Ethan’a sorun: Hubble gerginliği gerçek bir sorun mu?

Bir patlama bülteniyle başlangıçlara kaydolun

En büyük soruları cevaplarken Dr. Ethan Siegel ile evreni gezin.

Evrenin ne kadar hızlı genişlediğine dair bir gizem var ve yakın zamanda uzaklaşmıyor gibi görünüyor. 2000’li yılların başlarında, evrenin genişleme oranının 50 km/s/mpc’ye veya 100 km/s/s/mpc’ye daha yakın olup olmadığını tartışan onlarca yıllık gökbilimcilerin ardından Hubble Anahtar Projesi tamamlandı. Sonuçları – tarihin en kesin olanı – 72 km/s/mpc’lik bir genişleme oranını ölçtü ve belirsizlik sadece%10’du. Önümüzdeki on yıl boyunca, tüm sonuçlar bu değerle tutarlı kaldı, ancak 2010’larda işler daha kesin hale geldi. Kozmik mikrodalga arka planının, evrenin ve kozmik mesafe merdivenin büyük ölçekli yapısının ölçümleri iyileşti ve şaşırtıcı bir duruma yol açtı: farklı yöntemler kullanan daha kesintisiz ölçümlerin uyumsuz sonuçlara yol açtığı yerlerde.

Büyük patlamadan başladığınız, bir fenomeni hesapladığınız ve size ne verdiğini görene kadar evreni ileride geliştirirken, 67 km/s/mpc’lik bir genişleme oranını ölçtüğünüz erken bir kalıntı yöntemi kullanan gruplar, belirsizlikle ~%1’dir. Ancak yakınlarda başlar ve daha uzak nesneleri giderek ölçerseniz, mesafe merdiveni yöntemini kullanarak, çok küçük bir belirsizlikle ~ 73 km/s/mpc alırsınız. Ama sadece birkaç gün önce, ben ünlü astronom Wendy Freedman ile bir röportaj yayınladıBu mesafe merdiveni belirsizliklerini iddia eden kim o kadar küçük olmayabilir. Bu, Michael Greczek tarafından örneklenen kozmik genişleme oranı söz konusu olduğunda önemli bir takip sorusuna yol açar:

“İnceleyebilir misin [latest] verileri ve ilk sonuçların kısa bir özeti mi yazıyor? Hubble gerginliğinin hala çözülmemiş olduğu anlaşılıyor, ancak arxiv.org’daki kağıtların kar fırtınası, uzman olmayanlar için çok zor. ”

Burada çok fazla devam eden araştırma var, ancak önemli olan, stok almak istediğinizde, bir grubun ya da başka bir grubun söylediklerine değil, mevcut kanıtların tam paketine bakmaktır. Oyundaki sorunları inceleyelim.

Bu karşılaştırma grafiği, Muon’un manyetik anı için teorik tahminler ve deneysel sonuçlar arasındaki farkı göstermektedir. Hadronik vakum polarizasyonunun, çeşitli deneylerden türetildiği gibi veri güdümlü (yeşil) hesaplamaları, CMD-3’ün sonuçlarıyla (ve Tau Lepton’dan çıkarılan sonuçlar), deneysel sonuçlarla marjinal olarak tutarlı olan sadece birbirleriyle tutarlı değildir. Bununla birlikte, 2020’lerde burada dramatik bir şekilde gelişen kafes QCD tahminleri, deneysel verilerle büyük bir genel anlaşmaya yol açıyor.

Özellikle mesafe merdiveni girmeden önce, size bir parçacık fiziği sonucuyla ilgili yukarıdaki grafiği göstermek istiyorum: Muon olarak bilinen ağır, dengesiz temel parçacığın manyetik momenti. Kırmızı noktalar deneysel veriler gösterir; Mavi nokta, hadronik vakum polarizasyon katkısını tahmin etmek için kafes QCD hesaplamalarının kullanılmasından elde edilen teorik bir tahmin göstermektedir; Yeşil noktalar, kafes QCD hesaplamaları yerine – hadronik vakum polarizasyonunu tahmin etmek için çeşitli deneylerin sonuçları kullanılırsa teorik bir tahmin gösterir. Dikkat:

• SND06, CMD-2, Kloe, Besiii ve SND20’nin sonuçları birbiriyle tutarlıdır ve düşük bir değer verir,
• Babar’ın sonuçları daha yüksek, ancak yine de deney ve kafes QCD ile aynı fikirde değil,
• Tau Lepton çalışmalarının sonuçları hala daha yüksek, ancak yine de deneylere katılmıyor,
• CMD-3’ten elde edilen sonuçlar hala daha yüksektir ve doğrudan deney ve kafes QCD ile tutarlıdır.

