تلسکوپ فضایی جیمز وب چگونه بزرگ‌ترین جدال کیهان‌شناسی را عمیق‌تر می‌کند؟

خلاصه مقاله:

• تقریبا یک قرن پیش، ادوین هابل به انبساط جهان پی برد و سرعت انبساط یا ثابت کیهانی را محاسبه کرد.
• از زمان هابل تاکنون گروه‌های زیادی برای اندازه‌گیری سرعت انبساط جهان تلاش کردند. با این‌حال مقادیری که به دست آوردند با پیش‌بینی‌های تئوری اختلاف داشت. به این اختلاف تنش هابل گفته می‌شود.
• دانشمندان امروزه از سه روش برای اندازه‌گیری سرعت انبساط جهان استفاده می‌کنند: ستاره‌های متغیر قیفاووسی، ستاره‌های غول سرخ TRGB و غول‌های مجانبی JAGB.
• با این‌حال تنش هابل هنوز وجود دارد و نشان می‌دهد که روش‌ها برای محاسبه‌ی ثابت هابل از نقصی سیستماتیک رنج می‌برد.
• پژوهشگرها امیدوارند بتوانند با استفاده از تلسکوپ جیمز وب در سال‌های آینده به اندازه‌گیری‌های دقیق‌تری از سرعت انبساط جهان برسند و به این ترتیب تنش هابل را حل کنند.

تقریبا یک قرن پیش، ادوین هابل کشف کرد که جهان در حال بزرگ‌تر شدن است. بااین‌حال اندازه‌گیری‌های امروزی در مورد میزان سرعت انبساط جهان با یکدیگر در تناقض هستند. این اختلاف‌ها نشان می‌دهد که درک ما از قوانین فیزیک ممکن است ناقص باشد. از سویی همگان انتظار داشتند چشم‌های تیزبین تلسکوپ جیمز وب، ما را به پاسخ معما نزدیک کند؛ اما تحلیلی تازه از رصدهای این تلسکوپ که از مدت‌ها پیش انتظار انتشارشان می‌رفت، بار دیگر سرعت‌های انبساط متناقض از انواع متفاوت داده‌ها را منعکس می‌کند و درعین‌حال به منابع احتمالی خطا اشاره می‌کند.

دو گروه رقیب، تلاش‌ها برای اندازه‌گیری سرعت انبساط کیهان را که به ثابت هابل یا H0 معروف است، هدایت کرده‌اند. یکی از گروه‌ها به رهبری آدام ریس از دانشگاه جانز هاپکینز، با اتکا به مواد تشکیل‌دهنده‌ی شناخته‌شده‌ی کیهان و معادلات حاکم، ثابت هابل را به‌طور پیوسته تقریبا ۸ درصد بیشتر از پیش‌بینی تئوری سرعت انبساط جهان محاسبه کرده است. این اختلاف که با عنوان تنش هابل شناخته می‌شود، نشان می‌دهد که مدل تئوری کیهان‌شناسی ممکن است برخی عناصر مثل مواد اولیه یا آثاری که انبساط کیهان را سرعت بخشند، از قلم انداخته باشد. چنین عنصری می‌تواند سرنخی برای رسیدن به درکی کامل‌تر از جهان باشد.

ریس و گروهش، بهار امسال اندازه‌گیری‌های جدید خود از ثابت هابل را بر اساس داده‌های تلسکوپ جیمز وب منتشر کردند و به مقداری منطبق با تخمین‌های گذشته‌ی خود دست یافتند. با این‌حال گروهی رقیب به رهبری وندی فریدمن از دانشگاه شیکاگو هشدار می‌دهند که نیاز به اندازه‌گیری‌های دقیق‌تر احساس می‌شود. اندازه‌گیری این تیم از ثابت هابل بیشتر از محاسبات ریس به تخمین تئوری نزدیک هستند و نشان می‌دهند تنش هابل ممکن است واقعی نباشد.

