Sudan Kontrol Haritası ve Zaman Çizelgesi: RSF Darfur Şehirlerini Alıyor – Aralık 2023 (Abonelik)

Bir patlama bülteniyle başlangıçlara kaydolun

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

Tüm modern bilimdeki en büyük keşiflerden biri, genişleyen evrenin keşifleriydi. Bizi Big Bang kavramına götürdü, bize kozmik kökenlerimiz ve nihai kaderimiz hakkında fikir verdi ve sonuçta karanlık enerjinin beklenmedik varlığını keşfetmemize yardımcı oldu. Genişleme oranını ölçme arayışı 2000’li yılların başlarında tatmin edici bir sonuca ulaşmış gibi görünse de, daha hassas veriler, modern kozmoloji için bir muamma ortaya koydu: Genişleme oranı ölçmenin iki ana yöntemi farklı, karşılıklı uyumsuz sonuçlara yol açar Evrenin ne kadar hızlı genişlediği için.

Ben de dahil olmak üzere birçoğu bunun gerçek bir sorun olup olmadığını veya bunun sadece hesaplanmamış hatalar ve belirsizliklerin sonucu olup olmadığını merak etti. Astronomide son gelişmeleriçermek IA Supernova Çalışmaları Tipiyakındaki paralaks ölçümleri ve JWST döneminde yıldız alanlarının kalabalıksadece bu uyumsuzluğu güçlendirdiler. Neydi Başlangıçta Hubble gerginliği denir şimdi 2025’te çağrıldı Tam gelişmiş bir kriz Sahadaki birçok kişiden, tutarsızlıklar olarak 5 sigma “altın standardı” eşiğini aştı keşif için. Doğruysabelki var Bir çeşit yeni fizik Evrende Oyun.

Ama herkes bunu kabul etmiyor Sonuçlar sağlam bu araştırmacıların iddia ettiği gibi. CCHP lideri (Carnegie-Chicago Hubble Programı), Wendy Freedmanbelki de bu iddiaların en vokal eleştirmenidir ve sonuçları ile çok daha dikkatlidir. O doğru muveya O aşırı derecede temkinli mi? Bu özel röportajda onunla konuşma şansım oldu ve burada (benim tarafımdan illüstrasyonlarla) kopyalanan ve çoğaltılmış bir patlama ile.

CMB ve/veya Bao’yu (DESI yayınlarına özel bir odaklanma ile) içeren büyük bir erken kalıntı yöntemleri sınıfı, hepsi ~ 67 km/s/mpc’de genişleyen bir evreni desteklemektedir. Uzak merdiven ölçümleri için daha fazla değere sahip birkaç grup olmasına rağmen (CCHP grubu dahil, ikinci noktadan ikinci nokta olarak gösterilen CCHP grubu dahil), örneğin SH0ES ve Pantheon+ işbirliklerinden en güçlü ölçümler, burada daha küçük hata çubuklarıyla gösterildiği gibi ~ 73 km/s/mpc değerini desteklemektedir. İki değer seti 5 sigma önemine katılmıyor.

Ethan Siegel (ES): Teşekkürler, Wendy, benimle konuşmak için zaman ayırdığınız için çok fazla. Çok meşgul olduğunu biliyorum, çok yüksek profilli bir insansın ve ilk önce astrofizikçi olarak başladığımdan beri işini takip ediyorum. 2001 yılında okula gitmeye başladım, bu da HST Anahtar Projesi’nin anahtar sonucunun ortaya çıkmasıyla aynı yıl. Ve bu biraz ilginç, değil mi? Çünkü bu ortaya çıktığında, bu kendi içinde devrimciydi. Bu, onlarca yıl sonra, 50 ila 55 (km/s/mpc) arasında hubble sabitini tartışan ekiplerin bulunmasından sonra veya Hubble sabitinin daha fazla 90 veya 100 gibi olduğu, sonuçların geldi. Ve o zaman, Hubble sabitinin 72 olduğunu ve herkesin yaklaşık%10’luk bir belirsizliği ile 72 olduğunu söylediniz. Bu keşfi yapmanın ve o takımı yönetmenin nasıl bir şey olduğu hakkında biraz konuşabilir misiniz ve sonra, biliyorsunuz, aldığınız topluluktan gelen bir tür yanıt neydi?

Wendy Freedman (WF): Evet, bu uzun bir çabaydı ve bence, büyük bir fark yaratan ve elbette Hubble’da uçan CCD’lerin mevcudiyetinden başlayarak ilerlemenin çok doruk noktasıydı. Ve bence, biliyorsunuz, amacımız% 10’luk bir doğruluk için bir ölçüm yapmak ve sadece tek bir mesafe göstergesi kullanmak değil, aynı zamanda birçok kişiyi kullanmak ve genel sistematiğin daha sağlam bir tahminini almaktı. Ve böylece, uzaktan dolaşmak ve düzeltmek için geliştirilmeden daha önce geliştirdiğimiz çok fazla çalışma, mesafe ölçeğini gerçekten rahatsız eden sistematik türlerini düzeltmek ve düzeltmek için. Dolayısıyla, toz gibi şeyler ve CCD’lerin mevcudiyeti ve o zaman çok dalga boyu ölçüm yapma olasılığı, bu benim tezimde yaptığım bir şey, bu da ilk kez insanların daha önce başa çıkamadığı büyük sistematiklerden biri olan tozu düzeltmemize izin verdi.

Yani 50 ila 100 arasındaki fark, ilk olarak, çok sinir bozucuydu çünkü bu küçük H‘S [ES note: little “h” is the Hubble constant, or the expansion rate of the Universe in km/s/Mpc, divided by 100] – Muhtemelen hatırlayacağınız – ki, bilirsiniz, 0.5 ile 1 arasında değerler. Çok doğru bir şekilde belirleyemediğimiz çok şey vardı, çünkü hubble sabitinin değerini iki faktör içinde bilmiyorduk. Bu yüzden topluluğun tepkisi, bence gerçekten çok olumluydu. Ve sanırım geri kalan belirsizliklerin ne olduğunu düşünüyorum ve bence … hemen, bence kabul ettik. Ve çok, çok, çok kısa bir süre için, kozmolojinin sorunsuz olduğu gibi görünüyordu.

