待望の宇宙膨張率の研究は、ハッブル張力に関して宇宙学者がまだ何かを見逃していることを示唆している。
ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡を使用した 3 つの新しい測定結果により、ハッブル張力は本物なのか疑問を持つ人もいます。
ニコ・ローパー/クアンタマガジン
はじめに
およそ1世紀前、エドウィン・ハッブルは宇宙が大きくなりつつあることを発見しました。しかし、その膨張速度に関する現代の測定結果は一致していないため、物理法則に対する私たちの理解が間違っている可能性があることが示唆されています。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の鋭い視界がその答えに焦点を当てることを誰もが期待していました。しかし、月曜日の夜遅くに発表された、待望の望遠鏡の観測結果の分析では、さまざまな種類のデータから相反する膨張率が再び収集され、紛争の中心にある考えられる誤差の原因に焦点が当てられました。
2 つのライバル チームが、ハッブル定数 (H0) として知られる宇宙の膨張率を測定する取り組みを主導しました。ジョンズ・ホプキンス大学のアダム・リースが率いるこれらのチームの1つは、宇宙の既知の成分と支配方程式に基づいて、宇宙がどのくらいの速度で膨張するのかについての理論的予測よりも約8％高いH0を一貫して測定しています。ハッブル張力として知られるこの矛盾は、宇宙の理論モデルに何かが欠けている可能性があることを示唆しています。それは、宇宙の膨張を加速する何らかの追加の成分や効果です。このような成分は、宇宙をより完全に理解するための手がかりとなる可能性があります。
Riess 氏と彼のチームはこの春、Webb データに基づいた H0 の最新の測定値を発表し、以前の推定値と一致する値を得ました。
しかし、シカゴ大学のウェンディ・フリードマン率いるライバルチームは長年にわたり、より正確な測定が必要であると主張して警戒を促してきた。彼女のチーム自身の H0 の測定値は常にリースの理論的予測よりも近く、ハッブル張力が現実ではない可能性があることを示唆しています。
ウェッブ望遠鏡が 2022 年にデータの取得を開始して以来、天体物理学コミュニティは、望遠鏡による 3 種類の星の観測を使用したフリードマン氏の多角的な分析を待ち望んでいた。結果は次のとおりです。2 種類の星からは理論的予測と一致する H0 推定値が得られ、3 つ目 (Riess が使用しているのと同じ種類の星) はチームのより高い H0 値と一致しています。
マーク・ベランクアンタマガジン
マーク・ベランクアンタマガジン
3 つの方法が一致しないということは、「基礎的な物理学については何も語っていない」とフリードマン氏は述べた。 「これは、1 つまたは複数の距離方法に系統的な [エラー] があることを示しています。」
フリードマンの結果は天体物理学ジャーナルに投稿されました。 しかし、外部の研究者が匿名でデータと分析をチェックする正式な査読はまだ受けていない。リリース前にチームのプレプリントを見せられたカリフォルニア大学バークレー校のノーベル賞受賞宇宙学者ソール・パールマター氏はクアンタに語った。 この結果は、「[星ベースの]測定値内にハッブル張力がある可能性があることを示唆しています。それは、新しい[宇宙論的]モデルを発明しようとするよりも、実際に理解しようと努めなければならない張力です。」
リース氏は、プレプリントを検討した後、フリードマン氏のチームが分析の一段階で使用した少数の超新星群に問題を感じており、結果に偏りが生じる可能性があるとクアンタ氏に語った。 「新しい測定値は素晴らしく、実際、私たちのグループが数年前に取得した同じ測定値とよく一致しており、距離の測定値は制御されているようです」と彼は述べた。 「しかし、このような小さな超新星サンプルの研究が、ハッブル定数の値についていくぶん誤解を招く印象を与えているのではないかと心配しています。」
この結果は、数カ月にわたる舞台裏のドラマの末に発表された。フリードマン氏は当初、彼女の分析がハッブル緊張を消滅させたと考えていたが、その後、再び緊張が復活したのを目にした。 「本当に…退屈ではありませんでした。そう言っておきます」と彼女は言いました。
