ตราบใดที่ยังมีจักรวาล อวกาศก็ขยายออกไป มันขยิบตาให้ดำรงอยู่เมื่อประมาณ 13.8 พันล้านปีก่อน และขยายตัวเพิ่มขึ้นนับตั้งแต่นั้นมา เหมือนบอลลูนจักรวาลขนาดยักษ์
อัตราปัจจุบันของการขยายตัวนี้เรียกว่าค่าคงที่ของฮับเบิลหรือ H0และเป็นหนึ่งในหน่วยวัดพื้นฐานของจักรวาล
ถ้าคุณรู้ค่าคงที่ของฮับเบิล คุณจะสามารถคำนวณอายุของจักรวาลได้ คุณสามารถคำนวณขนาดของจักรวาลได้ คุณสามารถคำนวณอิทธิพลของสิ่งลึกลับได้แม่นยำยิ่งขึ้นพลังงานมืดที่ขับเคลื่อนการขยายตัวของจักรวาล และที่น่าสนุกก็คือ H0เป็นหนึ่งในค่าที่จำเป็นในการคำนวณระยะทางระหว่างกาแล็กซี
อย่างไรก็ตาม มีปัญหาใหญ่อยู่ เรามีวิธีการที่แม่นยำสูงหลายวิธีในการกำหนดค่าคงที่ของฮับเบิล… และวิธีการเหล่านี้ให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างกันโดยไม่ทราบสาเหตุ
อาจเป็นปัญหากับการปรับเทียบเทคนิคการวัดของเรา - เทียนมาตรฐานและไม้บรรทัดมาตรฐานที่เราใช้ในการวัดระยะทางคอสมิก (ดูข้อมูลเพิ่มเติมในสักครู่) มันอาจเป็นคุณสมบัติของพลังงานมืดที่ไม่รู้จัก
หรือบางทีความเข้าใจของเราเกี่ยวกับฟิสิกส์พื้นฐานยังไม่สมบูรณ์ เพื่อแก้ไขปัญหานี้อาจต้องอาศัยการพัฒนาแบบที่ได้รับรางวัลโนเบล
แล้วเราจะเริ่มต้นที่ไหน?
พื้นฐาน
โดยทั่วไปค่าคงที่ฮับเบิลจะแสดงด้วยหน่วยระยะทางและเวลารวมกันที่ดูผิดปกติ เช่น กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก หรือ (กม./วินาที)/Mpc เมกะพาร์เซกอยู่ที่ประมาณ 3.3 ล้านปีแสง
การรวมกันนั้นเป็นสิ่งจำเป็นเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพกำลังเร่งขึ้น ดังนั้นสิ่งที่อยู่ไกลจากเราจึงดูเหมือนจะถอยเร็วขึ้น ตามสมมุติฐาน ถ้าเราพบว่ากาแลคซีที่อยู่ห่างออกไป 1 เมกะพาร์เซกกำลังถอยห่างออกไปด้วยความเร็ว 10 กม./วินาที และกาแลคซีที่มีความเร็ว 10 เมกะพาร์เซกดูเหมือนจะถอยห่างออกไปที่ 100 กม./วินาที เราสามารถอธิบายความสัมพันธ์นั้นได้ว่าเป็น 10 กม./วินาทีต่อเมกะพาร์เซก
กล่าวอีกนัยหนึ่งการกำหนดความสัมพันธ์ตามสัดส่วนระหว่างความเร็วของกาแล็กซีที่เคลื่อนออกจากเรา (กม./วินาที) กับระยะห่างของกาแล็กซี (Mpc) คือสิ่งที่ให้ค่าของ H0-
หากมีวิธีง่ายๆ ในการวัดทั้งหมดนี้
นักจักรวาลวิทยาได้คิดค้นหลายวิธีในการไปถึงค่าคงที่ฮับเบิล แต่มีสองวิธีหลัก พวกเขาเกี่ยวข้องกับไม้บรรทัดมาตรฐานหรือเทียนมาตรฐาน
ผู้ปกครองมาตรฐานและสัญญาณของพวกเขา