Ve sonra WMAP kısa bir süre sonra izledi ve Hubble sabiti için çıkarttığınız ve yerel olarak ölçtüğümüz mikrodalga arka plan tahmini arasında anlaşma var gibi görünüyordu. Bu kısa dönemde, bildiğiniz gibi kısa ömürlü olan kozmoloji konusunda tartışmalarımız yoktu. Ve şimdi bunun başka bir döneminde yaşıyoruz. Ama yeni bir şey öğrendiğimizde. Ve sanırım o zamanlar 2001’de gerçekleşen birçok şey vardı, bilirsiniz, Hubble sabitine biraz yüksek bir değere sahip olan zorluklardan biri – bilirsiniz, 70 hala yüksekti [ES note: still gave you a low value for the total age of the Universe] Globüler kümelerin yaşlarıyla karşılaştırıp karşılaştırmadığınızı belirleyeceğiniz yaşla karşılaştırıldığında ve bu daha önce gerçek sorunlardan biriydi. Neden bazı insanlar hubble sabitinin yüksek bir değerini sevmediler, evrenin içindeki nesnelerden daha genç olmasanızdı, bu bir sorundu. Ancak, bir araya gelen λcdm’nin hızlanmasının ve kozmolojik model parçalarının keşfi gerçekten yapıştı ve bence topluluğun iki tartışma faktörünü çözdüğümüz hemen rahat bir nefes vardı.

Yıla göre sıralanan bu veri noktaları, kozmik mesafe merdiveni yöntemini kullanarak evrenin genişleme oranının farklı ölçümlerini gösterir, veri noktaları iki ana gruba düşer: biri 50 km/s/mpc civarında kümelenmiş ve biri 100 km/s/mpc civarında kümelenmiştir. 2001 yılında yayınlanan Hubble Key projesinin sonuçları kırmızı çubuklarla gösterilmiştir.

Esprili: O günleri iyi hatırlıyorum, çünkü o zaman astrofizik kariyerime başladım. Veri geldiğinde ve insanlar hala “küçük H kare, ”sadece” küçük alırım H kare ”ve ½ koydu ve bu birçok insanı çok üzdü. Ama aynı zamanda bazı insanları bilerek gülümsemelerini sağladı, oh hayır, öyle. Bilirsiniz, WMAP döneminde yaşadığımızda, bu büyük dejenere araziler olduğunu hatırlıyorum, bilirsiniz, eğer [the matter density] Bu mu ve [the dark energy density] Bu, bilirsiniz, işte izin verilen parametre alanı. Ve bu çizgiye bakarken, oh, ve yüksek karanlık enerji yoğunluğuna ve düşük madde yoğunluğuna sahip olduğunuz bir ucunda, bir aşırı olan hubble sabitinin bir değerine sahipseniz, ihtiyacınız olana karşılık gelir. Ve eğrinin diğer ucuna sahipseniz, diğer uçta Hubble sabitinin bir değerine sahipsiniz.

Ve hatırlıyorum, Planck verileriyle ortaya çıktığında, değil, dediler ki, oh hayır, bir aşırılıktayız. Hubble sabiti, 67 km/s/mpc’nin alçak ucundaki aşırı değerdir, benzer bir artı veya eksi bir km/s/mpc belirsizliğe sahip bir aşırı değerdir.

Ve bu ortaya çıktığında cevap olduğunu düşünmüştüm. Keşke hikayenin sonu olsaydı. Bunun ortaya çıktığı zaman hakkında ne olduğunu sorabilir miyim? Bunun bizi on, on iki yıl önce geri götürdüğünü biliyorum, ama hikayeyi ilerletmek için, kronolojik olarak böyle olmayı ve size sormak isterim, o zaman aktif olarak dahil olan biri olarak, bu dönüm noktasını başardığımızda düşünceleriniz nelerdi?

Bize evrenin ne yapıldığını ve ne kadar hızlı genişlediğini anlatan verilere uymanın birçok olası yolu vardır, ancak tüm değer kombinasyonları kabul edilemez. Burada grafikler, sonuç olarak genişleme oranının hangi değerlerinin ortaya çıkacağını gösteren renk kodlama ile koyu enerji yoğunluğu (y ekseni) ve madde yoğunluğu (x ekseni) gösterir. Büyük koyu enerji yoğunluklarının ve küçük madde yoğunluklarının genişleme oranının daha yüksek değerlerine yol açarken, daha az karanlık enerji ve daha fazla maddenin bu değerleri düşürmesine neden olduğunu unutmayın.

WF: Bence, bilirsiniz, Planck verilerine baktığınızda, akustik salınım spektrumuna bakıyorsunuz ve bu sadece çok güzel. Demek istediğim, WMAP ilk adımdı. Bilirsiniz, birinci ve ikinci ve üçüncü zirvelerle ne yapabileceği için – aynı zamanda şaşırtıcıydı. Ve bence benim hislerim – ve hala bu duyguya sahibim – bir doğruluk ya da en azından bir modele dayanan bir hassasiyet elde ettikleri, yani yerel evrenin ölçümlerinde henüz elde etmediğimiz bir şey. Ve böylece 67.4 ± 0.5 değerleri% 1 hassasiyetten daha iyidir – test etmemiz gereken λcdm olan bir model için.

Sağ? Demek istediğim, bu ölçümün güzelliği, bunu bir test olarak ayarlaması, tamam, λcdm’nin doğru model mi yoksa ondan eksik bir şey var mı? Ve ondan eksik bir şey olup olmadığını nasıl anlıyorsunuz? Yerel olarak bir ölçüm yaparsınız ve bu modelin – bu size bugün genişleme oranının ne olması gerektiğini söyleyen öngörücü bir model olup olmadığını görürsünüz – bu eşleşme mi?