それはいつも通りのことです。パールマッター氏によると、「ハッブル定数には、数十年に渡る不可能な問題であるという、長く輝かしい伝統があります。」
衝突する宇宙
宇宙の膨張を測定する上で難しいのは、宇宙内の物体までの距離を測定することです。アメリカの天文学者ヘンリエッタ・リービットは、1912 年にセファイドと呼ばれる脈動星を使ってこれを行う方法を初めて発見しました。これらの星は、その固有の明るさに関連した速度で点滅します (したがって、その明るさを明らかにすることができます)。セファイドの明るさがわかれば、それを明るさや薄暗さと比較して、その銀河の距離を推定することができます。
エドウィン ハッブルは、レビットの方法を使用して、セファイドを含む少数の銀河までの距離を測定し、1929 年に、私たちから遠い銀河ほど速く遠ざかっていることを発見しました。つまり、宇宙は膨張しているということです。ハッブルは膨張速度を 1 メガパーセクあたり 500 キロメートル/秒 (km/s/Mpc) と定めました。これは、1 Mpc、つまり約 320 万光年離れた 2 つの銀河が 500 km/s で離れることを意味します。
それは大きく外れていました。
宇宙膨張の発見者であるアメリカの天文学者エドウィン ハッブルが、1949 年にサンディエゴ近郊のパロマー天文台にあるシュミット望遠鏡を覗いている写真が撮影されました。
カリフォルニア工科大学アーカイブおよび特別コレクションの提供
天文学者がセファイドの脈動周波数とその光度の関係をより良く校正できるようになったことで、H0 の測定値も改善されました。それでも、セファイドは非常に明るいため、アプローチ全体は限られていました。広大な宇宙の銀河までの距離を測定するには、科学者には新しいアプローチが必要です。
1970 年代に、研究者は明るい超新星までの距離を校正するためにセファイドを使い始め、H0 のより正確な測定が可能になりました。当時も現在も、2 つの研究チームが先導し、セファイド星に固定された超新星を使用し、50 km/s/Mpc と 100 km/s/Mpc という異なる値に到達しました。ケンブリッジ大学の天体物理学者、ジョージ エフスタティウ氏は、「意見が一致することはありませんでした。意見が完全に二極化しただけです」と述べています。
1990 年のハッブル宇宙望遠鏡の打ち上げは、天文学者に宇宙の新しい鮮明な視点を与えました。フリードマンはハッブルを使用した複数年にわたる観測キャンペーンを主導し、2001 年に彼女と同僚は膨張率 72 km/s/Mpc を発表し、これは最大でも 10% オフであると推定しました。
ノーベル賞を受賞した暗黒エネルギー発見者の一人であるリース氏は、数年後に宇宙膨張ゲームに飛び込みました。 2011 年に、彼のチームは推定 3% の不確実性を伴う H0 値 73 を発表しました。
この直後、宇宙学者はまったく別の方法を開拓しました。 2013年、彼らはプランク望遠鏡による初期宇宙からの残存光の観測を利用して、原始宇宙の詳細な形状と組成を決定した。その後、彼らはこれらの要素をアインシュタインの一般相対性理論に組み込み、理論モデルをほぼ 140 億年先まで進化させて、宇宙の現在の状態を予測しました。この外挿により、宇宙は現在 67.4 km/s/Mpc の速度で膨張しており、その不確実性は 1% 未満であると予測されます。
リース氏のチームの測定結果は、精度が向上したにもかかわらず、73 にとどまりました。このより高い値は、今日の銀河が理論に従うべきよりも速く離れていることを意味します。ハッブル緊張が生まれました。 「もしそれが宇宙の本当の特徴であるなら、それは宇宙論的モデルに何かが欠けていることを示していることになります」とリース氏は言いました。
この欠けている何かは、暗黒エネルギー以来発見される最初の宇宙の新成分となるでしょう。理論家たちはその正体について次のように推測しています。おそらく、これは初期宇宙で短期間持続した反発エネルギーの追加の形態ではないでしょうか?それとも、ビッグバンの際に生成された原初の磁場でしょうか?