ผู้ปกครองมาตรฐานจะขึ้นอยู่กับสัญญาณจากช่วงเวลาหนึ่งในจักรวาลยุคแรกที่เรียกว่ายุคแห่งการรวมตัวกันอีกครั้ง- หลังจากที่บิ๊กแบงจักรวาลนั้นร้อนและหนาแน่นมากจนอะตอมไม่สามารถก่อตัวได้ กลับมีเพียงหมอกพลาสม่าที่ร้อนและทึบแสงเท่านั้น หลังจากการทำความเย็นและการขยายตัวประมาณ 380,000 ปี พลาสมานั้นก็เริ่มรวมตัวกันเป็นอะตอมในที่สุด
เราอาศัยสัญญาณสองสัญญาณจากช่วงเวลานี้ อย่างแรกก็คือพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล(CMB) - แสงที่หลุดรอดจากหมอกพลาสม่าเมื่อสสารรวมตัวกันอีกครั้ง และอวกาศกลายเป็นโปร่งใส แสงแรกนี้แม้จะสลัวเหมือนตอนนี้ แต่ยังคงเติมเต็มจักรวาลอย่างเท่าเทียมกันในทุกทิศทาง
ความผันผวนของอุณหภูมิของ CMB แสดงถึงการขยายตัวและการหดตัวในจักรวาลยุคแรกเริ่ม เพื่อนำมารวมไว้ในการคำนวณเพื่อให้เราสามารถสรุปประวัติการขยายตัวของจักรวาลได้
สัญญาณที่สองเรียกว่าแบริออนอะคูสติกออสซิลเลชัน และมันเป็นผลมาจากคลื่นความหนาแน่นของเสียงทรงกลมที่แพร่กระจายผ่านหมอกพลาสมาของจักรวาลยุคแรกเริ่ม และหยุดนิ่งที่ยุคของการรวมตัวกันใหม่
ระยะทางที่คลื่นเสียงนี้สามารถเดินทางได้ในช่วงเวลานี้คือประมาณ 150 เมกะพาร์เซก สิ่งนี้สามารถตรวจพบได้ในรูปแบบความหนาแน่นตลอดประวัติศาสตร์ของจักรวาล โดยเป็น "ผู้ปกครอง" ที่ใช้วัดระยะทาง
เทียนมาตรฐานบนท้องฟ้า
ในทางกลับกัน เทียนมาตรฐานเป็นการวัดระยะทางโดยอิงจากวัตถุในจักรวาลท้องถิ่น สิ่งเหล่านี้ไม่เพียงแค่เป็นดาวฤกษ์หรือกาแล็กซีเก่าๆ เท่านั้น แต่ยังต้องเป็นวัตถุที่มีความสว่างในตัว เช่น ซูเปอร์โนวาประเภท Iaดาวแปรแสงเซเฟอิดหรือดาวได้ที่ปลายกิ่งยักษ์แดง-
“เมื่อคุณดูดวงดาวบนท้องฟ้า คุณสามารถวัดตำแหน่งซ้ายและขวาได้อย่างแม่นยำ คุณสามารถชี้ไปที่ดวงดาวได้อย่างแม่นยำ แต่คุณไม่สามารถบอกได้ว่าพวกมันอยู่ไกลแค่ไหน” นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ทามารา เดวิสจากมหาวิทยาลัยควีนส์แลนด์ในออสเตรเลีย บอกกับ ScienceAlert
"เป็นเรื่องยากมากที่จะบอกความแตกต่างระหว่างสิ่งที่สว่างจริงๆ และอยู่ไกล หรือสิ่งที่จางๆ และใกล้ ดังนั้นวิธีที่ผู้คนวัดคือการค้นหาสิ่งที่เป็นมาตรฐานในทางใดทางหนึ่ง เทียนมาตรฐานคือสิ่งที่ทราบถึงความสว่าง "
ทั้งไม้บรรทัดมาตรฐานและเทียนมาตรฐานมีความแม่นยำเท่าที่เราจะทำได้ ซึ่งก็คือ - มาก และทั้งคู่ให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างกันเมื่อใช้ในการคำนวณค่าคงที่ฮับเบิล
