O enigmă nerezolvată

În urmă cu aproape trei ani, aveam privilegiul să public articolul intitulat ”O enigmă întunecată”. Vă povesteam acolo despre discrepanțe între măsurătorile cu ajutorul cărora se determină constanta lui Hubble. Speram că nu va trece mult timp până când ele vor fi explicate. M-am înșelat. Ultimele rezultate publicate adâncesc misterul.

Cred că v-am obișnuit. Pentru a putea călători un pic mai relaxați printre noile informații pe care vi le voi prezenta, încep cu o…

Scurtă istorie

Mult timp s-a crezut că Universul nostru este alcătuit dintr-o singură galaxie: Calea Lactee. Astronomii vedeau prin instrumentele lor galaxiile învecinate, dar le-au catalogat ca fiind niște nebuloase, cum ar fi cea din constelația Andromeda. Astronomii încă nu aveau la dispoziție o metodă sigură, prin care să poată determina distanțele până la stelele îndepărtate. În 1908, Henrietta Swan Leavitt a descoperit că anumite stele variabile, cefeidele, au o caracteristică interesantă: luminozitatea lor absolută depinde de perioada de variație. Altfel spus, cu cât perioada de variație (durata dintre două maxime sau minime de luminozitate) este mai mare, cu atât luminozitatea lor absolută este mai mare. Această constatare a pus la dispoziția astronomilor o soluție un reper excelent pentru măsurarea distanțelor în Univers.

Fac acum un apel la imaginația dumneavoastră. Imaginați-vă că măsurați luminozitatea unui bec aflat la o anumită distanță. Cunoașteți deja, din caracteristicile tehnice, luminozitatea lui absolută. Mai știți că luminozitatea măsurată de dumneavoastră este invers proporțională cu pătratul distanței până la becul cu pricina. Chiar dacă nu stați bine cu matematica, vă puteți imagina că există o relație matematică prin care, folosindu-vă de luminozitatea măsurată și cea absolută, puteți determina distanța până la bec. Același raționament îl folosesc și astronomii pentru a determina distanțele până la cefeide. În plus, ei stăpânesc foarte bine matematica.

Începând cu 1923, astronomul american Edwin Hubble începe să observe câteva stele cefeide din nebuloasa din Andromeda. Calculând distanța până la ele, prin metoda schițată mai sus, obține valoarea de 900.000 de ani lumină. O valoare uriașă, care ducea la o concluzie de-a dreptul revoluționară. În Univers nu există doar o singură galaxie. Nebuloasa din Andromeda este o galaxie de sine stătătoare, o soră a Căii Lactee. Trebuie să vă mai spun că distanța obținută de Hubble era mult mai mică decât cea calculată în timpurile noastre, cu ajutorul unor instrumente mult mai precise decât cele disponibile în anii 1920. Acum știm că distanța dintre Calea Lactee și Andromeda este de circa 2,5 milioane de ani lumină.

Hubble nu s-a oprit aici cu măsurătorile sale. A mai luat în considerare un parametru, deplasarea spre roșu a spectrelor stelare. Ideea era relativ simplă și se baza pe efectul Doppler, care ne spune că spectrul unei stele care se îndepărtează de noi se deplasează spre roșu iar această deplasare este proporțională cu viteza de îndepărtare. Deși inițial Hubble credea că este posibil ca această deplasare spre roșu să fie rezultatul ”îmbătrânirii” fotonilor, el a folosit formula lui Dopller pentru a estima viteza de îndepărtare a galaxiilor. Astfel a putut să enunțe legea care astăzi îi poartă numele. Ea ne spune că viteza de îndepărtare este proporțională cu distanța. Factorul de proporționalitate poartă numele de ”constanta lui Hubble” și se măsoară în km/s/Mpc (kilometru pe secundă pe megaparsec). Un parsesc reprezintă  distanța de la care raza orbitei terestre se vede sub un unghi de o secundă de arc. Practic un parsesc este egal cu aproximativ 3,26 ani lumină. Inițial valoarea calculată de Hubble pentru constanta care avea să îi poarte numele era de 500 km/s/Mpc , de vreo șase ori mai mare față de valoarea determinată în zilele noastre, când avem instrumente și metode de măsurare mult mai precise decât cele care îi erau accesibile lui Hubble în primele decenii ale secolului XX.

Această nouă descoperire a lui Hubble demonstra faptul că nu trăim într-un Univers static, ci într-unul aflat în expansiune, o constatare de-a dreptul revoluționară.

Nu voi comenta acum importanța fundamentală a acestor două descoperiri ale lui Hubble. Am făcut-o cu alte ocazii. Vreau să ne apropiem repede de zilele noastre.