Bu gibi sonuçları gördüğünüzde, size önemli bir şey söyler: Yeşil noktalar için sistematik hatalar hafife alınır. Aynı tür/sınıf ölçümleri size çok farklı sonuçlar veriyorsa, yayınlanmış hata/belirsizlik çubukları dışında ve birbirleriyle aynı fikirde değilse, bu, oyunda düzgün bir şekilde nicelleştirilmeyen sistematik hatalar olduğunu söyleyen. Farklı bir yöntem, farklı bir gözlem veya ölçüm, farklı bir analiz tekniği veya farklı bir kalibrasyon gibi bazı küçük farklar, sonuçlarınızı hata çubuklarınız varsa boyuttan daha fazla değiştirebilir, o zaman sistematik hatalarınızı hafife aldınız ve gerçek bilimin yansıtılmayan yüksek bir hassasiyeti yapay olarak bildiriyorsanız.

Bu grafik, 1850-1900 taban çizgisine göre küresel ortalama sıcaklık anomalilerini göstermektedir. Kırmızı çizgi, küresel sıcaklığın çok yıllı hareketli ortalamasını gösterirken, noktalı yeşil çizgi 1974-2022 yılları arasında ısınmaya doğrusal bir uyum gösterir. Son yılların gösterdiği gibi, ısınma eğilimi hızlandı, 2023 ve 2024, 20. yüzyılın sonlarında şiddetli (şimdiye kadarki en sıcak) kalkışları işaret ediyor.

Öte yandan, bazen insanlar çok iyi kurulmuş (bilimsel gerekçelerle) gerçeklere yönelik sağlıksız bir şüphecilik ifade ederler. Bu sağlıksız şüphecilik genellikle inkarcılığa denir ve başını çok sık bilimsel çevrelerde iki farklı şekilde yetiştirir.

1. Bunun bir yolu, yeni, yüksek kaliteli bir kanıt kümesinin gelmesi ve bir sonuca dikkat çekmesidir. Sağlıksız şüpheciler, verileri reddedecek, içinde delikler açmaya çalışacak ve gerçek, gerçekte desteklenen bilimsel gerçeğe saygı göstermeden aksine çürük iddialarda bulunacaklar. Fred Hoyle ve Geoffrey Burbidge bunu 20. yüzyılın sonlarında Sıcak Big Bang’e karşı (başarısız bir şekilde) tartışmak için yaptılar; Bugün, Pavel Kroupa gibi insanlar bunu karanlık maddeye karşı tartışmak için yapıyor. Bir inkarcıyı kanıtla “ikna etmenin” bir yolu yoktur; Ürettikleri gürültüye rağmen gerçeği söylemeye devam etmelisiniz.
2. Bununla birlikte, birisinin kendilerini bir alanda gerçek sorunlar olduğuna ikna ettikleri ve sadece parlak ve tarafsız analizleriyle bu tür bilimi titizlikle yürütebildikleri zamandır. İnanılmaz derecede sağlıksız bir bencillik biçimidir, Berkeley fizikçisi Richard Mueller tarafından örneklendirildien ünlü, sadece bilimin kendisini gerçekleştirdiğinde fikrini değiştiren, temelde sorun üzerinde çalışan diğer tüm büyük grubun veya organizasyonun (NASA, Hadcru, NOAA, vb.) Sonuçlarını doğrulayan bir iklim değişikliği şüpheci olduğu için ünlüdür.

Açıkçası, açık olmak, bu senaryoları birbirinden ayırmanın bir yolu yoktur.

• Uzmanların bile göz ardı ettiği sistematiğin olduğuna inanmak için meşru nedenler var mı?
• Bu, kanıtları görmezden gelen ve kendi sahte iddialarını dayanıksız kanıtlarla teşvik eden bir durum mu?
• Yoksa bu, birisinin sahadaki diğer herkesin işini devalüe ettiği, sadece doğru yapabildiklerine ikna ettiği bir durum mu?