ตามผู้ปกครองมาตรฐานนั่นคือจักรวาลยุคแรก H0อยู่ที่ประมาณ 67 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก สำหรับเทียนมาตรฐาน - จักรวาลท้องถิ่น - จะมีความเร็วประมาณ 74 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก
ผลลัพธ์เหล่านี้ไม่มีระยะขอบของข้อผิดพลาดที่เกือบจะปิดช่องว่างระหว่างผลลัพธ์เหล่านั้นด้วยซ้ำ
ประวัติความเป็นมาของช่องว่าง
นักดาราศาสตร์ Alexander Friedmann และ Georges Lemaître สังเกตเห็นเป็นครั้งแรกว่าจักรวาลกำลังขยายตัวตลอดช่วงทศวรรษปี ค.ศ. 1920 ในปี ค.ศ. 1929 เอ็ดวิน ฮับเบิล ได้คำนวณอัตราการขยายตัวโดยใช้เทียนมาตรฐานที่เรียกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดซึ่งมีความสว่างแตกต่างกันไปเป็นระยะ เนื่องจากจังหวะเวลาของความแปรปรวนนั้นเชื่อมโยงกับความสว่างภายในของดาวฤกษ์เหล่านี้ จึงทำให้เป็นเครื่องมือวัดระยะทางที่ดีเยี่ยม
แต่การปรับเทียบระยะทางยังไม่ถูกต้องนัก ซึ่งส่งต่อไปยังการวัดระยะทางจักรวาล ดังนั้นการคำนวณในช่วงแรกจึงให้ค่า H0ประมาณ 500 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก
“มีปัญหาเกิดขึ้นทันทีเนื่องจากนักธรณีวิทยาซึ่งกำลังศึกษาโลก รู้ว่าโลกมีอายุประมาณ 4 พันล้านปี” เดวิสกล่าว
“ถ้าคุณคำนวณอัตราการขยายตัวเป็น 500 กม./วินาที คุณสามารถคำนวณได้ว่าจะต้องใช้เวลานานเท่าใดจึงจะถึงขนาดปัจจุบันของจักรวาล และนั่นจะเป็นเวลาประมาณ 2 พันล้านปี นั่นหมายความว่าโลกมีอายุมากกว่า จักรวาล - ซึ่งเป็นไปไม่ได้ - และผู้คนก็เลยไป โธ่!
นั่นคือจุดที่ค่าคงที่ของฮับเบิลยังคงอยู่จนกระทั่งประมาณทศวรรษปี 1950 เมื่อนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน วอลเตอร์ โบเดอ ค้นพบว่ามีดาวแปรแสงเซเฟอิดอยู่สองประเภท ทำให้สามารถคำนวณค่าคงที่ฮับเบิลได้อย่างละเอียด ความเร็วลดลงเหลือประมาณ 100 (กม./วินาที)/Mpc
-John Huchra/ศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ฮาร์วาร์ด-สมิธโซเนียน-
จากนั้น คุณจะรู้ว่ามันดำเนินไปอย่างไร - คุณสามารถดูความคืบหน้าได้บนกราฟด้านบน เมื่อเทคโนโลยี เทคนิค และความเข้าใจของเราได้รับการพัฒนามากขึ้นเรื่อยๆ การคำนวณคงที่ของฮับเบิลก็เช่นกัน พร้อมกับความมั่นใจของเราในการคำนวณเหล่านั้น
“เราเคยมีแถบค่าคลาดเคลื่อนเป็นบวกหรือลบ 50” เดวิสกล่าว "ตอนนี้เรามีแถบค่าคลาดเคลื่อนเป็นบวกหรือลบ 1 หรือ 2 เนื่องจากการวัดได้ดีมาก เทคนิคเหล่านี้จึงแตกต่างกันมากจนยากที่จะอธิบายด้วยข้อผิดพลาดในการวัด"
เรื่องใหญ่คืออะไร?