Ve böylece, yerel mesafe ölçeğindeki belirsizlikler ve bu ölçümleri yapmak için bu tür farklı yöntemler kullandığınız veya bunu mikrodalga arka plandan modelden ve ölçümlerden çıkartığınız gerçeği göz önüne alındığında,% 10’dan daha iyi kabul ettikleri gerçeği – biraz şaşırtıcı. Yani, bu şekilde olması gerekmiyordu, değil mi? Tanık olduğumuz evrenin evrimi hakkında düşündüğünüzde, henüz anlamadığımız, karanlık maddenin ne olduğunu, bu ivmeye neden olan şeyle ilgili çok sayıda parça var. Ve yine de bu iki farklı yöntem,%10’dan daha iyisini kabul eden değerler sunuyor. Yani buna ilk tepkim, bu inanılmazdı. Ve hala bunu düşünüyorum.

Bence onus bizim üzerimizde. Bence Planck çıtayı son derece yüksek hale getirdi. Ve eğer bu modeli gerçekten test edeceğiz, o zaman kendimizi ikna etmek için o seviyede -% 1 düzeyinde – ölçümler yapabilmemiz gerekir. Olağanüstü sonuçlar olağanüstü kanıt gerektirir. Ve bu yüzden herhangi bir farkın önemini anlamamız gerekiyor. Kesinlikle konunun tarihi bizi temkinli tutar ve bizi temkinli tutmalıdır, çünkü hala sistematik etkilere katkıda bulunabilecek çok sayıda gotcha ve potansiyel bilinmeyen bilinmeyenler vardır. Bu yüzden onus gerçekten, yine, sistematiği ortadan kaldırdığımızı ve Planck sonuçlarının% 1 seviyesinde bir kontrol sağlayabileceğimizi göstermek için üzerimizde. Bu yüzden bu konuda hislerimi değiştirmedim. Bence bunu yapmamız gerçekten önemli.

Üç farklı ölçüm türü, uzak yıldızlar ve galaksiler (süpernovalardan), evrenin büyük ölçekli yapısı (Bao’dan) ve CMB’deki dalgalanmalar bize evrenin genişleme tarihini ve kompozisyonunu anlatıyor. Üç bağımsız kaynaktan toplam madde içeriği (normal+karanlık, x ekseni) ve koyu enerji yoğunluğu (y ekseni) üzerindeki kısıtlamaların 2010 ya da daha fazla bir değere yakınlaştığı görülmüştür, ancak son çabalar hafif tutarsızlıklar ortaya çıkarmıştır.

Esprili: Ben de bu düşünce çizgisini seviyorum. Benim için, hepsinin aynı cevaba yakınsadığı birçok farklı bağımsız kanıt çizginiz olduğunda, resminizin, evren modelinizin doğru olduğundan emin olabilirsiniz. Ve bu, benim için oldukça ilginç çünkü Hubble Sabitinin ne olduğunu ve onu kozmik mikrodalga arka planından nasıl ölçtüğünüzden bahsettik. Ve bilirsiniz,% 10 hassasiyet değil,% 1 hassasiyet. Bu yüzden gözlemsel kozmoloji topluluğunun büyük hedeflerinden biri, klasik mesafe merdiveni yöntemini kullanarak – yerel olarak başladığımız ve dediğini söylüyorum, oh tamam, ölçebileceğim Samanyalı yoldaki bireysel yıldızlara bakacağım ve doğrudan yıldız paralaklarından, ESA’nın Gaia misyonundan ve yani gerçekten de büyük bir şey var.

Ve sonra diyorsun ki, tamam, Samanyolu’nda yakındaki diğer galaksilerde bulduğum aynı tür yıldızları arayacağım. Bu yıldızların nasıl çalıştığını anladığım için ve evrenin parlaklık-mesafe ilişkisini biliyorum, “Bu galaksiler ne kadar uzakta?” Diyorum. Ve sonra, rotasyonları veya yüzey parlaklık dalgalanmaları ile ilgili gibi bu gökadaların başka bir özelliğini arıyorum ya da belki de içlerinde tip IA süpernovaları var, daha sonra bu mesafe merdiveni basamaktan basamaktan evreni ölçebilir ve kabul eden bir sonuç alıp almadığımı görebilirim. Ve ortaya çıkan sonuçların çoğu, Planck veya CMB’den aldığınız Hubble sabitine katılmıyor.

Onların sahip oldukları için toplulukta bu tür bir sohbete katıldınız. Bu yüzden bu yaklaşımı genel olarak ele aldığınızı gerçekten merak ediyorum. Ve sonra bir takip olarak, odaklanmanın önemli olduğunu düşündüğünüz özel sorunlarınız veya bulmacalarınız varsa, bunlar hakkında konuşabilir misiniz?

Renk kodlu sonuçlarıyla birlikte evrenin genişleme oranını ölçmek isteyen bir dizi farklı grup. Erken zaman (ilk iki) ve geç saatlerde (diğer) sonuçlar arasında nasıl büyük bir tutarsızlık olduğuna dikkat edin, hata çubukları geç saatlerin her birinde çok daha büyüktür. Her ne kadar bu iki ölçüm sınıfı uyumsuz sonuçlar verse de, hiç kimse evrenin neden genişlemeyi ölçmek için kullanılan yönteme farklı bağımlı göründüğüne dair kararlılığı bilmiyor.