Karar vermek için, en son verilerle yapılan iddialara uzman düzeyinde bir göz atmamız gerekiyor (dahil yayınlanan makaleler Daha yakın zamanda Wendy Freedman ile röportaj yapıldığında) ve bunları tek başına bilimsel değerlerle değerlendirin.

Hangi numuneye, hangi analize ve hangi gösterge kümesinin kullanıldığına bağlı olarak, mesafe merdiveni yöntemleri kullanılarak genişleme oranı için çeşitli ölçümlerin 2023 dönemi analizi. Genişleme oranının “düşük” değerini elde eden tek kişi olan CCHP grubunun sadece istatistiksel belirsizlikleri rapor ettiğini ve şu anda sistematik belirsizliklerini ölçmediğini unutmayın. Çok çeşitli mesafe merdiveni yöntemleri kullanılarak genişleme oranının 73 km/s/mpc civarında olduğu konusunda ezici bir fikir birliği vardır.

Herkesin kabul ettiği yerden başlamalıyız: Bu bilimde ilerlemenin temeli. Bu vakıf şunları içerir:

• Planck’tan CMB (ancak ACT, Güney Kutbu Teleskopu, vb.) Ve Baryon akustik salınımlarından (DESI dahil) erken kalıntı yöntemlerinin, ~ 67 km/s/mpc’lik düşük bir genişleme oranını desteklemesi, genel olarak düşük%1’lik düşük bir belirsizlik.
• Bu karanlık enerji, enerji yoğunluğunun yaklaşık%70’ini oluşturan evrenimizin gerçek bir bileşenidir ve küçük bir nötrino ve fotonlar da atılan karanlık madde (yaklaşık ~%25) ve normal madde (yaklaşık ~%5’de).
• Evrenin yaşı, sıcak büyük patlamanın başlangıcından bu yana yaklaşık 13.8 milyar yıla yakın olması, yine sadece yaklaşık%1’lik bir belirsizlik var.
• Ve mesafe merdiveni kavramının sağlam olduğunu: Samanyolu’ndaki yıldızları ölçerek, daha sonra yakındaki galaksilerde benzer yıldızlar bularak ve aynı zamanda bu galaksilerin farklı bir özelliğini ölçerek ve daha sonra tüm kozmik tarihteki bu galaktik özellikleri ölçmek için daha derin evrene girerek yakınlarda başlamak.

Yukarıda 2023 inceleme makalesinden bir grafikbirkaç farklı mesafe merdiveni tekniğini vurgulamak ve onlardan türetilen evrenin genişleme oranının çıkarım değerini göstererek. CCHP ölçümleri (belki de en büyük hataları/belirsizlikleri olanlar hariç) hariç, erken kalıntı yöntemi ile elde edilen düşük değerlerle uzlaşmanın zorluğuna dikkat edin. Çok sayıda kesin olmayan, ek yöntemlerin varlığı – aşağıdaki arsada gösterilen bir şey, daha modern, yayınlanmamış bir uzantısı daha önceki iş Burada yayınlandı – Üzerinde en küçük hatalara sahip yöntemlerin hassasiyetini değiştirmek için hiçbir şey yapmaz.

Hata çubukları ile gösterilen kırmızı noktalar, literatürde yayınlanan genişleme oranının en yüksek hassasiyet değerlerini yansıtır ve Cepheid değişken yıldızlarını zaman içinde azalan hata çubukları ile verilerdeki iyileştirmeleri ve altta yatan sistematik anlayışımızı yansıtır. Mavi noktalar hata çubukları olmadan gösterilir ve literatürde bulunan genişleme oranı üzerindeki muazzam çeşitli yöntemleri, hassasiyetleri ve varsayımları temsil eder.

Ana akım bir pozisyona karşı tartışmak istiyorsanız, böyle bir pozisyonu destekleyen en güçlü noktayı ele almak için kendinize borçlusunuz. Bu durumda, yüksek bir genişleme oranını destekleyen en güçlü nokta (~ 73 km/s/mpc değil, ~ 67 km/s/mpc değil), mesafe merdiveni en doğru, düşük hata versiyonudur:

• Samanyolu ve uydularında yakınlarda ölçülen Cepheid değişken yıldızları,
• O zaman yakındaki galaksilerde aynı tür seferler,
• birçoğu da içinde en az bir tip IA süpernova barındırdı,
• Ve sonra, büyük kozmik mesafeler de dahil olmak üzere tüm evrendeki IA süpernovalarını ölçmek için.