ปัจจุบัน ความแตกต่างระหว่างสองค่านิยมที่เรียกว่าความตึงเครียดของฮับเบิล อาจดูเหมือนไม่มากนัก แต่เป็นเพียงแค่เท่านั้นร้อยละ 9.4-
แต่นักจักรวาลวิทยายังไม่ทราบว่าสาเหตุของความคลาดเคลื่อนนี้อยู่ที่ใด ปัญหาที่ชัดเจนที่สุดน่าจะเป็นเรื่องของการสอบเทียบ แต่แหล่งที่มาของมันยังคงเข้าใจยาก
ตัวอย่างเช่น หลายทีมได้คำนวณ H0จาก CMB ตามการวัดที่ได้จากหอดูดาวพลังค์ เป็นไปได้ว่าปัญหาอาจอยู่ที่การตีความข้อมูลของเรา แต่กแบบสำรวจ CMB ปี 2562โดยเครื่องมืออื่นคือกล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาอาตาคามา ซึ่งเห็นด้วยกับข้อมูลพลังค์
นอกจากนี้ เอช0การคำนวณจากการสั่นของเสียงแบริออนที่วัดโดยเครื่องมือที่แตกต่างอย่างสิ้นเชิง Sloan Digital Sky Surveyกลับผลลัพธ์เดียวกัน-
บางทีเทียนมาตรฐานของเราอาจทำให้เราหลงทางได้เช่นกัน วัตถุเหล่านี้ถูกจัดกลุ่มเป็นระยะๆ ก่อตัวเป็น "บันไดระยะทางจักรวาล" ก่อนอื่นพารัลแลกซ์- ดาวฤกษ์ใกล้เคียงดูเหมือนจะเปลี่ยนตำแหน่งเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปอย่างไร - ใช้ในการตรวจสอบระยะทางของดาวแปรผันทั้งสองประเภท
ขั้นตอนถัดไปจากดาวแปรแสงคือนอกดาราจักรซูเปอร์โนวาประเภท Ia- มันเหมือนกับการปีนบันไดออกไปไกลออกไปในจักรวาล และ "แม้แต่ข้อผิดพลาดเล็กๆ น้อยๆ ในขั้นตอนใดขั้นตอนหนึ่งก็สามารถแพร่กระจายไปสู่ข้อผิดพลาดที่ใหญ่กว่าได้ในภายหลัง" เดวิสชี้ให้เห็น
ความพยายามอื่นๆ ในการแก้ไขปัญหาเกี่ยวข้องกับการคิดถึงพื้นที่ที่ล้อมรอบเราในลักษณะที่แตกต่างออกไป
ที่สมมติฐานฟองสบู่ฮับเบิลตัวอย่างเช่น มีพื้นฐานมาจากแนวคิดที่ว่าทางช้างเผือกนั้นอยู่ใน 'ฟอง' ความหนาแน่นค่อนข้างต่ำในจักรวาล และล้อมรอบด้วยวัสดุที่มีความหนาแน่นสูงกว่า ผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของวัสดุที่มีความหนาแน่นสูงกว่านี้จะดึงพื้นที่ภายในฟอง ทำให้พื้นที่ในท้องถิ่นดูเหมือนจะขยายตัวในอัตราที่เร็วกว่าเอกภพยุคแรกๆ
แม้ว่าสิ่งที่กล่าวมาทั้งหมดมีส่วนทำให้เกิดปัญหาจริงๆ แต่ก็แทบจะไม่เพิ่มความคลาดเคลื่อนถึง 9.4 เปอร์เซ็นต์เลย
“ผู้คนค่อนข้างมีความคิดสร้างสรรค์ในการคิดหาวิธีที่เป็นไปได้ที่วิธีการต่างๆ อาจผิดพลาดได้ และจนถึงขณะนี้ ยังไม่มีใครโต้แย้งได้อย่างน่าเชื่อถือว่าข้อผิดพลาดใดๆ ก็สามารถอธิบายความแตกต่างที่เราเห็นได้”นักจักรวาลวิทยา แมทธิว คอลเลสส์จากมหาวิทยาลัยแห่งชาติออสเตรเลีย บอกกับ ScienceAlert
"อาจเป็นไปได้ที่ข้อผิดพลาดเล็กๆ น้อยๆ ต่างๆ มากมายเรียงกันในลักษณะเดียวกัน แต่แหล่งที่มาของข้อผิดพลาดเหล่านี้ไม่เกี่ยวข้องกัน คงจะเป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจมากและโชคร้ายอย่างยิ่งหากเกิดข้อผิดพลาดประเภทต่างๆ กับเรา ล้วนกองรวมกันไปทางเดียวและพาเราไปทางเดียว”
บางทีโทษอาจอยู่ที่ฟิสิกส์?