Prezentul

În prezent dispunem de mai multe metode cu ajutorul cărora să putem determina constanta lui Hubble, care se pot grupa în două categorii principale. Prima categorie se bazează pe măsurători directe: distanța se determină prin măsurarea luminozității aparente a unor surse a căror luminozitate absolută este cunoscută. În cazul lui Hubble aceste surse au fost cefeidele. În a doua categorie intră măsurătorile indirecte, care se bazează pe analiza fondului cosmologic de radiații. Practic, în acest caz, sunt analizați fotonii care provin din Universul timpuriu, din vremea în care acesta devenise transparent, la circa 380.000 de ani după Big Bang. Teoretic, valorile obținute prin cele două metode ar trebui să fie identice sau, măcar, foarte apropiate. Spre surpriza astrofizicienilor acest lucru nu se întâmplă. Practic, pe baza datelor transmise de către telescopul spațial Planck, referitoare la fondul cosmologic de radiații, constanta lui Hubble are valoarea de circa 67,4 km/s/Mpc, în timp ce măsurătorile directe indicau o valoare de circa 73 km/s/Mpc. În articolul ”O enigmă întunecată”, publicat în ediția din iunie 2016 a revistei noastre, am discutat pe larg despre această problemă. Așa cum spuneam în caseta introductivă a acestui articol, am sperat ca problema să își găsească o rezolvare pe măsură ce se vor acumula date suplimentare. Spre bucuria mea, mărturisesc, speranța mi-a fost înșelată. Îmi place misterul, iar câteva articole publicate anul acesta vin să-l adâncească. Vă propun să le trecem în revistă.

Cefeidele

În luna aprilie 2019, o echipă de cercetători condusă de Adam Riess, a publicat, în ”The Astrophysical Journal”, noi rezultate obținute în determinarea constantei lui Hubble. Vă reamintesc că Adam Reiss a obținut Premiul Nobel pentru fizică în 2011 (împreună cu Saul Perlmutter și Brian P. Schmidt) pentru descoperirea expansiunii accelerate a Universului. De fapt, avem de-a face cu o rafinare a măsurătorilor publicate de aceeași echipă cu trei ani mai devreme. Despre ele v-am povestit la vremea respectivă.

În primul rând, echipa lui Riess a căutat să obțină o etalonare cât mai bună pentru luminozitatea cefeidelor. Pentru aceasta a căutat în datele transmise de către Gaia, telescopul spațial al ESA, care are drept obiectiv cartografierea precisă a Căii Lactee, și în cele transmise de către telescopul spațial Hubble, date privitoare la cefeide din galaxia noastră. Cu ajutorul lor, folosind metoda paralaxei, s-a putut determina, geometric, distanța până la câteva zeci dintre ele.

Poate că vă încurcă un pic sintagma ”metoda paralaxei”. Voi încerca să o explic pe scurt. Imaginați-vă o stea relativ apropiată de noi. Pe sfera cerească, atunci când îi comparăm poziția în raport cu stele foarte îndepărtate, constatăm că, pe parcursul unui an poziția, ei pare să se modifice. De fapt avem de-a face cu o iluzie optică, similară celei care se produce atunci când întindeți brațul ținând în mână un creion în poziție verticală. Închideți pe rând câte un ochi. Veți vedea cum creionul, deși nemișcat, pare să își schimbe poziția în raport cu obiectele îndepărtate. În cazul stelelor, măsurând modificarea poziției aparente a unei stele, în raport cu stelele îndepărtate, la un interval de timp de șase luni, cunoscând diametrul orbitei terestre, se poate calcula foarte simplu, trigonometric, distanța până la respectiva stea. Din cauza aberațiilor produse de turbulența atmosferică, metoda paralaxei poate fi utilizată numai pentru stele aflate la distanțe mici de 300 de ani lumină. Fiind un telescop spațial, Gaia poate determina prin această metodă distanța până la stele aflate la zeci de mii de ani lumină depărtare de noi.

Având determinate distanțele până la cefeidele relativ apropiate de Sistemul Solar, se poate determina cu precizie luminozitatea lor absolută și astfel se poate calibra relația de variație a luminozității în funcție de perioadă. Având la dispoziție această relație, echipa lui Adam Riess, folosind telescopul spațial Hubble, și-a îndreptat atenția către 70 de stele cefeide din Marele Nor a lui Magellan. Rezultatele măsurătorilor au fost combinate cu cele obținute în cadrul proiectului internațional Araucaria, care a măsurat, cu precizie de 1%, distanța până la Marele Nor al lui Magellan folosind o altă tehnică: cea a stelelor binare cu eclipsă. Permiteți-mi să nu vă explic acum în ce constă această metodă. O voi face cu o altă ocazie.

Folosind toate aceste date, echipa lui Reiss a determinat valoarea constantei lui Hubble cu o precizie neatinsă până acum. Ea are valoarea de 74,03 km/s/Mpc, cu o eroare de 1,9%. Discrepanța între această valoare și cea obținută pe baza datelor transmise de către telescopul spațial Planck (67,4 km/s/Mpc) rămâne în picioare. Mai mult decât atât, probabilitatea ca această discrepanță să fie rezultatul erorilor de măsurare a scăzut de la 1/3.000 (în 2016) la 1/100.000.

O precizare: încă nu avem un rezultat care să intre în categoria descoperirilor (pentru asta probabilitatea ca să avem de-a face cu eroare de măsurare ar trebui să fie 1/1.000.000). Chiar și așa, rezultatele lui Riess și a echipei sale reprezintă un indiciu puternic că ne aflăm în fața unei probleme în ceea ce privește constanta lui Hubble.