Mesafe merdiveninin bu versiyonu, ilk kez sadece ~% 1’lik bir hassasiyet elde ettiğini iddia ederek, hubble gerginliğini tam bir 5 sigma istatistiksel öneme yükseltti: astrofizikte keşif için “altın standart”. Aşağıda bu iki figür Bu önemi ilk kez elde ettiğini iddia eden makale2001 yılından bu yana hem çeşitli hata kaynaklarının nasıl azaltıldığını (Hubble Uzay Teleskopu Key Projesi’nin sonuçları ortaya çıktığında) ve ayrıca “5-sigma” nın sağlamlığının, bu iddiayı ilk yapan makaleden nasıl göründüğünü gösterin.

2001 yılında, Hubble sabitinin en iyi mesafe merdiveni ölçümlerini ve evrenin genişlemesini önemli ölçüde daha yüksek veya daha düşük değerlere yönlendirebilecek birçok farklı hata kaynağı vardı. Birçoğunun özenli ve dikkatli çalışması sayesinde, hatalar büyük ölçüde azaltıldığı için bu artık mümkün değildir. Burada gösterilmeyen yeni JWST çalışması, burada gösterilenden daha fazla sefeid ile ilgili ve periyot-aydınlık hatalarını azaltmıştır.

Evrenin genişlemesi için erken kalıntı değerleri, mavi renkte ve mesafe merdiveni değerleri arasındaki tutarsızlık, şimdi 5 sigma standardına ulaşmıştır. İki değer bu kadar sağlam bir uyumsuzluk varsa, çözünürlüğün verilerde bir hata değil, bir tür yeni fizikte olduğu sonucuna varmalıyız. Diğer gruplar tarafından yaklaşık 70 km/s/mpc’nin bir yerinde ortaya çıkan olasılık vardır, ancak bu ölçümlerin her ikisi de akla yatkın olabilir. Daha bağımsız kanıt çizgileri SH0ES sonuçlarını doğrulamak ve doğrulamak için bu pozisyon daha az savunulabilir.

İçinde Yaptığım röportajbu sonucun arkasındaki işbirliğinin SH0ES (Supernova H₀ durum denklemi için) nesneler için tüm ham H-band verilerini serbest bırakmadı: özellikle aykırı sayılanlar için. Prensip olarak, verilerinizi yapmak:

• açık,
• mevcut,
• Tüm gruplarda,
• hem ham hem de azaltılmış veriler dahil,
• Veri azaltmanız için ortaya konan şeffaf bir metodoloji ile birlikte,

bilimin nasıl yürütülmesi gerektiğine dair bir temel taşıdır. Gerçekten de, verileri halka açık hale getirmenin arkasındaki tüm nokta, topluluğun gerekirse nasıl yeniden canlandırılacağını, yeniden kalibre edileceğini ve yeniden yorumlayacağını anlayabilmesidir. Ancak, düşük kaliteli, daha aykırı veriler için H-band verilerinin hariç tutulması topluluğa zarar vermez; Talep üzerine kullanılabilir ve SH0ES işbirliğinden talep edilmemiştir.

Öte yandan, CCHP işbirliği tarafından kullanılan alternatif yöntem, sefeidleri kullanmak yerine dev yıldızları kullanmaktır: kırmızı dev şubenin ucunda gelişen yıldızlar ve asimptotik dev şubedeki yıldızlar. Ama bu veriler, daha da önemlisi, değil Halka açık hale getirildi: Kırmızı dev şan yıldızları için renk büyüklüğü diyagramları bile halka açık değildir. Ve bu bir sorundur, çünkü bu yıldızların arkasındaki altta yatan fizik bilinse de (yıldızlar helyum füzyon çekirdeğe ateşlenene ve daha sonra farklı bir eğri boyunca gelişene kadar belirli bir eğri üzerinde gelişir), bu yıldızların ürettiği gözlemlenebilir imzalar (hatta Wendy’nin kendi kaynağına göre Lars Bildsten) çok daha belirsizdir.

Hertzsprung-Russell (renk büyüklüğü) diyagramında bir güneş kütlesi yıldızının, ana ders öncesi aşamasından füzyonun sonuna ve nihai olarak beyaz bir cüce dönüşümüne dönüşmesi. “Çekirdek tutraklardaki helyum” başlığı, fiziği sağlam bir şekilde anlaşılan ancak gözlemlenebilir imzaları “temiz” ve evrensel olmayan ideal bir mesafe göstergesi için istediğimiz kırmızı dev şubenin ucuna karşılık gelir.