WF: Evet. Yani, dediğim gibi ve kilit projede yaptık ve bu benim işimin bir teması oldu, soruna gelmenin birçok farklı yoluna sahip olmak. Ve bence bunu yapmadıkça genel sistematik belirsizlikleri ele alamayacağız. Çünkü herhangi bir bireysel yöntemin kendi sistematiğine sahip olacağından ve bir yolu yoktur – aynı tekniği kullanarak tekrar tekrar bir ölçüm yapabilirsiniz ve sistematiğin ne olduğunu asla keşfedemezsiniz. Ve bu, bu, şu anki programımda, Chicago-Carnegie Hubble programımız üç farklı yöntem kullanmak için JWST kullanıyor:

• Leavitt’ten beri klasiği bildiğiniz Cepheids,
• Uzun yıllardır üzerinde çalıştığımız kırmızı dev şubenin ucu,
• ve JAGB yöntemi dediğimiz karbon yıldızlarını kullanarak yeni bir yöntem, Barry Madore Ve ben,

ekstragalaktik mesafeler için kullanmak. Aslında büyük Macellanic bulutta başkaları tarafından geliştirildi.

Yani, bu üç farklı tekniği kullanarak aynı galaksilere mesafeleri ölçmek ve anlamak için: bireysel galaksilere olan mesafeleri ne kadar iyi ölçebiliriz? Bu mesafe ölçeğinin ikinci baskısı. Ve ima ettiğiniz gibi, Samanyolu’ndaki yıldızlar gibi, paralaksını ölçebileceğimiz yakınlardaki yöntemlere ihtiyacımız var. Daha sonra, büyük Magellanik bulut ve küçük Macellanic bulutta, aynı zamanda geometrik olan ikili ölçümleri ayırdık. Ve sonra, oradaki bu su megamaserleriyle çevrili süper kütleli bir kara deliğe sahip olan bu Maser Galaxy, NGC 4258 var – etrafındaki Keplerian rotasyonunda olan su maserleri – ve başka bir geometrik araç sunuyor.

Yani, mutlak mesafe ölçeğini belirleyen çok az sayıda kalibratör var. Daha sonra, bu geometrik teknikleri kullanarak kalibre edebileceğimiz bu yıldızların ölçümlerini de yapabilen Hubble Uzay Teleskopu ve James Webb’e sahip olduğumuz alana taşınıyoruz. Ve sonra orta basamaktaki bu gökadalarda tip Ia süpernova vardır ve sonra uzak alan Hubble akışına adım atabiliriz. Ve yine, eğer%1’e kadar bir ölçüm yapacağımız için, o zaman her adımda%1’den az olan hatalarımız daha iyi olduğunu, kümülatif olarak%1’lik bir hataya sahip olacağız, bu da Planck tarafından ayarlanan çubuk.

Kozmik mesafe merdiveni yapımı, güneş sistemimizden yıldızlara, yakındaki galaksilere uzak olanlara gitmeyi içerir. Her “adım” kendi belirsizlikleri, özellikle de merdivenin farklı “basamaklarının” bağlandığı adımlar boyunca taşır. Bununla birlikte, SH0ES mesafe merdiveni (paralaks + sefeidler + tip IA süpernova) ‘daki son gelişmeler sonuçlarının ne kadar sağlam olduğunu göstermiştir.

Şimdi, şu anda – Hubble sabitinin ölçümlerinin çoğunun yüksek geldiğini ve Planck ile anlaşamadığı ifadesini yaptınız – ve verilerin bunu gerçekten gösterdiğinden emin değilim. Bence yöntemlerin çoğunun, her şeyden önce, Planck’a kıyasla çok büyük belirsizlikler var. Daha çok 4 hatta% 5 seviyesinde. Ve sonra, birçoğu, örneğin daha önce yapılmış kalibrasyonlara bağlıdır. Böylece mesafeler – eğer daha yüksek bir hubble sabiti veren kafeidler tarafından kalibre edilmişlerse – o zaman bu daha yüksek hubble sabitini yansıtacaklardır.

Masers gibi şeylerimiz var ve maalesef evren, yeterince yakın ve bu şaşırtıcı nesnelere sahip olan galaksilerin mevcudiyetinde bize karşı nazik olmadı. Dolayısıyla, Hubble genişlemesini ölçmek için NGC 4258’in (kalibratör) sadece beşi var. Ve böylece, hızların bir modeline ihtiyacınız var, çünkü sadece 100 megaparsec’e gidiyorlar. Yine, bu sizi Planck ölçümleriyle tutarlı olan daha büyük bir belirsizlik bırakır.

Hubble sabitini zamanın bir fonksiyonu olarak ölçen kümülatif makalelere bakarsanız ve literatürdeki çeşitli değerleri görürseniz, bunların çoğunun yüksek olduğu doğru değildir. Onlar her yerde. Ve aslında, yüksek olan ölçümler, potansiyel olarak kalibrasyonla sistematik bir şey olduğuna dair bir gösterge olabilir.

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.

Esprili: Size burada açıklayıcı bir soru sorabilir miyim? Çünkü size mesafe merdiveni kullanarak size yüksek bir hubble sabiti veren sadece Cepheid kağıtları olduğunu söylüyorsunuz, ancak bunun doğru olduğunu düşünmüyorum – benim bilgime göre, son yıllarda 70 km/s/mpc’lik bir mesafe merdiveni yönteminden en düşük hubble sabitinin en düşük değeri olan kendi işinizde bile. Planck’a kıyasla hala yüksek. Planck’ın hata çubuklarının dışında. Evet, topluluğun çoğu 73, 74 ve birkaçı daha fazla sonuç alıyor. Ancak 76’ya kadar yükseliyor. Ancak, 72 gibi, bildiğim kadarıyla, Planck’ın Hubble sabitini 70’lere kadar itmesi için gerçekten herhangi bir yer yok. Öyleyse, kendiniz de dahil olmak üzere tüm mesafe merdiveni yöntemlerinin, en azından kafeidler kullanıp kullanmasalar da, 70 veya daha yüksek bir hubble sabitini tercih ettiğini kabul eder misiniz?

