba érjenek.