از زمان آغاز به کار تلسکوپ جیمز وب در سال ۲۰۲۲، جامعه اخترفیزیکی در انتظار تحلیل چندجانبه‌ی فریدمن براساس مشاهدات تلسکوپی از سه نوع از ستاره‌ها بود. اکنون نتایج به این شرح است: دو نوع ستاره، تخمین‌هایی از ثابت هابل را ارائه می‌دهند که با پیش‌بینی نظری همسو هستند؛ در حالی که نتایج ستاره سوم که همان نوع مورد استفاده ریس است، با تخمین‌های بالاتر تیم او از ثابت هابل مطابقت دارد. به باور فریدمن، اینکه نتایج سه روش متناقض هستند، به معنی وجود بنیان‌های فیزیکی ناشناخته نیست، بلکه برخی خطاهای سیستماتیک در روش‌های محاسبه وجود دارد.

بخش دشوار اندازه‌گیری انبساط کیهانی، اندازه‌گیری فاصله‌ی اجرام فضایی است. هنریتا لویت، ستاره‌شناس آمریکایی در سال ۱۹۱۲ برای اولین بار از ستاره‌های تپنده موسوم به متغیرهای قیفاووسی برای محاسبه فاصله‌ها استفاده کرد. این ستاره‌ها با سرعتی متناسب با درخشندگی ذاتی خود سوسو می‌زنند. با فهمیدن درخشندگی یا توان تابشی یک متغیر قیفاووسی، می‌توانیم آن را با میزان روشنایی یا افت نور ظاهری‌اش مقایسه کنیم تا فاصله‌ی کهکشانش از خودمان را تخمین بزنیم.

ادوین هابل از روش لویت برای اندازه‌گیری فاصله‌ها با مجموعه‌ای از کهکشان‌های میزبان متغیرهای قیفاووسی استفاده کرد و در سال ۱۹۲۹ متوجه شد کهکشان‌هایی که در فاصله دورتری از ما قرار دارند با سرعت بیشتری دور می‌شوند. این یافته به معنی انبساط جهان بود. هابل سرعت انبساط را مقدار ثابت ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه به ازای مگاپارسک محاسبه کرد. به بیان دیگر دو کهکشان که ۱ مگاپارسک یا تقریبا ۳٫۲ میلیون سال نوری از هم فاصله دارند با سرعت ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه از یکدیگر دور می‌شوند.

با پیشرفت در کالیبراسیون رابطه‌ی بین تناوب ضربان قیفاووسی‌ها و درخشندگی آن‌ها، اندازه‌گیری‌ها از ثابت هابل بهبود یافت. با این‌حال، از آنجایی که متغیرهای قیفاووسی بسیار درخشان هستند، کل رویکرد مورد استفاده دارای محدودیت است. دانشمندان برای اندازه‌گیری فاصله‌ی کهکشان‌ها از یکدیگر در فضای بی‌کران، به روشی جدید نیاز دارند.

پژوهشگرها در دهه‌ی ۱۹۷۰ از متغیرهای قیفاووسی برای سنجش فاصله تا ابرنواخترهای درخشان استفاده کردند و به این ترتیب به اندازه‌گیری‌های دقیق‌تری از ثابت هابل رسیدند. آن زمان هم مثل حالا دو گروه پژوهشی اندازه‌گیری‌ها را برعهده گرفتند و با استفاده از ابرنواخترها و ستاره‌های متغیر قیفاووسی به مقادیر متناقض ۵۰ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک و ۱۰۰ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک دست یافتند. با این‌حال هیچ توافقی به دست نیامد و همه چیز کاملا دوقطبی شد.

پرتاب تلسکوپ فضایی هابل در سال ۱۹۹۰ دیدی جدید و چندلایه از جهان به ستاره‌شناس‌ها داد. فریدمن رهبری کارزار رصدی چندساله با هابل را برعهده گرفت و در سال ۲۰۰۱ به همراه همکارانش، سرعت انبساط را با عدم قطعیتی که حداکثر ۱۰ درصد است، برابر با ۷۲ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک تخمین زد.

ریس که یکی از برندگان جایزه نوبل به پاس کشف انرژی تاریک است، چند سال بعد وارد بازی انبساط شد. گروه او در سال ۲۰۱۱ مقدار ثابت هابل را برابر با ۷۳ با سه درصد عدم قطعیت به دست آورد. بلافاصله پس از این، کیهان‌شناس‌ها در روشی دیگر به برتری رسیدند. آن‌ها در سال ۲۰۱۳ از مشاهدات تلسکوپ پلانک از نور به‌جامانده از کیهان آغازین، برای تعیین شکل دقیق و ترکیب کیهان اولیه استفاده کردند.