あるいは、欠けているものは宇宙よりも私たちに関係しているのかもしれません。
ものの見方
フリードマンを含む一部の宇宙論者は、この矛盾の原因は認識されていない誤りにあるのではないかと疑っています。
この点で最も一般的な議論は、セファイド星は若い銀河の円盤の中に、星、塵、ガスが密集した領域に住んでいるというものである。 「ハッブルの絶妙な解像度があっても、セファイドは一つも見えません。他の星と重なって見えます。」とエフスタティオ氏は語った。この混雑により、明るさの測定が複雑になります。
家サイズのウェッブ望遠鏡が 2021 年 12 月に打ち上げられたとき、リース氏らはその強力な赤外線カメラに目を向け、セファイドが生息する密集地域の塵を突き刺した。彼らは、混雑がフリードマンや他の研究者が主張しているのと同じくらい強い影響があるかどうかをテストしようとしました。
ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡の 6.5 メートルの分割鏡は、2021 年 12 月の打ち上げの数年前の 2017 年に、メリーランド州グリーンベルトにある NASA のゴダード宇宙飛行センターでテストを受けました。
デジリー・ストーバー/NASA
彼らが新しい数値をハッブル望遠鏡のデータから計算された距離と比較したところ、「驚異的な一致が見られた」と宇宙望遠鏡科学研究所に拠点を置くチームのメンバー、ガガンディープ・アナンドは語った。 「基本的に、これはハッブルで行われた研究が依然として良好であることを示しています。」
彼らのウェッブとの最新の結果は、数年前にハッブルで測定した H0 値を再確認しました:73.0 (1.0 km/s/Mpc の誤差あり)。
しかし、混雑の懸念を考慮して、フリードマンはすでに距離の指標として機能する可能性のある代替の星に目を向けていました。これらは、熱狂的な群衆から遠く離れた銀河の郊外で見つかります。
1 つのタイプは、「赤色巨星の枝の先端」 (TRGB) 星です。赤色巨星は、赤い光で明るく輝く、膨らんだ大気を持つ年老いた星です。赤色巨星は老化するにつれて、最終的にはその核のヘリウムに点火します。その瞬間、星の温度と明るさの両方が突然低下すると、宇宙望遠鏡科学研究所の天文学者であり、TRGB で距離測定を校正するウェッブ望遠鏡プロジェクトを主導したクリステン・マックイン氏は述べています。
典型的な銀河には多数の赤色巨星が存在します。これらの星の明るさを温度に対してプロットすると、明るさが低下するポイントがわかります。どの銀河でも、その集団の明るさの広がりは同様であるため、落下直前の星の集団は距離の指標として適しています。天文学者は、これらの恒星集団の観測された明るさを比較することで、相対距離を推定できます。
(どのような方法であっても、物理学者はスケール全体を校正するために、少なくとも 1 つの「アンカー」銀河の絶対距離を推定しなければなりません。リース、フリードマン、その他のグループは、アンカーとして、視差のような効果によって絶対距離が幾何学的に決定された、近くにある異常な銀河を使用します。)
ただし、TRGB を距離インジケーターとして使用するのは、セファイドを使用するよりも複雑です。マックイーンと彼女の同僚は、ウェブ望遠鏡の 9 つの波長フィルターを使用して、明るさが色にどのように依存するかを正確に理解しました。
天文学者らはまた、新しい距離指標、つまり、J領域漸近巨大枝（JAGB）と呼ばれるものに属する炭素豊富な巨星に注目し始めている。これらの星は、銀河の明るい円盤から離れたところに位置し、大量の赤外線を放射します。フリードマン大学の大学院生アビゲイル・リー氏によると、遠距離からそれらを観察する技術はウェッブ時代まで十分ではなかったという。
フリードマン氏と彼女のチームは、11 個の銀河でより確立された距離指標であるセファイド星団とともに、TRGB 星団と JAGB 星団を観測するためのウェッブ望遠鏡の時間を申請しました。 「私はさまざまな方法を強く支持します」と彼女は言いました。