ในแง่อื่นๆ แบบจำลองทางจักรวาลวิทยาของเราทำงานได้ดีอย่างน่าทึ่ง ดังนั้น หากคุณพยายามเปลี่ยนองค์ประกอบพื้นฐานของค่าคงที่ฮับเบิล อย่างอื่นก็มีแนวโน้มจะพัง
"คุณสามารถเปลี่ยนไม้บรรทัดมาตรฐานได้" Colless กล่าว "แต่แล้วคุณก็ทำลายข้อสังเกตอื่นๆ ที่เกิดขึ้น เช่น ปริมาณสสารในจักรวาล มวลของนิวตริโน- สิ่งต่างๆ เช่นนั้น วัดผลได้ดีและอธิบายได้ด้วยโมเดลปัจจุบัน แต่พังโดยการเปลี่ยนแปลงที่คุณต้องทำเพื่อ 'แก้ไข' ไม้บรรทัดมาตรฐาน"
ซึ่งนำไปสู่ - เราพลาดอะไรไป? มันเป็นปัญหากับ... ฟิสิกส์พื้นฐานหรือเปล่า?
“ฉันค่อนข้างคิดว่ามันมีแนวโน้มที่จะเกิดข้อผิดพลาด” เดวิสกล่าว “แต่เป็นเรื่องยากจริงๆ ที่จะอธิบายได้ว่าข้อผิดพลาดนั้นมาจากไหนในการวัดปัจจุบัน ดังนั้นฉันอายุเกือบ 50-50 ปีแล้ว มันเป็นความคลาดเคลื่อนที่น่าสนใจ และน่าสนใจจริงๆ ที่จะลองหาคำตอบว่าทำไม”
หากตัวเลือกของเราคือ "มนุษย์ยัดเยียดอะไรบางอย่าง" และ "จริงๆ แล้ว ฟิสิกส์เป็นสิ่งที่ผิด" โดยทั่วไปแล้วการตำหนิจะตกอยู่ที่ตัวเลือกแรก
จริงๆแล้วนั่นคือการพูดน้อย "ฟิสิกส์ใหม่" เป็นคำตอบที่หายากมาก แต่ความตึงเครียดของฮับเบิลเป็นปัญหาที่ลื่นไหล ท้าทายทุกความพยายามในการแก้ปัญหาที่นักจักรวาลวิทยาสามารถคิดออกได้
ซึ่งทำให้มันน่าตื่นเต้นอย่างเหลือเชื่อ
จุดเหล่านี้ส่วนใหญ่เป็นกาแลคซี -NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) และทีม HUDF-
เป็นไปได้ว่ามีอะไรบางอย่างทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปไม่ได้คำนึงถึง นั่นคงจะเป็นเรื่องบ้า: ทฤษฎีของไอน์สไตน์รอดพ้นจากการทดสอบหลังจากนั้นการทดสอบจักรวาล- แต่เราไม่สามารถลดความเป็นไปได้ได้
โดยธรรมชาติแล้ว ยังมีความเป็นไปได้อื่นๆ เช่นกัน เช่น ความลึกลับอันมหาศาลของพลังงานมืด เราไม่รู้ว่าพลังงานมืดคืออะไร แต่ดูเหมือนว่าจะเป็นพลังพื้นฐานที่มีความรับผิดชอบสำหรับความกดดันด้านลบนั่นกำลังเร่งการขยายตัวของจักรวาลของเรา อาจจะ.