WF: Evet, bu ifadeye katılıyorum. Ama diyorum ki, bilirsiniz, sonuçların çoğu 66 ila 76 arasında değişiyor ve bu yüzden Hubble sabit değerlerinin çoğunun yüksek olduğunu söyleyemem. Bu benim söyleyeceğim kısım …

Esprili– kesip: Planck dışında – CMB veya BAO gibi – 70’in altında bir değer veren aynı erken kalıntı konumunda başlayan bir örneğiniz var mı? Bildiğim kadarıyla, son beş yılda 70’in altında bir hubble sabiti veren mesafe merdiveni kağıtları yok. Birine işaret edebilir misiniz?

WF: Evet, sadece hızlı bir şekilde ortaya çıkıp çıkamayacağımı göreceğim – tam da, neden bahsettiğimi göstereceğim.

Bu grafik, Hubble sabitini zamanın bir fonksiyonu olarak ölçen makalelerin sayısını gösterir ve kırmızı noktalarla vurgulanan çeşitli sefeid ölçümleri.

WF: İşte gidiyoruz. Yani bu, hala hayatta olduğu gibi John Huchra tarafından yayınlanan tüm Hubble sabit ölçümlerinden başlatılan bir veritabanıydı …

Esprili: Oh, ama bu mesafe merdiveni veya uzaklıkta merdiven olsun, bu bozulmuyor. Yani bu grafiğe mesafe dışı merdiven ölçümleri ekliyorsunuz? Buna BAO ölçümleri ve CMB ölçümleri de dahildir.

WF: Söylediğim şey, burada ölçümlerin iki modlu bir dağılımı yok. İfadenize katılıyorum, bilirsiniz, yerel olanların çoğunun 70 veya daha yüksek olduğunu. Ve ayrım yaptığım yer, bu ölçümlerin çoğunun%1 olarak düşük belirsizliklerin yakınında bir yere sahip olmamasıdır. Daha çok üç, dört veya yüzde beş ya da daha yüksek.

Esprili: Sağ. Ama en iyi belirsizliklere sahip olanlara bakarsak, bize yeni aktardığım hikayeyi vermiyorlar mı? Eğer bakarsam, size bazı örnekler vereyim, Cepheid grafiklerine bakalım ya da kırmızı dev şube grafiklerinin ucuna bakalım ya da JAGB grafiklerine bakalım ya da Mira değişkenlerine bakalım – bunlardan, hepsi aralarında değer verecek, diyelim, 70 ve 76.

WF: Tamam aşkım. Ama tekrar söylediğim tek şey, bunların% 1’e yakın belirsizlikler olmadığı.

ES: Evet, buna katılıyorum.

WF: Ve bence şu anda… Tamam, yani, 70 not alırsanız ve% 3’lük bir belirsizlik alırsanız, bence muhafazakar bir belirsizliktir – ve bence% 1’in iddialarının bu noktada haklı gösterilmesi zor.

Esprili: Bilirsiniz, orada bilinmeyen bilinmeyen sistematiğe başvuruyorsunuz. Bu,% 1’lik iddiaların neden iyi olmadığı hakkında düşünme çizgisi mi?

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.

WF: Bence bunu söyleyebilmenin bir yolu. Bence diğeri, eğer bakarsanız – tamam, sadece bir örnek almak için, 2019’da bu çalışmayı Hubble ile kırmızı dev şubenin ucunu ölçmek için yaptık. Ve bunu Tip IA süpernova olan galaksilerde yaptık ve sefeid mesafeleriyle bu galaksilerle karşılaştırabiliriz. Ve% 3 seviyesinde büyük bir anlaşmazlık vardı – 0.06 büyüklüktü. Ve Kırmızı dev şubenin Cepheids ve ucunun daha yeni ölçümleri – bu yüzden şimdi JWST de var ve bilirsiniz, reanaliz vardı, gaia verileri vardı, hubble verilerinin yeniden canlandırılması vardı – kafeid mesafeleri kırmızı dev şubenin ucu ile uyumlu oldu. Şimdi son derece iyi katılıyorlar. % 1 seviyesinde, örneğin% 1,5.

Böylece mesafeler değişti. Ancak – ve Cepheid mesafelerine yapılan bu düzeltme yapılırsa, 71 gibi bir şeyden bir hubble sabiti elde edersiniz. Şimdi aynı zamanda, süpernovaların görünen büyüklükleri değişti. Ve böylece Hubble sabitindeki farklılıkları telafi ettiler. Ve böylece Hubble Sabit, Cepheids’e göre 73 yaşında kaldı. Ancak her durumda değişiklik, alıntı yapılan hata çubuğunun boyutuydu.

Yani diyebilirsiniz, tamam, bilinmeyen bilinmeyenleri düzeltemezsiniz ve bilirsiniz, hiçbir şey yapamazsınız. Ama bakabilirsiniz – bilirsin, bu bir tür Bayesian felsefesi, değil mi? Bir şey öğrendiğinizde, henüz%1’e baktığınız bir çağda olmadığını görebilirsiniz – büyük adımlarla değişiyorsunuz. Ve büyük adımlarla değişmenin bu aşamasındayken, muhtemelen hala hesaba katılması gereken sistematiğin olduğuna dair bir gösterge.

Ve öyle, bilirsiniz, ‘Beş Sigma mı?’ Bir belirsizlik konusundaki bir belirsizliğe bakıyoruz ve beş sigma ise, bu şans eseri olur. Ve bu kadar büyük geziler gördüğünüzde, bu bir tek-in, bilirsiniz, 1.7 milyon ya da beş sigma tanımı ne olursa olsun ve henüz orada olduğunuzu söyleyen bir istatistiğe bakmak zor. Ben de öyle diyorum.