蒸発する溶液
2024 年 3 月 13 日、フリードマン、リー、そしてチームの残りのメンバーはシカゴでテーブルの周りに座り、自分たちに隠していたことを明らかにしました。それまでの数か月間で、彼らは 3 つのグループに分かれていました。各研究者は、セファイド、TRGB、JAGB の 3 つの方法のいずれかを使用して、研究対象の 11 個の銀河までの距離を測定するという課題を課されました。これらの銀河には関連する種類の超新星も存在したため、それらの距離によって、より遠くにあるさらに多くの銀河の超新星までの距離を調整できる可能性があります。これらの遠方の銀河がどれくらいの速さで私たちから遠ざかっていくのか (色から簡単に読み取ることができます) それらの距離で割ると、H0 が求められます。
3 つのグループは、データに追加された独自のランダム オフセットを使用して距離測定値を計算しました。彼らは直接会ったときに、それぞれのオフセットを削除して結果を比較しました。
3 つの方法はいずれも同様の距離を示し、不確実性は 3% 以内でした。それは「ある意味、びっくりするような出来事だった」とフリードマン氏は語った。チームは、距離指標ごとに 1 つずつ、計 3 つの H0 値を計算しました。すべてが理論上の予測 67.4 の範囲内に収まりました。
その瞬間、彼らはハッブルの緊張を消し去ったように見えました。しかし、結果をまとめるために分析を詳しく調べたところ、問題が見つかりました。
JAGB 分析は問題ありませんでしたが、他の 2 つは失敗しました。研究チームは、TRGB 測定に大きな誤差バーがあることに気づきました。彼らは、より多くの TGRB を含めることによって、それらを縮小しようとしました。しかし、実際に調査してみると、銀河までの距離が当初考えていたよりも小さいことがわかりました。この変更により、H0 値が大きくなりました。
セファイドの分析で、フリードマンのチームは誤りを発見しました。セファイドの約半数で、混雑の補正が 2 回適用されていました。これを修正すると、結果として H0 値が大幅に増加しました。フリードマン氏は「そのおかげでアダム（リース）との意見がさらに一致し、彼も少しは幸せになるはずだ」と語った。ハッブルの緊張が復活しました。
シカゴ大学のウェンディ フリードマンは、ウェッブ望遠鏡の観測結果を標準的な宇宙論モデルにどのように当てはめることができるかを研究しています。
ナンシー・ウォン
しかしフリードマン氏は、セファイドベースの H0 測定値は他の測定値ほど信頼できないのではないかと疑っている。たとえば、セファイドの元素組成や各星の近傍などに関する仮定に対して非常に敏感です。セファイド星団が住む銀河円盤内の塵は、セファイド星団の光を吸収し、薄暗くする可能性があります。ウェッブの赤外線視覚は塵を貫通しますが、天文学者はそれを補正するために塵が光をどれだけ吸収しているかを知る必要があります。このため、フリードマン氏と同僚たちは、「塵の深さ」を捉えたハッブル望遠鏡のアーカイブ データに注目しましたが、それはウェッブ データほど高解像度ではありません。そのため、計算された距離に不確実性が加わったと彼女は言いました。
別の問題が浮上しました。彼らがウェッブ望遠鏡で研究した 11 個の銀河は、関連する 4 つの天体 (JAGB、TRGB、セファイド、および関連するタイプの超新星) のすべてをホストする地球に最も近い銀河です。しかし、フリードマンによれば、これらの銀河の超新星は、遠く離れた銀河の超新星よりも本質的に明るいようだという。リース氏らはまた、このサンプルが誤解を招き、偏ったものである可能性があることを懸念している。いずれにせよ、これは宇宙論者がまだ理解していないもう一つのパズルであり、H0 値にも影響します。 「今後数年間、私たち全員が本当に注意を集中しなければならないのはここになると思います」とフリードマン氏は語った。