“แนวคิดเดียวที่คลุมเครือของเราก็คือ ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาของไอน์สไตน์ ซึ่งเป็นพลังงานของสุญญากาศ” โคลเลสส์กล่าว “แต่เราไม่ทราบแน่ชัดว่ามันทำงานอย่างไร เพราะเราไม่มีวิธีที่น่าเชื่อถือในการทำนายว่าค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาควรเป็นเท่าใด”
อีกทางหนึ่ง มันอาจเป็นช่องว่างในการเข้าใจแรงโน้มถ่วงของเรา แม้ว่า "ฟิสิกส์ใหม่ที่ส่งผลต่อทฤษฎีที่เป็นพื้นฐานเช่นเดียวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปนั้นหาได้ยากอย่างยิ่ง" Colless ชี้ให้เห็น
“ถ้ามีฟิสิกส์ใหม่ๆ และถ้ามันกลายเป็นว่าต้องมีการปรับเปลี่ยนทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป นั่นคงจะเป็นฟิสิกส์ที่ก้าวหน้าระดับรางวัลโนเบลอย่างแน่นอน”
หนทางเดียวที่จะก้าวไปข้างหน้า
ไม่ว่าจะเป็นความผิดพลาดในการสอบเทียบ ความผิดพลาดครั้งใหญ่ในความเข้าใจฟิสิกส์ของเราในปัจจุบัน หรืออย่างอื่นทั้งหมด มีทางเดียวเท่านั้นที่จะก้าวไปข้างหน้าได้ หากเราจะแก้ไขค่าคงที่ของฮับเบิล นั่นคือการทำวิทยาศาสตร์ให้มากขึ้น
ประการแรก นักจักรวาลวิทยาสามารถทำงานร่วมกับข้อมูลปัจจุบันที่เรามีอยู่แล้วเกี่ยวกับแท่งเทียนมาตรฐานและไม้บรรทัดมาตรฐาน ปรับแต่งเพิ่มเติมและลดแถบข้อผิดพลาดให้มากยิ่งขึ้น เพื่อเสริมสิ่งนี้ เรายังสามารถรับข้อมูลใหม่ได้อีกด้วย
ตัวอย่างเช่น Colless กำลังทำงานในโครงการในออสเตรเลียโดยใช้เทคโนโลยีที่ล้ำสมัยตราสารไทปันติดตั้งใหม่ที่หอดูดาว Siding Spring ทีมนั้นจะสำรวจกาแลคซีนับล้านในจักรวาลท้องถิ่นเพื่อวัดการแกว่งของเสียงแบริออนใกล้กับเรามากที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ เพื่อพิจารณาปัญหาการวัดที่เกิดจากระยะทาง
"เราจะวัดกาแลคซีใกล้เคียง 2 ล้านแห่ง ทั่วทั้งซีกโลกใต้และซีกโลกเหนืออีกเล็กน้อย ใกล้เคียงที่สุดเท่าที่เราจะทำได้ ให้มองหาสัญญาณการแกว่งของเสียงแบริออน และวัดขนาดดังกล่าวด้วย 1 เปอร์เซ็นต์ ความแม่นยำต่ำมากกะแดง-
นี่คือปริมาตรเท่ากับพื้นที่ที่บันไดระยะทางครอบคลุม ดังนั้น หากผลลัพธ์ของ TAIPAN มีปริมาตรเท่ากันนั้น จะส่งกลับค่า H067 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก ปัญหาอาจอยู่ที่เทียนมาตรฐานของเรา
ในทางกลับกัน หากผลลัพธ์ใกล้กับ 74 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก ก็แสดงว่าเทียนมาตรฐานมีความแข็งแกร่งมากกว่า
สาขาการวิจัยที่เกิดขึ้นใหม่ก็เป็นทางเลือกเช่นกัน ไม่ใช่เทียนมาตรฐานหรือไม้บรรทัดมาตรฐาน แต่เป็นไซเรนมาตรฐานคลื่นความโน้มถ่วงดาราศาสตร์ - ระลอกคลื่นในกาลอวกาศแพร่กระจายโดยการชนกันครั้งใหญ่ระหว่างหลุมดำและดาวนิวตรอน