Yakındaki Galaksiler NGC 4258 ve NGC 5584’teki sefeid değişkenlerinin daha iyi anlaşılmasını sağlayarak JWST, mesafelerindeki belirsizlikleri daha da azalttı. Grafikteki en düşük noktalar, uzak merdivenden (sol taraf) çıkarılan genişleme oranlarından NGC 5584’e olan mesafenin tahminini ve erken kalıntı yönteminden (sağ taraf) beklenenleri göstermektedir. Uyumsuzluk önemli ve çekicidir ve belirsizlikler iki yöntem arasındaki farklara kıyasla küçüktür.

Esprili: Sistematiğinizi ölçmenin önemli olduğunu düşünüyorum. Ve aslında, geçen yıl ortaya çıkan makalenizden hatırlıyorum – hatırladığım JAGB yöntem kağıdından ilk hubble sabiti olan – sanırım Jagb yıldızlarını ölçtüğünüz ikinci basamakta yaklaşık on galaksiniz vardı. Ve bilirsiniz, “İşte, burada, istatistiksel belirsizliğimiz var,” ve istatistiksel belirsizliğimiz yoktu. Şimdi bugün geliyoruz ve HST ve JWST verileri ile seçilen daha fazla galaksiniz var. Sanırım en son makalenizde 24 galaksiye kadar.

Size sormak istedim, bunun yöntemlerine ve analizine girmeden önce, genel anlayışım, mesafe merdiveni genel olarak çalışma şeklidir – ikinci basamaka ulaştığınızda – hem aradığınız yıldız türüne sahip olan hem de evine daha fazla uzaklaşmak için kullanabileceğiniz bir şeyleri olan çok sayıda galaksiye sahip olmaktır. Örneğin, içinde bir tip IA süpernova olan ve ayrıca JAGB yöntemini yapmanıza izin verecek HST veya JWST verilerine sahip olan galaksilere baktığımda, seçtiğiniz 24 galaksiyi almıyorum – ya da daha doğrusu onları alıyorum – ancak kullanabileceğiniz 11 diğer galaksiler olduğunu görüyorum.

Bu analize de dahil edilebilecek diğer 11’i değil, seçtiğiniz 24’ü neden seçtiğiniz hakkında konuşabilir misiniz?

2019 kadar yakın bir tarihte, Cepheid değişken yıldızları tarafından ölçülen mesafeler içeren sadece 19 yayınlanmış galaksiler vardı ve bunlarda tip IA süpernova olduğu gözlemlendi. Şimdi galaksilerdeki tek tek yıldızlardan, 42 etkinlikte en az bir tip IA süpernova barındıran mesafe ölçümlerimiz var, bunların 35’i mükemmel Hubble görüntülerine sahip bağımsız galaksiler. Bu 35 galaksi burada gösterilmiştir.

WF: Pekala, hangi 11’den bahsettiğinizden tam olarak emin değilim, ama size seçtiğimizlere neyin yol açtığını söyleyeyim. Teklifimiz – örnek seçimi – örnekte sefeidler, TRGB, JAGB yıldızlarının ölçümlerini yapabileceğimiz en kolay, en yakın galaksilerdi. Ve sonra özellikle kalabalıklaşmanın etkilerinden kaçınmak için arıyorduk – biliyorsunuz, kalabalıkların ciddi etkileri – ve uzak örneğe gitmek istemedik. İşte burada başladık. Seçimin temeli buydu.

Daha sonra, bu 24’e katkıda bulunan galaksilerin çoğunda da HST gözlemleri vardır. Bunlar aynı zamanda nispeten yakındaki galaksilerdir. Ve bunlar şimdiye kadar sahip olanlar – ve aynı zamanda arşivlere de gittik – arşivde bulunan veriler. Yani, SH0ES’in gözlemler aldığı bazı galaksiler var ve bunları bağımsız olarak ölçtük ve bunlar bu analize girdi. Mevcut makaleye koyduk.

Esprili: Bunu sormamın nedeni – çünkü bunun gerçekten önemli olduğunu düşünüyorum, özellikle de bunu diğer insanların anlaması için sunacaksam -: herhangi bir galaksi örneği alıyorsanız ve ‘Analizimi bu örneğe dayandırıyorum’ dediğinizde, adil bir örnek kullandığınızdan emin olmalısınız. Tamam, tamam, galaksiler için bir yayılma alacağımı biliyorum. Biliyorsunuz, herhangi bir galaksi için, hubble sabitini ölçmek için bir galaksi kullanamıyorum – bu çılgın olurdu – çünkü galaksiler bakmak istediğiniz herhangi bir özellik kümesi açısından bir dağıtım izliyor. Ve biliyorum ki, en küçük galaksi için, örneğinizdeki en düşük hubble sabit galaksisi için, sadece bir galaksiyi kullanırsam, 60’ın altında bir şey alırdım.

Endişem, kullanabileceğiniz tam galaksiler paketini içermeyen çok az sayıda istatistike sahip olarak, dağılımın düşük hubble sabit kanadını seçerek ve dağılımın daha yüksek hubble sabit kanadını seçerek kendinizi önyargılıyor musunuz? Baktığım diğer kağıtlar daha büyük örnekler kullanıyorlar. Ve dahil ettiğiniz galaksiler de örneklerinde. Ancak dahil etmedikleriniz, aslında, daha yüksek Hubble sabitlerine karşı önyargılı görünenlerdir.

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.

WF: Pekala, tamam, hadi bunu açalım. Bu yüzden, bizi analiz ettiğimiz örneğe neyin yol açtığını söyledim ve bu, kalabalık etkilerinden en az etkilenecek en yakın örneğe gitmek. Ve bunu yapmak için arşivde bulunan galaksilerin her birini dahil ettik. Yayınlanmış başka ölçümler de var – henüz bu verilere erişimimiz yoktu. Halka açık olduklarında – ve birçoğu şimdi, geçen ay – bunları analiz edeceğiz. Bu geliyor.