Eski veri örneklerinin – tip IA süpernova, kafeidler veya başka bir mesafe göstergesi olsun – şikayet etmek kolaydır, ancak bu bir hata değil, gerçekten bir özellik olan bu durumlardan biridir. Bilimdeki birçok şeyi anlamamızı belirtmek önemlidir:

• Nasıl yıldızlar, süpernova ve farklı yıldız felaketleri ve fenomenleri, iş,
• Gözlemlenebilir imzalar farklı dalga boylarında görünür,
• Bu imzalardaki varyasyonlar aynı sınıftaki nesneler arasında doğaldır,
• Kalibrasyonda kullanılan nesneler için hangi mesafelerdir,

ve diğerleri, zamanla büyür ve gelişir. Örneğin, mesafe merdivenizi kalibre etmede yararlı olan belirli bir yıldız için bir mesafe tahmini düşünün ve yıldızın başlangıçta 770 parsec mesafesinde, sadece ± 10 parsec belirsizliği ile belirlendiğini hayal edin.

Şimdi yıldız mesafelerini ölçmek için yeni, üstün bir araçımız olduğunu hayal edin: ESA’nın Gaia misyonu gibi bir şey. Birdenbire, bu mesafe artık zarif bir şekilde belirleniyor ve yeni bir belirsizlik sadece ± 0.9 parsec ile 762.3 parsec olarak ortaya çıkıyor. Sorumlu olacaksanız, daha önce gerçekleştirilen tüm eski kalibrasyonlara – eski 770 Parsec figürüne dayanan kalibrasyonlara – geri dönmeniz ve bunları yeniden kalibre etmeniz gerekir. Bu küçük fark, yıldız mesafelerinde sadece% 1’lik bir fark olsa da, parlaklık, çıkarılmış galaktik mesafeler ve sonuç olarak genel genişleme oranı gibi gözlemlenebilirlere yayılacak. Yeni bilgi kazandığımızda zorunda Öğrendiğimiz yeni şeylerle tutarlı olmak için eski verilerin yeniden kalibre edilmesini yapın; Eski, alt kalibrasyonu kullanmak, bilimsel olarak vicdansız bir şey olacaktır. Sonuçta, sadece zaman içinde yapılan bu iyileştirmelerle, analizimizdeki sistematik hataları azaltabiliriz.

Bu ekran görüntüsü, Galaxy NGC 7250’deki Hubble Uzay Teleskopu ile 20 megaparsec mesafesinde görüntülenen tek bir sefeid değişken yıldızı gösterir. JWST böyle bir sefeid’i ayrı ayrı çözebilirken, Hubble verileri çok daha belirsizdir.

Ayrıca, yukarıda gösterilen gibi bazı sefeidlerin, zamanla parlaklıklarını ölçmeye ve bu ölçümlerden barındıran galaksilere olan mesafeyi çıkarmaya çalıştığımızda sonuçlarımıza önyargılı olabileceğinden şikayet etmek de kolaydır. Sonuçta, parlaklık ve/veya mesafedeki küçük bir fark, kozmik mesafe merdiveni ve sonuç olarak çıkarılan genişleme oranımızı önemli ölçüde etkileyebilir.

Ama bunun gibi “kötü kafeidler” gerçekten anlamlı bir etkisi var mı?

Gerçekten değil ve nedenini anlamak önemlidir.

• Öncelikle, bir Galaksiye mesafeleri bir veya bir avuç seferden, ancak birkaç düzine-yüz seferden fazla belirlemiyoruz.
• İkincisi, bu sefeidlerin hepsi aynı ağırlıklar verilmez, ancak daha kötü sefeidlere daha büyük bir belirsizlik atanır (veya yeterince kötüdürlerse, tamamen analizden hariç tutulurlar), yani genel olarak çıkarılan galaktik mesafeye daha az katkıda bulunurlar.
• Üçüncüsü, hem galaxy-galaxy de dahil olmak üzere seferidler üzerindeki istatistikler hem de bu sefeidler üzerindeki belirsizlikler, kırmızı devasa dal veya asimptotik dev şube yıldızları için daha üstün, yıldız için yıldızdır.