彼らの論文では、3 つの異なる H0 値が報告されています。 JAGB 測定 (その後の補正を一切行わず、完全にブラインドで行われた測定) では、67.96 km/s/Mpc が得られ、増減は 1.71 km/s/Mpc です。これは理論的予測をさらに軽く叩いたもので、宇宙論の標準モデルを裏付けるようです。
TRGB では、同様の誤差範囲で 69.85 の値が得られます。その結果、ハッブル緊張も緩和されます。
セファイド法では、H0 の値が 72.05 と高くなりましたが、主観がより多く含まれていました。星の特性についての異なる仮定により、値の範囲は 69 から 73 となりました。範囲の上限はリースの測定値と一致します。ローエンドでは、ハッブルの緊張はほとんどなくなります。
「ハッブル定数は 73 であると単純に言うことはできないと思います」とフリードマン氏は言いました。 「これはセファイド距離スケールの最初のテストだと思います。」これは、JAGB と TRGB がより確立された方法のチェックとして機能していることを意味します。 「そして、セファイドをテストしても同じ答えは得られません。ですから、それは重要だと思います。」
方法と不確実性を組み合わせると、平均 H0 値は 69.96、不確実性は 4% となりました。この誤差の範囲は、宇宙膨張率の理論的予測とリースのチームのより高い値の両方と重なっています。
「私は、（ハッブルの）緊張が存在すると明確に結論付ける証拠をまだ持っていないと思います」とフリードマン氏は述べた。 「私にはそれが見えません。」
「すべては、これらすべての系統的エラーを追跡できるかどうかにかかっています」とパールマッター氏は言いました。
緊張と決意
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、H0 を測定する追加の方法も可能にしています。たとえば、天文学者は、銀河の斑点の見え方を距離の代用として使用する初期段階にあります。考え方は単純です。近くにある銀河は星の一部が解像できるため、より塊状に見えますが、より遠くにある銀河はより滑らかに見えます。 「これは基本的に、混雑を距離の尺度に変える方法です」と、リースとの仕事に加えてこのプロジェクトにも関わっているアナンドは言いました。
別の方法も希望をもたらします。大規模な銀河団は歪んだ虫眼鏡のように機能し、その背後にある物体の画像を曲げたり拡大したり、その光が複数の経路を通るにつれて同じ物体の複数の画像を作成したりします。アリゾナ大学の天文学者ブレンダ・フライは、ウェッブ望遠鏡で 7 つの星団を観察するプログラムを主導しています。フライ氏と同僚が昨年、大規模な銀河団 G165 を映す初めての望遠鏡画像を見たとき、「私たちは皆、ただ『以前にはなかったあの 3 つの点は何だろう？』と言いました」と彼女は思い出します。点は、星団の背後で爆発した同じ超新星の 3 つの別々の画像でした。
画像を繰り返し観察した結果、レンズを通した 3 つの超新星画像の到着時間の差を計算することができました。時間遅延はハッブル定数に比例し、ハッブル定数を推測するために使用できます。 「[それは] H0 のワンステップ測定です」とフライ氏は言いました。「これにより、H0 は完全に独立したものになります。」彼らは 75.4 km/s/Mpc の膨張率を測定しましたが、+8.1 または -5.5 km/s/Mpc という大きな不確実性がありました。フライ氏は、さらに数年間同様の測定を行った後、これらの誤差範囲を改善することを期待しています。
Riess 氏と Freedman 氏の両チームは、今後数年間の JWST 観察により、従来のスターベースの手法で答えを導き出すことができると期待しています。
「データの改善により、この問題は最終的には解決されるでしょう。私はかなり早く解決すると思います」とフリードマン氏は語った。 「この問題の真相に迫ります。」
編集者注:この記事は公開後に更新され、Adam Riess からのコメントが追加されました。
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