Ama size tam olarak nasıl seçtiğimizi söyleyebilirim: en yakın olanlar ve kalabalıktan muzdarip olma olasılığı en düşük. Şimdi, kalabalıklaşmanın sekiz sigma düzeyinde ortadan kaldırıldığını söyleyen bir çalışma var. Bunun milyarlarca açıdan ne anlama geldiğini bile bilmiyorum – bilirsiniz, kalabalık olma şansı.

Bu görüntü, yakındaki Galaxy NGC 4258’de farklı dönemlere sahip birkaç Cepheid değişken yıldızını göstermektedir: sefeid ve mesafe kalibrasyonları için önemli bir galaksi. Alt 6 sıra, çeşitli dalga boylarında hem Hubble (Gri Etiketler) hem de JWST (Mor Etiketler) tarafından ölçülen aynı yıldızları gösterir. JWST görüntülerindeki üstün çözünürlük, önceki Hubble hatalarını önemli, önemli miktarlarda azaltırken ve önceki sonuçlarla tutarlı kalır.

Esprili: Oh bekle, sanırım bunu biliyorum. Sanırım o kağıdı okudum. ‘Kalabalığın Hubble verilerinde bir sorun olduğunu biliyoruz’ diyen buydu – bu sefeidler içindi. Bu yüzden kalabalıkların Hubble verilerinde bir sorun olduğunu biliyoruz. Şimdi aynı alanlar için JWST verilerine sahip olduğumuza göre, Hubble verilerinde çözülmemiş olanı çözebiliriz. Bunu JWST verilerinde çözebiliriz. Ve JWST verilerini yaptıklarında buldukları şey, evet, Hubble Makalelerinde yaptığımızın doğruydu. Ve kalabalık sorunu ortadan kaldıran şey bu olduğunu düşünmüştüm.

WF: Tamam, o plana bir göz atalım. Ve… görebiliyor musun?

Bu görüntü, içlerinde tip IA süpernova olan konak galaksilerindeki Cepheid mesafe ölçümlerini göstermektedir. Kesik noktalı çizgi 8.2-Sigma’da göz ardı edilebilir, ancak 20 megaparsec’den daha uzakta bulunan galaksiler, bunlarla ilişkili başka sistematiğe sahip olabilir.

WF: Tamam aşkım. İşte bir galaksi. 13 megaparsecs. Bu bizim arka bahçemiz, değil mi? Bunu Hubble ile yapamazsak – tek başına JWST – hiçbir şey yapamayız, değil mi?

Esprili: 13 megaparsecs bir sefeid için oldukça uzak, değil mi? 13 megaparsec-45 milyon ışık yılı gibi. Ve bu bir tür, bilirsiniz, bu, Hubble ile ne yapabileceğinizin üst sınırında. Sağ?

WF: Yani, biliyorsunuz, belki Hubble’ı zorluyor, ama Hubble kesinlikle yapabilir. Ve JWST verileri, Hubble’ın 13 megaparsec’teki mesafeleri ölçebileceğini doğruladı. Tamam, sonra burada yaklaşık 20 megaparsec olan iki galaksimiz var. SH0ES örneğinin yüzde altmışı 20 megaparsec’den daha fazla mesafededir. Bu iki gökada, SH0ES verilerinin reanalizinde hiçbir fark göstermedi. Onlar-NGC 5584, yine JWST, yüz yüze bir galaksidir, bu gerçekten iyi bir ölçüm olmalıdır. Bilirsiniz, onlar en iyisini kabul eden iki galaksiydi. Verilerini yeniden analiz ettiklerinde bazı geziler 0,3 büyüklüktür -% 15 mesafe.

Tamam, 40 megaparsecs – örneğin hala% 25’i var. Bu çizgi, tamam, eğer kalabalık bir mesafeyle doğrusal olarak artar – ki kimsenin söylemeyeceği – o zaman 40 megaparsec’te 0.3 büyüklükte bir etkiniz olur. Ancak mesele şu ki, daha kalabalık galaksilerde ortalama 0.03 ortalama ofset varsa, bu hata çubuklarının tüm boyutudur. . tüm boyut. Bu yüzden, kalabalığın sekiz sigma düzeyinde dışlandığına dair bir açıklama yapmak erken. Bu benim tek amacım. Daha uzak galaksilerde henüz test yapılmamıştır. Henüz ölçmediklerimiz bunlar. Bence herkesin ihtiyacı var – bu verilere ampirik olarak belirlemek için ihtiyacımız var: durum bu mu?

Ve bence hala -%1’e gidiyorsak – bunu göz ardı etmemiz gerektiği olasılığı var. Ve bunlar bahsettiğiniz galaksiler. Daha uzaklar. Göreceğiz. Göreceğiz. Bu sadece açık bir ampirik soru, ama bunu ele almamız gerekiyor.

Esprili: Bence bu da oldukça önemli. Demek istediğim, konuşurken, hey, sahip olduğumuz galaksileri kullanmak ve mesafelerini ölçmek ve onların içindeki göstergeleri ölçmek istiyoruz – ister Kephidler olsun, ister kırmızı dev şubenin ucu olsun, Jagb olsun – bilirsiniz, bu AGB yıldızları, evrimlerinde belirli bir noktada, bunu isteyeceksiniz. Topluluğun, kamuya açık olan herkese ham verileri sağlama konusunda iyi olduğunu düşünüyor musunuz, Kephidler için, kırmızı dev şube için Jagb, “Hey herkes, işte veriler, kalibrasyonları kendiniz yapabilirsiniz, analizi kendiniz yapabilirsiniz?” Yoksa kamuya açıklanmayan bu verilerin bazıları mı? Ve bunun hakkında ne düşünüyorsun?

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.