Başka bir deyişle, evet, bir mesafe göstergeleri sınıfı içindeki her yıldızı, ekstragalaktik bir nesneye olan mesafeyi belirlemede yüksek kaliteli bir veri noktası olması için gerekli hassasiyete faydalı bir şekilde ölçemezsiniz. Ancak ideal olmayan yıldızların varlığı, ölçüm tekniğinin iyi olmadığı anlamına gelmez.

Aslında, ideal test birçok farklı mesafe göstergesi sınıfını kullanmak olmalıdır: sadece dev yıldızlar değil, aynı zamanda RR Lyrae yıldızları, Mira değişkenleri, su masers ve güvenilir bir şekilde anlayabileceğiniz ve ölçebileceğiniz başka bir şey. Tip IA Supernovae ile aynı şey: Temel düzlem gökadaları, Tully-Fisher galaksileri, yüzey parlaklığı dalgalanmaları, vb. Gibi diğer seçenekleri kullanın. Belirli bir yöntemle ilgili bir sorun varsa, bu sonuçları diğer yöntemlerle karşılaştırmak, hangisinin aykırı olduğunu ortaya çıkaracaktır.

Bu grafik, Şubat 2025’ten itibaren Kırmızı Dev Şube Ölçümlerinin ve gelişmiş optik renk ölçümlerinin ucundan güncellenmiş yüzey-parlaklık-yakışma sıfır nokta kalibrasyonundan türetilen mesafeler kullanılarak çıkarılan Hubble diyagramını gösterir. Genişleme oranının merdiven tahminleri.

Ancak en büyük sorun – en azından gördüğüm gibi – CCHP grubunun, iddiaları olan herhangi bir gruptan daha temiz, bozulmamış veya daha az belirsiz bir şey yapmadığı, ancak analizlerinde kullanabilecekleri tam nesnelerin sadece küçük bir alt örneğini kullanıyorlar, bu da ortak bir kiraz toplama olarak bilinen mantıksal (ve bilimsel) yanılgı.

Her iki yönü de ele almak önemlidir. Öncelikle, daha küçük bir örneklem büyüklüğüne sahip olmak iyidir, eğer numuneniz daha büyük birinden daha üstündür: daha yüksek kaliteli olduğu için, daha küçük belirsizliklere sahip olduğu için, daha yüksek hassasiyetle, vb. İle ölçülebilir.

Ve ikincisi, ancak Wendy benimle yaptığı röportajda iddia etti Alt örneğinde hangi galaksilerin mesafelere göre kullanılacağını seçti, bu da açıkça yanlıştı. CCHP örneğindeki 24 galaksiler, genel Cepheid/SH0ES örneğinde kullanılan 35 galaksinin en yakınlığı değildir, bunun yerine en yakın 24’ün bazılarını hariç tutar ve en uzak 11’den bazılarını içerir. Özellikle, yakındaki bir galaksiyi bile hariç tutarlar kendilerinin daha önce ölçtüğünü ve yayınladıklarını: NGC 7814 (Supernova SN2021RHU’yu barındırdı, sağda aşağıdaki şekilde koyu kırmızı renkte). Dahil olsaydı, çıkarılan genişleme oranlarını önemli ölçüde artıracaktı. Gerçekten de kiraz, onları yapay olarak genişleme oranının daha düşük değerlerine doğru yönlendiren bir galaksiler alt örneğine sahipler.

Bu grafik, çözülebilir yıldızlara (sefeidler, kırmızı dev şubenin ucu veya JAGB) sahip olan 35 olası gökadayı göstermektedir ve ayrıca en az bir tip IA süpernova’ya ev sahipliği yapmıştır. Hafif kırmızı galaksiler, hangi galaksilerin CCHP sonuçlarına dahil edildiğini gösterir; Koyu kırmızı hariç tutuldu.