پژوهشگرها در مرحله‌ی بعد یافته‌هایشان را به نظریه نسبیت عام اینشتین متصل کردند و مدل نظری را برای پیش‌بینی وضعیت کنونی جهان، تا تقریبا ۱۴ میلیارد رو به جلو تکامل دادند. براساس این محاسبات، کیهان باید در حال حاضر با سرعت تقریبی ۶۷٫۴ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک با عدم قطعیت کمتر از یک درصد درحال انبساط باشد.

اندازه‌گیری تیم ریس، حتی با وجود بهبود دقت، ۷۳ باقی ماند. این مقدار بالاتر نشان می‌دهد کهکشان‌ها امروزه با سرعتی بیشتر از سرعت قابل انتظار تئوری در حال دور شدن از یکدیگر هستند. این‌گونه بود که تنش هابل متولد شد. به گفته‌ی ریس، تنش هابل امروز به ما نشان می‌دهد که چیزی در مدل کیهان‌شناسی از قلم افتاده است.

عامل گمشده می‌تواند اولین عنصر جدید کیهان باشد که از زمان انرژی تاریک کشف خواهد شد. هنوز نظریه‌پردازها نسبت به هویت این عامل شک دارند. شاید این نیرو نوعی انرژی پس‌رانشی باشد که برای مدتی کوتاه در جهان آغازین دوام آورده است یا شاید میدان‌های مغناطیسی آغازینی باشد که در طول بیگ‌بنگ به‌وجود آمده است یا شاید آنچه از قلم افتاده، بیشتر به خود ما مربوط باشد تا کیهان.

برخی کیهان‌شناس‌ها از جمله فریدمن گمان می‌کردند که خطاهای ناشناخته مقصر تنش هابل هستند. برای مثال، ستاره‌های متغیر قیفاووسی در دیسک‌هایی از کهکشان‌های جوان‌تر در مناطقی مملو از ستاره، غبار و گاز قرار دارند. به گفته‌ی جورج افستاتیو، اخترفیزیکدان دانشگاه کمبریج، حتی با وجود تفکیک‌پذیری دقیق هابل، یک متغیر قیفاووسی واحد نمی‌بینید. بلکه آن را به صورت هم‌پوشان با ستاره‌های دیگر می‌بینید. این تراکم ستاره‌ها، اندازه‌گیری‌ها از روشنایی را دشوار می‌سازد.

وقتی تلسکوپ جیمز وب در سال ۲۰۲۱ پرتاب شد، ریس و همکارانش از دوربین فروسرخ قدرتمند آن برای نفوذ به مناطق شلوغ میزبان متغیرهای قیفاووسی استفاده کردند. آن‌ها می‌خواستند بدانند آیا ادعای فریدمن و دیگر پژوهشگرها درباره تأثیر شلوغی منطقه بر مشاهدات صحیح است یا خیر.

وقتی پژوهشگرها اعداد جدید را با فاصله‌های محاسبه‌شده از داده‌های تلسکوپ هابل مقایسه کردند، شاهد تطبیقی اعجاب‌انگیز بودند. آخرین نتایج تلسکوپ جیمز وب، مقدار ثابت هابل را که چند سال پیش توسط تلسکوپ هابل اندازه‌گیری شده بود، تأیید می‌کرد: ۷۳ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک با اختلاف یک کیلومتر کمتر یا بیشتر.

با توجه به نگرانی ازدحام، فریدمن به ستاره‌های جایگزین رو آورد که می‌توانستند به‌عنوان شاخص‌های فاصله به کار بروند. این ستاره‌ها در دامنه‌ی بیرونی کهکشان‌ها و دور از ازدحام یافت می‌شوند. یکی از آن ستاره‌ها، به گروه «رأس شاخه‌ی غول سرخ» یا به اختصار TRGB تعلق دارد. غول سرخ به ستاره‌ای مسن با جوی پف‌کرده گفته می‌شود که با درخشش بالایی در طیف نور سرخ می‌درخشد. غول سرخ با افزایش سن در نهایت هلیم را در هسته‌اش می‌سوزاند و در این موقعیت، دمای ستاره و درخشش آن به طور ناگهانی کاهش می‌یابد.

