多くの宇宙学者にとって、中性子星と星との合体に関する最も優れた点は、これらの出来事が宇宙の極秘の秘密として宇宙に飛び火することである。科学者たちは、最近検出されたこれらの星のうち 2 つの衝突からの重力信号と電磁信号を組み合わせて、他のアプローチよりも明確な方法で、宇宙の構造がどのくらいの速度で膨張しているかを決定しました。これは、ハッブル定数と呼ばれる、議論の多い数字です。
中性子星衝突が発表されてから数日間、ハッブルの専門家たちは、このような出来事が論争を解決できるかどうかではなく、どれくらい早く解決できるかについて議論していることに驚いています。
1929 年にアメリカの天文学者エドウィン ハッブルが宇宙が膨張しており、したがって宇宙には始まりがあることを初めて証明して以来、科学者たちは宇宙の膨張率について熱心に議論してきました。膨張の速さは、その中に何が含まれているか (物質、暗黒エネルギー、放射線がさまざまな方法で押したり引いたりするため) とその年齢を反映するため、ハッブル定数の値は宇宙論の残りの部分を理解する上で非常に重要になります。
しかし、最も正確に測定する 2 つの方法では異なる答えが得られ、奇妙なことに 8% の差異があり、これが「現在、宇宙論における最大の緊張である」とシカゴ大学カブリ宇宙物理研究所のダン・スコルニック氏は述べています。この不一致は、宇宙学者が宇宙の進化に影響を与えた重要な詳細を考慮していないことを示す手がかりとなる可能性があります。しかし、それが事実かどうかを確認するには、測定結果を独立してチェックする必要があります。
中性子星衝突 — レーザー干渉計重力波天文台 (LIGO) と乙女座検出器によって新たに検出可能になりました — は、まさにそれが現実のようです。
シカゴ大学とLIGOの天体物理学者で、新しいハッブル測定に中心的に関わったダニエル・ホルツ氏は電子メールで、「この最初の衝突により、我々は宇宙論のテーブルに着くことができた」と述べた。 「さらに多くのことを達成すればするほど、この分野で大きな役割を果たすことが期待できます。」
膨張する宇宙では、天体が遠ざかるほど、遠ざかる速度が速くなります。ハッブル定数はどれくらい速いかを示します。エドウィン ハッブル自身は、銀河と銀河の間の距離がメガパーセク増えるごとに、銀河は秒速 500 キロメートル速く遠ざかると推定しています (1 メガパーセクは約 330 万光年です)。これはまったくの過大評価でした。 1970 年代までに、天体物理学者は、手法に応じて、メガパーセクあたり 1 秒あたり 50 キロメートルまたは 100 キロメートル程度のハッブル定数の値を好みました。ミスがなくなり、両陣営は中央付近で合流した。しかし、過去1年半でハッブル問題が再燃した。今回は、67 が 73 に対して拮抗しています。
73 というより高い推定値は、多くの天体を観測し、それぞれの距離と速度の両方を推定することによって得られます。星や銀河がどれくらいの速さで遠ざかっていくのかは、その「赤方偏移」（遠ざかる救急車のサイレンの音のピッチが下がるのと同じ理由で起こる色が赤くなること）を見ることで比較的簡単にわかります。近隣の他の物体の重力によって引き起こされる物体の「特異な速度」を修正すると、宇宙膨張による後退速度が残ります。
しかし、歴史的には、ハッブル定数を計算するために必要な他のデータ ポイントである物体までの距離を測定することは非常に難しいことが証明されています。
物体がどれだけ離れているかを測定するために、天文学者は「宇宙距離はしご」に段を積み上げ、各段がより遠くにある段を校正します。彼らは、視差、つまり一年を通して空を横切る星の見かけの動きを利用して、天の川の星までの距離を推定することから始めます。この情報により、天文学者はいわゆるセファイド星の明るさを推定することができます。これらの星はすべて既知の固有の明るさで輝くため、いわゆる「標準キャンドル」として使用できます。次に、近くの銀河でこれらのセファイド星を発見し、それらの星を使用して銀河がどれくらい離れているかを計算します。次に、セファイドは Ia 型超新星、つまり遠くの銀河で見られるさらに明るい (よりまれではあるが) 標準的なキャンドルまでの距離を校正するために使用されます。
ある段から次の段へジャンプするたびに、計算を誤る危険があります。それでも、2016 年に、SH0ES として知られるチームは、宇宙距離はしごアプローチを使用して、ハッブル定数を 2.4 パーセントの精度で 73.2 に固定しました。
しかし、同じ年に発表された論文では、チームは初期宇宙のプランク望遠鏡の観測結果を使用して、現在の膨張率の値 67.8 を取得しました。これはおそらく 1% の精度でした。
プランクのチームは、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) と呼ばれる古代の微かな光の霧雨から出発し、ビッグバンから 38 万年後の重大な瞬間に見られた宇宙の様子を明らかにしました。 CMB のスナップショットは、シンプルでほぼ滑らかな、プラズマに満ちた若い宇宙を描いています。あらゆる異なる波長の圧力波がプラズマ中にさざ波を立て、プラズマを圧縮したり引き伸ばしたりして、異なる長さのスケールで微妙な密度の変化を生み出しました。