Gerçekten doğru, Wendy’nin röportajımızda belirttiği gibimesafe merdiveni yöntemleri ile ölçülen evrenin genişleme oranının, sonunda daha düşük bir değere, hatta 70 km/s/mpc’nin altında bile döneceği ve erken kalıntı yöntemlerinden çıkarıldığı gibi genişleme oranının ölçülen değeri ile uyumlu olacağı ortaya çıkabilir. Dediğinde,

“Benim görüşüme göre sadece biraz daha sabırlı olmalıyız ya da biliyorsunuz, toplu olarak sabırsızlanmalıyız. Ama bu ampirik bir soru. Sanırım bunu yapacağız. Ve bence bunu yapıyoruz – yani, doğruluk – yani, nereden geldiğimi biliyorsunuz, doğru mu? Bu, iki faktörün iki faktörü olduğu için anlaşmaya vardık. Katılmadığımız başka yerlerin bulunduğu yer, şimdi bu yöne bakacağız ve önümüzdeki birkaç yıl içinde bu farklılıkların nerede ortaya çıktığını anlamada çok ilerleme kaydedeceğiz. ”

Bu doğrudur: daha dikkatli kalibrasyon, üstün istatistikler ve hata kaynaklarımızın iyileştirilmiş bir anlayışı ile daha fazla ve daha iyi veri, farklı değerleri elde etmek için farklı yöntemleri veya farklı mesafe göstergelerini kullanarak farklı grupları neyin tetiklediğini daha iyi anlamamıza neden olacaktır. Ama bana, CCHP işbirliği ile ilişkili olmayan tüm gruplardan verilere baktığımda, anlaşmazlıktan çok daha fazla anlaşma var.

Uzak merdivenin üçüncü basamağının çeşitli teknikler kullanılarak yeniden yapıldığı Pantheon+sh0es’e kıyasla H0’in mesafe merdiveni ölçümlerinin bir derlemesi. Efsane, bu figürün oluşturulmasında yer alan farklı teknikleri gösterir.

Bu yüzden, evrenin genişleme oranının bugün ne olduğunu bilmediğimizi ve zaten elimizden daha iyi veri beklememiz gerektiği iddiasını kabul etmekte son derece tereddüt ediyorum. Elbette, daha iyi veriler geliyor:

• Bilim operasyonlarına yeni başlayan Vera Rubin Gözlemevi’nden,
• evreni daha önce hiç olmadığı gibi araştırmaya devam eden JWST’den,
• ESA’nın Gaia Mission’dan, hala bir son veri sürümü olacak,
• Ve ESA’nın Euclid ve NASA’nın Nancy Roman teleskopundan, gökyüzünün geniş alanlarını derinden, uzaydan inceleyecek ve daha fazla süpernova bulmamızı ve galaksilerin daha uzak özelliklerini benzeri görülmemiş bir hassasiyete ölçmemizi sağlayacak.

Ancak, yukarıdaki şekilde görebileceğiniz gibi, farklı yöntemler kullanan gruplar arasında, farklı üyelerin analizi yapan ve mesafe merdiveni için farklı yaklaşımlarla zaten bir anlaşma var. Sadece sefeid kullanan ve tip IA süpernovaları% 1-2 belirsizliğe düşmüş olsa da, diğer gruplar sadece biraz daha büyük belirsizliklerle aynı tutarlı değerleri alırlar. En önemlisi, onlar Olumsuz “Hubble gerginliği yok” sonucuyla tutarlı olarak; Sadece biraz daha az (veya daha fazla) şiddetli bir hubble gerginliği olabileceği fikriyle.

Topluluğun durumun tersine çevrildiğini düşündüğünü hayal edin: Bu diğer grupların tümü genişleme oranı için daha düşük bir değere sahip olsaydı, CCHP’nin sonuçları daha yüksekti. Sonuçları ciddiye alınır mı yoksa tamamen göz ardı edilir mi? Bence bunun sadece sonuçlarının olumlu olması – diğer gruplardan daha standart kozmoloji modeliyle uyumlu – herkesin kaçırdığı doğru bir şeye sahip olduklarını düşünmek çok çekici. Gerçekte, sonuçları en iyi veya en hassas veya en doğru mesafe merdiveni sonuçları değildir; Sadece genişleme oranı için en düşük değeri verenlerdir. Sonuçları sağlam bir şekilde çoğaltılana kadar, bağımsız ve açık, erişilebilir verilerle, varsayılan sonuç, Hubble gerginliğinin gerçek olması ve bu tutarsızlığı son derece ciddiye almamız gerektiğidir. Bu sonuç değişebilir, ancak eğer öyleyse, onu değiştirmek için yeni, üstün verilere düşecektir. Şimdilik, hubble gerginliği çözülmedi.

Ehan Sorunuzu Sorunuzu Gönderin Startswithabang’da gmail dot com!