یک کهکشان معمولی دارای تعداد زیادی غول سرخ است. اگر روشنایی این ستاره‌ها را نسبت به دمایشان ترسیم کنید، به نقطه‌ای می‌رسید که روشنایی در آن افت می‌کند. جمعیت ستاره‌ها پیش از این افت روشنایی، شاخص فاصله‌گذاری خوبی است؛ زیرا در هر کهکشان، چنین جمعیتی دارای توزیع مشابهی از درخشندگی است. ستاره‌شناس‌ها با مقایسه‌ی روشنایی این جمعیت‌های ستاره‌ای، می‌توانند فاصله‌های نسبی‌شان را تخمین بزنند.

ستاره‌شناس‌ها همچنین به دنبال شاخصی جدید هستند: ستاره‌های غنی از کربن که به گروه موسوم به «غول مجانبی منطقه جِی» (JAGB) تعلق دارند. این ستاره‌ها در فاصله‌ای دور از دیسک درخشان کهکشان قرار دارند و مقدار زیادی نور فروسرخ منتشر می‌کنند. با این‌حال امکان رصد‌ آن‌ها در فاصله‌های دوردست تا زمان پرتاب جیمز وب میسر نشده بود.

فریدمن و گروهش به منظور رصد TRGB-ها و JAGB همراه با شاخص‌های ثابت‌شده‌تر فاصله‌گذاری و متغیرهای قیفاووسی در ۱۱ کهکشان، درخواست دریافت زمان رصد با تلسکوپ فضایی جیمز وب را داده‌اند.

در ۱۳ مارس ۲۰۲۴، فریدمن، لی و دیگر اعضای تیم در شیکاگو گرد هم آمدند تا ببیند چه چیزی را از یکدیگر مخفی کرده‌اند. طی ماه‌های گذشته آن‌ها به سه گروه تقسیم شده بودند که هر کدام وظیفه‌ی اندازه‌گیری فاصله تا ۱۱ کهکشان با استفاده از یکی از این سه روش را برعهده داشتند: ستاره‌های متغیر قیفاووسی، TRGB و JAGB-ها.

کهکشان‌های یادشده همچنین میزبان انواع مرتبطی از ابرنواخترها هستند، بنابراین فاصله‌ی آن‌ها می‌تواند فاصله‌ی ابرنواخترها در بسیاری از کهکشان‌های دورتر را کالیبره کند. سرعت دور شدن کهکشان‌ها از ما تقسیم بر فاصله‌شان، مقدار ثابت هابل را نشان می‌دهد.

سه گروه از پژوهشگرها، اندازه‌گیری‌های فاصله را با یک مقدار متعادل‌کننده‌ی منحصر‌به‌فرد و تصادفی که به داده‌ها افزوده بود، محاسبه کردند. آن‌ها در حین جلسه‌ی حضوری، آن مقادیر را حذف و نتایج را با یکدیگر مقایسه کردند.

هر سه روش فاصله‌های مشابهی با سه درصد عدم قطعیت به دست آوردند. در نهایت گروه سه مقدار ثابت هابل را برای هر شاخص فاصله محاسبه کردند. تمام مقادیر در محدوده‌ی پیش‌بینی نظری ۶۷٫۴ قرار گرفتند. از این‌رو به نظر می‌رسید تنش هابل حل شده است. با این‌حال با بررسی بیشتر تحلیل‌ها برای نوشتن نتایج، به مشکلات مواجه شدند.

تجزیه‌وتحلیل JAGB خوب بود؛ اما دو مورد دیگر خطا داشتند. تیم دریافت که ستون‌های خطای بزرگی در اندازه‌گیری TRGB وجود دارد. آن‌ها سعی کردند با گنجاندن TRGB-های بیشتر، خطاها را کوچک کنند؛ اما وقتی دست به انجام این کار زدند، دریافتند که فاصله تا کهکشان‌ها کمتر از آن چیزی است که درابتدا فکر می‌کردند. این تغییر موجب موجب بزرگ‌ترشدن مقدار ثابت هابل شد.