ภาพเคลื่อนไหวของดาวนิวตรอนสองดวงชนกัน -คาลเทค/YouTube-
“พวกมันคล้ายกับซูเปอร์โนวาตรงที่เรารู้ว่าพวกมันสว่างแค่ไหน” เดวิสกล่าว
“โดยพื้นฐานแล้วมันก็เหมือนกับเทียนมาตรฐาน บางครั้งเรียกว่าไซเรนมาตรฐาน เพราะความถี่ของคลื่นความโน้มถ่วงบอกคุณว่ามันสดใสแค่ไหน เนื่องจากเรารู้จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปถึงความสัมพันธ์ระหว่างความถี่และความสว่าง เราจึงไม่จำเป็นต้องปรับเทียบใดๆ เราแค่มีตัวเลขซึ่งทำให้สะอาดกว่าวิธีอื่นๆ เหล่านี้มาก"
ยังคงเป็นเรื่องยากที่จะวัดค่าคงที่ของฮับเบิลด้วยคลื่นความโน้มถ่วง แต่การคำนวณเบื้องต้นมีแนวโน้มดี ในปี 2560ดาวนิวตรอนการชนกันทำให้นักดาราศาสตร์สามารถจำกัดการชนให้แคบลงได้70 (กม./วินาที)/กมโดยมีแถบข้อผิดพลาดใหญ่พอที่จะครอบคลุมทั้ง 67 และ 74 และบางส่วน
แต่จากการสังเกตเพียงครั้งเดียว เดวิสกล่าวว่า การวัดที่แม่นยำเช่นนี้น่าทึ่งมาก
“เราได้ตรวจวัดซุปเปอร์โนวาหลายพันแห่งแล้ว” เธอกล่าว "เราได้วัดกาแลคซีนับล้านเพื่อวัดการสั่นของเสียงแบริออน เราได้สำรวจท้องฟ้าทั้งหมดเพื่อวัดพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล
“และวัตถุชิ้นเดียวนี้ ซึ่งวัดคลื่นความโน้มถ่วงได้ครั้งเดียว มีแถบข้อผิดพลาดประมาณ 10 เปอร์เซ็นต์ ซึ่งต้องใช้เวลาหลายสิบปีกับการสำรวจอีกชิ้นหนึ่ง”
ดาราศาสตร์คลื่นความโน้มถ่วงยังอยู่ในช่วงเริ่มต้น - เพียงเรื่องของเวลาก่อนที่เราจะตรวจพบการชนกันของดาวนิวตรอนมากพอที่จะปรับแต่งผลลัพธ์เหล่านั้นได้อย่างเพียงพอ โชคดีที่สิ่งนี้จะช่วยคุ้ยหาสาเหตุของความตึงเครียดของฮับเบิลได้
ไม่ว่าจะด้วยวิธีใดก็ตาม มันจะสร้างประวัติศาสตร์ แน่นอนว่าฟิสิกส์แบบใหม่คงจะน่าทึ่งมาก แต่ข้อผิดพลาดในบันไดระยะทางจะทำให้ดาราศาสตร์สั่นคลอน อาจหมายความว่ามีบางอย่างที่เราไม่เข้าใจเกี่ยวกับซูเปอร์โนวาประเภท Ia หรือการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์
ไม่ว่ามันจะสั่นคลอนด้วยวิธีใดก็ตาม การแก้ปัญหาความตึงเครียดของฮับเบิลจะมีผลกระทบที่กระเพื่อมไปทั่ววิทยาศาสตร์ทางดาราศาสตร์
“นั่นเป็นสาเหตุที่นักจักรวาลวิทยาตื่นเต้นกับเรื่องนี้มาก เนื่องจากทฤษฎีจักรวาลวิทยาได้ผลดีมาก เราจึงตื่นเต้นมากเมื่อเราพบสิ่งที่ไม่สามารถคาดเดาได้ เพราะเมื่อสิ่งต่างๆ พังทลาย นั่นคือตอนที่คุณเรียนรู้” Colless กล่าว
"วิทยาศาสตร์เป็นเรื่องเกี่ยวกับการลองผิดลองถูก และข้อผิดพลาดคือคุณเรียนรู้สิ่งใหม่ๆ"