Mai avem o metodă pentru determinarea acesteia. De curând au fost publicate rezultate obținute folosind măsurători asupra gigantelor roșii.

Gigantele roșii

Într-unul din stadiile finale de evoluție a Soarelui nostru, după ce își va fi epuizat hidrogenul din nucleu, va deveni o gigantă roșie. Se știe că toate gigantele roșii ating aceeași luminozitate maximă. Din acest motiv ele pot fi folosite drept sursă etalon pentru determinarea distanțelor cosmice și, implicit, pentru calculare constantei lui Hubble. De la această idee a plecat Wendy Freedman, profesoară la Universitatea Chicago, împreună cu echipa sa. Și în acest caz au fost folosite date obținute cu ajutorul telescopului spațial Hubble. Obiectivul declarat era acela de a ”arbitra” discrepanța între rezultatele obținute folosind stelele variabile cefeide și cele obținute de către telescopul spațial Planck.

Există o problemă cu măsurarea luminozității gigantelor roșii. Ea este puternic afectată de praful interstelar. Pentru a o înlătura, echipa lui Freedman și-a îndreptat atenția către stelele aflate în haloul unor galaxii îndepărtate, adică în zone în care praful interstelar este mai puțin prezent. Rezultatele obținute au fost acceptate spre publicare, la jumătatea lunii iulie 2019, în revista ”The Astrophysical Journal”.

Deși se spera ca aceste noi rezultate să clarifice discrepanța despre care vă povesteam, ele lasă problema deschisă. Valoarea obținută de echipa lui Freedman este 69,8 km/s/Mpc, care se poziționează între valoarea determinată pe baza datelor transmise de către telescopul spațial Planck și cea determinată de echipa lui Riess.

Comentând acest rezultat, Adam Reiss rămâne încrezător în valoarea constantei lui Hubble determinată de către echipa sa: ”Dacă s-ar fi făcut o evaluare corectă a influenței prafului interstelar [asupra măsurătorilor], atunci echipa lui Freedman ar fi obținut rezultate identice cu cele obținute de noi.”

Pentru ca lucrurile să fie și mai interesante, constanta lui Hubble a fost determinată și cu o altă metodă, complet independentă de cele două pe care vi le-am prezentat mai devreme.

Lentilele gravitaționale

Constanta lui Hubble se poate determina folosind efectul de lentilă gravitațională. Despre ce este vorba? Conform teoriei generale a relativității, traseul luminii este curbat în prezența unor mase mari. În cazul nostru este vorba despre galaxii sau roiuri de galaxii, care produc efectul de lentilă gravitațională. Pentru a se determina constanta lui Hubble cu ajutorul lor, sunt căutați quasari îndepărtați, care, prin acest efect de lentilă gravitațională produs de galaxiile care se află între noi și ei, apar în imagini multiple. Mai trebuie spus că luminozitatea quasarilor fluctuează în timp. Dar, deoarece lumina provenită de la un quasar parcurge drumuri dierite pentru a forma fiecare dintre imaginile multiple despre care vă vorbeam mai devreme, vom avea un decalaj temporal în variația luminozității pentru fiecare dintre imaginile quasarului. Măsurând acest decalaj și modelând traseul parcurs de lumină se poate determina, prin calcule complexe, constanta lui Hubble.

Aceasta a fost metoda folosită de echipa internațională de cercetători H0LiCOW (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring), iar cea mai recentă determinare a constantei lui Hubble a fost publicată în ianuarie 2019, în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Valoarea obținută este de 72,5 km/s/Mpc, cu o eroare de 3%. Remarcați faptul că, ținând seama de marja de eroare, această valoare se suprapune bine cu valoarea de 74,03 km/s/Mpc, determinată de către echipa lui Riess.

Concluzie

Este evident, suntem în fața unei probleme importante, care trebuie să își găsescă rezolvarea. Dacă discrepanța dintre valorile obținute cu ajutorul datelor transmise de telescopul spațial Planck și cele obținute prin alte metode va rămâne, atunci se poate spune că modelul cosmologic, care descrie evoluția Universului de la origine și până în zilele noastre, nu este complet. Până acum el ne-a oferit foarte multe rezultate care se suprapun foarte bine cu observațiile și părea a fi unul ireproșabil. Dar acum știm că din modelul cosmologic standard ar putea să lipsească ceva, nu știm ce, iar acest ceva putea duce la apariția discrepanței care a făcut obiectul acestui articol. Și aș vrea să vă mai spun ceva. Genul acesta de întâmplări, prin care sunt puse în dificultate teorii larg acceptate, pot duce la revoluții în știință. Eu trăiesc cu speranța că așa ceva  se va întâmpla și acum. Asta iubesc eu în știință, faptul că niciodată nu se afirmă că am ajuns la capătul ei. Știința este vie, oricând este loc pentru o nouă revoluție, oricând pot apărea date noi care să contrazică ideile vechi.