Najbardziej dokładny pomiar tempa ekspansji Wszechświata

Obserwacje kwazarów można wykorzystać do pomiaru parametrów ekspansji w bardzo wczesnym Wszechświecie. Ich światło jest częściowo pochłaniane przez gaz, w którym zapisane są subtelne informacje o jego skali. Astronomowie mierzą teraz tę skalę z dokładnością do dwóch procent, dokładnie wyznaczając przy tym, jak szybko rozszerzał się Wszechświat, gdy liczył sobie zaledwie 3 miliardy lat.

Źródło: Zosia Rostomian (Lawrence Berkeley National Laboratory)/Andreu Font-Ribera (BOSS Lyman-alpha team/Berkeley Lab)



Dane z przeglądu BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) pomagają nam wyznaczyć prędkość ekspansji Wszechświata w trzy miliardy lat po Wielkim Wybuchu. BOSS to obecnie najważniejszy komponent trzeciej edycji przeglądu Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III) i zarazem prekursor w wykorzystaniu kwazarów do mapowania zmiany gęstości w międzygalaktycznym gazie na wysokich przesunięciach ku czerwieni, a zatem – w badaniu zmienności struktury bardzo młodego Wszechświata. Pozwolił między innymi na najlepsze i najdokładniejsze jak dotąd wyznaczenie tempa ekspansji Kosmosu w momencie formowania się pierwszych galaktyk.

Opisane tu wyniki osiągnięte zostały dzięki połączeniu dwóch niezależnych metod analizy danych. Jedna nich została wynaleziona przez Andreu Font-Ribera z Berkeley w Kalifornii. Druga, wcześniej już istniejąca, ale teraz zastosowana dla większej partii danych, jest dziełem Timothée Delubaca z EPFL w Szwajcarii. Łącznie pozwoliły one na oszacowanie tempa ekspansji na 68 kilometrów na sekundę na milion lat świetlnych dla redshiftu równego 2,34, z niepewnością rzędu 2,2%. Jak można to rozumieć w praktyce? Tak, że gdy Kosmos liczył sobie jedynie około jednej czwartej swojego obecnego wieku, para galaktyk oddalonych od siebie o milion lat świetlnych uciekałaby od siebie nawzajem z prędkością 68 kilometrów na sekundę na skutek ekspansji samej przestrzeni.

W praktyce BOSS wykorzystuje obserwacje odległych galaktyk i kwazarów celem zmierzenia tzw. oscylacji barionowych (ang. baryon acoustic oscillations – BAO), czyli pewnych sygnatur wpisanych w obserwowany rozkład materii Wszechświata, wynikających z warunków panujących we wczesnych epokach jego istnienia. Efekt ten jest widoczny i w rozkładzie ciemnej materii, i zwykłej, takiej jak galaktyki, kwazary czy międzygwiazdowy wodór. Odpowiada to pewnej nadwyżce w grupowaniu się materii w tzw. skali BAO. Najświeższe badania, w tym te związane z BOSS oraz z obserwacjami wykonanymi przy pomocy satelity Plack (badanie rozkładu mikrofalowego promieniowania tła) zdają się sugerować, że skala ta wynosi w obecnie obserwowanym Wszechświecie mniej więcej 450 milionów lat świetlnych – co z kolei definiuje tzw. “standardowa linijkę” mogącą służyć do pomiaru ekspansji.

Samo istnienie efektu BAO jest rezultatem dźwiękowych fal ciśnienia poruszających się we wczesnym Wszechświecie jeszcze w czasach, gdy cząstki materii i światło współistniały jako nierozerwalnie ze sobą połączone. W 380 000 lat po Wielkim Wybuchu Wszechświat zdołał już ochłodzić się na tyle, że światło mogło oddzielić się od materii i rozpocząć swą podróż przez Kosmos. Ale pozostałość tego momentu w historii, czyli właśnie mikrofalowe promieniowanie tła, nadal zachowuje w sobie „nagranie”, lub „wzór”, dawnego istnienia owych pików gęstości fal akustycznych, będących pierwotnymi zalążkami późniejszych wzorców BAO zapisanych w obserwowanej dziś materii.

Dotychczasowe prace prowadzone na bazie BOSS wykorzystały widma ponad miliona galaktyk do pomiaru skali BAO z niezwykłą dokładnością jednego procenta. Ale gdy naukowcy chcieli wyjść w tych badaniach ponad wartość redshiftu 0,7 (co odpowiada około sześciu miliardom lat świetlnych odległości do nas), galaktyki okazywały się za słabe, zbyt trudne do obserwacji. Na jeszcze wyższych przesunięciach ku czerwieni (takich jak te w opisywanych tu badaniach, czyli rzędu 2,34) trzeba już było zastosować metodę "lasu Lyman-alfa", która wykorzystuje widma odległych kwazarów do obliczenia gęstości rozkładu międzygalaktycznego wodoru.

Gdy światło odległego kwazara przechodzi przez obszar gazu wodorowego, płaty tego gazu o nieco większej gęstości pochłaniają odpowiednio więcej światła. Linie absorpcyjne neutralnego wodoru w widmie kwazara (tzw. linie Lyman-alfa) pozwalają zatem dokładnie wskazać na każdy nadgęsty obszar dzięki temu, jak bardzo są przesunięte ku czerwieni. Jest jednak tak wiele linii w przykładowym widmie, że w rzeczywistości, że przypominają one las – las linii Lyman-alfa. Mając wystarczająco dużo dobrych widm kwazarów leżących wystarczająco blisko siebie można więc mapować położenia chmur gazu w trzech wymiarach - zarówno wzdłuż linii wzroku. dla każdego kwazara, jak i w kierunku poprzecznym, czyli między gęstszymi plamami ujawnionymi przez widma innych kwazarów. Z takich map naukowcy są już w stanie wyodrębnić sygnał Bao. Metoda ta jest nazywana autokorelacją.

Font-Ribera i jego koledzy znaleźli jednak ślady efektu BAO w jeszcze inny sposób, przy użyciu jeszcze większej liczby kwazarów. Kwazary to młode galaktyki zasilane przez masywne czarne dziury - bardzo jasne, bardzo odległe, a tym samym wysoce przesunięte ku czerwieni. Zamiast porównywać widma do innych widm, zespół korelował same obiekty - kwazary - z widmami innych kwazarów przy pomocy metody zwanej korelacją krzyżową (ang. cross-correlation).

Metoda bazuje na wiedzy, że kwazary są masywnymi galaktykami, które powinniśmy móc znajdywać w gęstszych obszarach Wszechświata - tam, gdzie gęstość gazu jest wyższa. Jeśli tak, to spodziewamy się tam również większych niż przeciętnie ilości gazu pochłaniającego światło kwazarów tła. Nie było wiadomo, czy to wystarczy, by znaleźć ślady wzorów BAO. Okazało się jednak, że są one całkiem wyraźne.

Inny naukowiec - Delubac wraz ze swoim zespołem – połączył wyniki własnej metody bazującej na „zwykłej” autokorelacji z wynikami Font-Ribery, co ostatecznie pozwoliło im na doprecyzowanie ograniczeń na wielkość skali BAO oraz precyzji wyznaczenia tempa ekspansji Wszechświata, czyli tzw. parametru Hubble'a. Dla przesunięcia ku czerwieni 2,34 wartość ta wyniosła 68 +/- 1,5 kilometra na sekundę na milion lat świetlnych. To jak dotąd absolutnie najdokładniejsze oszacowanie, które pozwoli nam lepiej zbadać geometrię wczesnego Wszechświata – jak na razie wydaje się on bardzo „płaski”.

Liczba odsłon: 2151