CMB に記録された瞬間、ビッグバンがすべて振幅ゼロに達して以来、特定の波長の圧力波はうねりの適切な部分を経て、瞬間的に消滅し、関連する長さスケールで滑らかなプラズマ密度を生成したと考えられます。一方、他の波長の圧力波は、重要な瞬間に振幅が正確にピークに達するのにちょうどいい量でうねり、プラズマを可能な限り最大限に引き延ばしたり絞ったりして、関連するスケールで最大の密度変化を生み出します。
さまざまなスケールでの密度変化の山と谷は、プランクのような望遠鏡で捉えられ、「CMB パワー スペクトル」としてプロットされ、若い宇宙に関する事実上すべてを符号化します。特にハッブル定数は、ピーク間の距離を測定することで再構築できます。 「これは幾何学的な効果です」と、カリフォルニア工科大学の理論物理学者、レオ・スタインは説明しました。宇宙が拡大すればするほど、CMB からの光は拡大する時空の中でさらに湾曲し、私たちの目には頂点がより近くに見えるはずです。
宇宙の構造に注入される目に見えない「暗黒エネルギー」の挙動など、他の自然の特性も、山頂がどのように見えるかに影響を与えます。したがって、プランクの科学者は、ハッブル定数の推定値 67 に到達するために、他のすべての宇宙論的パラメータについて仮定を立てる必要がありました。
シカゴ大学の天体物理学者であり、宇宙距離はしごアプローチの先駆者であるウェンディ・フリードマン氏は、2つのハッブル測定の類似性は、それらを決定するために使用された大きく異なるアプローチを考慮すると「驚くべきことである」と述べた。それでも、それらの誤差の範囲は重なりません。 SH0ES チームを率いたジョンズ・ホプキンス大学のアダム・リース氏は、「宇宙は、若い頃の様子や今後どのように進化すると予想されるかに基づいて、予想よりも約 8% 早く膨張しているように見えます」 とサイエンティフィック・アメリカンに語った。 去年。 「私たちはこれをかなり真剣に受け止めなければなりません。」
67 対 73 の矛盾は、一方または両方の未知のエラーに起因する可能性があります。あるいは、それは現実的で重要なものである可能性があります。これは、初期宇宙から現在までのプランクチームの外挿には、歴史の流れを変え、予想よりも速い膨張率をもたらした宇宙の要素が欠けていることを示すものかもしれません。たとえば、仮説上の 4 番目のタイプのニュートリノが幼少期の宇宙に存在した場合、放射圧が増加し、CMB のピーク幅に影響を与えたでしょう。あるいは、その反発圧力が宇宙の膨張を加速させるダーク エネルギーが、時間の経過とともに密度を増していく可能性があります。
突然、中性子星の衝突が決定的な投票を行うために現実化しました。
マサチューセッツ工科大学のホルツ氏とスコット・ヒューズ氏が20年前のバーナード・シュッツ氏の研究を基にして2005年の論文で星々の衝突を「標準サイレン」と呼んだ。彼らは、ガスや塵によって暗くならない時空を通って、波紋のラッシュを外側に送ります。このため、重力波は衝突の強さの正確な記録を送信し、科学者は「衝突源までの距離を直接推測する」ことができるとホルツ氏は説明した。 「距離のはしごや、あまり理解されていない天文学的な校正はありません。[衝突]の音がどれくらい大きいか、そして音が時間の経過とともにどのように変化するかを聞いて、距離を直接推測します。」天文学者は中性子星衝突による電磁光も検出できるため、赤方偏移を使用して、合体した星がどれくらいの速度で遠ざかっているかを判断できます。後退速度を距離で割るとハッブル定数が得られます。
最初の中性子星衝突だけから、ホルツと何百人もの共著者は、ハッブル定数がメガパーセク当たり秒速 70 キロメートル、10 を超えると計算しました。 (主な不確実性の原因は、LIGO 検出器に対する合体中性子星の未知の角度方向であり、これが信号の測定振幅に影響します)。宇宙の距離のはしごと宇宙のマイクロ波背景のハッブル推定。 「どちらかの側に簡単に移ることができます。」
今後数年間でより多くの標準サイレンが聞こえるようになり、特に LIGO の感度が向上し続けるにつれて、測定の精度は着実に向上するでしょう。ホルツ氏は、「今回のようなイベントがあと約 10 回発生すると、[誤差は] 1% に達するでしょう」と述べていますが、これは暫定的な推定であり議論の余地があると強調しています。リース氏は、そのレベルに達するには標準的なサイレンが 30 発ほど必要だと考えています。すべては、LIGO と Virgo が最初の検出でどれだけ幸運に恵まれたかにかかっています。 「この方法はゲームチェンジャーとなる可能性を秘めていると思います」とフリードマン氏は語った。 「これがどのくらいの速さで起こるか、[または] これらのオブジェクトの速度はどれくらいになるか…まだわかりません。」
SH0ES の一員だったスコルニック氏は、プランクの測定に対するチームの緊張が非常に大きいため、「標準的なサイレン アプローチが興味深いものになるために 1% に達する必要はない」と述べました。
より多くの標準的なサイレンが鳴り響くにつれて、サイレンは徐々にハッブル定数を決定的に決定し、膨張率が若い宇宙に基づく予想と一致するかどうかを判断します。ホルツ氏は興奮している。 「私は、ハッブルの標準的なサイレン測定という 1 つのプロットを作成することを願って、人生の最後の 10 年を捧げてきました。私は自分のハッブル プロットを作成する必要がありました。それは美しいものです。」