تیم فریدمن در تحلیل قیفاووسی نیز یک خطا را کشف کرد: در تقریبا نیمی از ستارگان تپنده، اصطلاح ازدحام دوبار اعمال شده بود. تصحیح این خطا، مقدار ثابت هابل را به میزان درخورتوجهی افزایش داد. تنش هابل دوباره زنده شد.

درنهایت پس از تلاش‌ها برای رفع خطاها، مقاله‌ی پژوهشگرها سه مقدار مجزای ثابت هابل را ارائه می‌دهد. اندازه‌گیری JAGB نتیجه‌ی ۶۷٫۹۶ کیلومتر بر ثانیه بر مگا پارسک را در پی داشت. نتیجه‌ی TRGB هم برابر با ۶۹٫۸۵ با حاشیه‌های خطای مشابه بود. در روش متغیر قیفاووسی هم ثابت هابل در مقدار بالاتر ۷۲٫۰۵ به دست‌آمد. به این ترتیب فرضیه‌های متفاوت درباره‌ی ویژگی‌های این ستاره‌ها باعث شد مقدار تنش هابل از ۶۹ تا ۷۳ متغیر باشد.

با ترکیب روش‌های یادشده و عدم قطعیت‌ها، میانگین مقدار تنش هابل برابر با ۶۹٫۹۶ با عدم قطعیت چهار درصد به دست آمد. این حاشیه‌ی خطا با پیش‌بینی تئوری سرعت انبساط کیهان و همچنین مقدار بالاتر تیم ریس هم‌پوشانی دارد.

تلسکوپ فضایی جیمز وب روش‌هایی را برای اندازه‌گیری ثابت هابل فراهم کرده است. ایده‌ی کار ساده است: کهکشان‌های نزدیک‌تر انبوه‌تر به نظر می‌رسند؛ زیرا می‌توانید برخی از ستاره‌هایشان را تشخیص دهید، در حالی که تعداد بیشتری از کهکشان‌های دوردست ظاهری یکدست‌تر دارند.

روشی موسوم به همگرایی گرانشی امیدوارکننده‌تر است. یک خوشه‌ی کهکشانی کلان‌جرم درست مانند ذره‌بین عمل می‌کند و می‌تواند تصویر جسمی را که در پس‌زمینه قرار دارد خمیده و بزرگ‌نمایی کند و زمانی که نور آن مسیرهای متفاوتی را طی می‌کند، تصاویر متعددی از جسم پس‌زمینه را ایجاد می‌کند.

برندا فرای، ستاره‌شناس دانشگاه آریزونا، رهبری برنامه‌ای را با هدف رصد هفت خوشه با تلسکوپ فضایی جیمز وب برعهده دارد. فرای و همکارانش با دیدن اولین تصاویری که سال گذشته از خوشه‌ی G165 ثبت کرده بودند، سه نقطه‌‌ای را مشاهده کردند که قبلا در تصاویر وجود نداشت. این سه نقطه در واقع تصاویر مجزایی از یک ابرنواختر بودند که در پس‌زمینه‌ی خوشه‌ی یادشده قرار داشت.

پژوهشگرها پس از چند بار تکرار رصد، تفاوت بین زمان ورود سه تصویر لنز گرانشی‌شده از ابرنواختر را محاسبه کردند. این تأخیر زمانی متناسب با ثابت هابل است و می‌توان برای محاسبه‌ی این مقدار از آن استفاده کرد. این گروه سرعت انبساط ۷۵٫۴ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک را با یک عدم قطعیت بزرگ ۸٫۱ درصد به دست آوردند. فرای انتظار دارد ستون‌های خطا پس از چند سال اندازه‌گیری مشابه اصلاح شوند.

هر دو تیم فریدمن و ریس پیش‌بینی می‌کنند که با رصد‌های سال‌های آینده‌ی جیمز وب بتوانند به پاسخی بهتر دست پیدا کنند. فریدمن می‌گوید: «با بهبود داده‌ها، تنش هابل درنهایت حل خواهد شد و فکر می‌کنم خیلی سریع به اصل قضیه پی خواهیم برد.»