WF: Bence, biliyorsunuz, bazılarının var ve bazıları yok. Demek istediğim, H-bandında gözlemlenen bir çaba örneği-20 megaparsecs uzakta bir Galaxy, değil mi? Demek istediğim, bu, tamamen bilirsiniz, kalbinizi%1’de bir ölçüm yaptığınız için dinlendirin. Ve tekrar söylediğim gibi, numunenin% 60’ı bundan daha uzak. Ve ölçümlerin çoğu H-band verilerine bağlıdır. Öyleyse, sorduk, aykırı değerlerin bu ortadan kaldırılmasından önce kafeid örneğini alabilir miyiz? Ve cevap, “Arşivde” idi. Yaptığımız şey bu – arşivdeki verileri azaltıyoruz. Bu veriler sunulmadı.

Şimdi, bağımsız grupların aynı verileri azaltmasının gerçek bir değeri olduğunu düşünüyorum; Bence mükemmel makul. Genel olarak bilimde yeterince yapmıyoruz. Ve biliyorsunuz, daha önce yayınlanmış ve “Bunu farklı bir şekilde analiz ettik, hey, aynı cevabı alıyoruz” diyen verileri kullanmıştır. Ama hiç kimse gerçek, ham verilere geri dönmedi ve yeniden canlandırmadı. Ve şimdi bunu şimdi yapmanın ortasındayız.

Dediğim gibi, SH0ES ekibinin yeniden canlandırılması mesafelerini değiştirdi. Şimdi kırmızı dev şubenin ucuyla aynı fikirde olan mesafeler var. Ve Jagb mesafeleri kırmızı dev şube mesafelerinin ucuna iyi katılıyor. İlerleme kaydetmediğimiz izlenimini vermek istemiyorum. Bence büyük ilerleme kaydediyoruz. Galaksiye göre galaksi bazında, farklılıkların nereden geldiğini gerçekten daraltıyoruz.

Ve bence en son öğrendiğimiz şey, tamam, mesafeler aynı fikirde, ama aslında süpernova örneklerinde gerçek farklılıklarımız var. Ve bunlar ilginç olduğu ortaya çıkıyor. Ve ayrıca Desi çalışmaları açısından ilginç oldukları ortaya çıkıyorlar – bilirsiniz, hangi süpernova örneklerinin ne cevap verdiğini. Süpernova verilerinde, ışık eğrilerinin uydurulmasında, düşüş oranını ve kütle-adım düzeltmelerini ve renk düzeltmelerini, vb.

Desi işbirliğinin ikinci veri yayınının sonuç kağıdından bu rakam, altı farklı veri setiyle tercih edilen madde yoğunluğunun farklı değerlerini göstermektedir: Desi’nin birinci ve ikinci sürümleri, CMB ve Pantheon+, Union ve Desy5’in süpernova örnekleri. Bao ve süpernova veri setlerinin birbirleriyle gerçekten uyumlu olmadığını ve üç farklı süpernova veri setinin (Pantheon+, Union ve Desy) birbirinden çılgınca farklı sonuçlar verdiğini unutmayın.

WF: Şimdi mesafelerde ilerleme kaydetmemiz, süpernova’daki yeni sorunları ortaya çıkarmak. Ve bence hala öğrenecek çok şeyimiz var. Ve öğreniyoruz. Ve bence fantastik bir ilerleme. Ama biz değiliz – sadece%1’i konuşacaksak henüz orada olduğumuzu sanmıyorum. Ama bunu inanılmaz bir ilerleme olarak görüyorum. Çiftten% 3 veya daha iyi bir seviyede, aslında hepimiz kabul ediyoruz. Daha önce kabul etmeyen tüm insanlar – aynı fikirde.

Ve soru şu: Planck ile olan farklılıklar ne kadar önemli? Şimdi, insanlar gerçekten çok çalıştı. Demek istediğim, teorik topluluk, bu hubble gerginliğine neyin neden olabileceğini anlamaya çalışmak için büyük çaba sarf etti. Ve bilirsiniz, 2021’de Arxiv’de bunu açıklamaya çalışan 1.000’den fazla makale vardı.

Esprili: Evet. Teorisyenler – ben bir teorisyenim – sıkılıyoruz, değil mi? Eklenmeyen bir şey görüyorsunuz ve “Ooh, standart modelde çatlak! Bir şey icat edelim” gibi. Bin teorisyenlere bin gün veriyorsunuz ve bin makale alacaksınız, değil mi?

Kontrast için gösterilen CMB ve Bao’dan (mavi) erken sinyal verileri ile mesafe merdiveninden (kırmızı) modern ölçüm gerilimleri. Erken sinyal yönteminin doğru olması ve mesafe merdiveni ile temel bir kusur olması mantıklıdır; Erken sinyal yöntemine ve mesafe merdiveni doğru olduğu veya her iki grubun doğru olduğu ve bir tür yeni fizik (üstte gösterilen) suçlu olduğu küçük ölçekli bir hata olması mantıklıdır. Erken bir karanlık enerji biçimi olduğu fikri ilginçtir, ancak bu erken zamanlarda daha fazla karanlık enerji anlamına gelir ve (çoğunlukla) çürümüşten beri var.

WF: Ama sizi 67’den 73’e çıkaracak hiçbir şey bulamadılar, sanırım gerçekten ilginç. Yani, bence buna bir göz atmalıyız. Belki de orada. Ama eğer oradaysa, henüz görmediğimi söyleyeceğim olağanüstü kanıtlara ihtiyacımız var. Ve diğer olasılık, belki de orada değil. Ve bilirsiniz, hala tespit etmemiz gereken şey bu. Daha iyi, daha küçük belirsizliklere ihtiyacımız var ve bu potansiyel sistematiğin bazılarını dışlamak için. Şimdi, tamam, daha büyük bir örnek var – SH0ES örneğinde 42 süpernova var, değil mi? Bu 35 galaksi, bilirsiniz, 20 megaparsec. Yine, numunenin% 60’ı daha uzaktır.

Ama tamam, bazılarından bahsettiğiniz bu diğer galaksilerin daha büyük belirsizlikleri var. Daha uzaklar, değil mi? Bunu bekliyorsun. Böylece, numunenin ağırlığının yarısı sadece 12 süpernovadan geliyor. Bu ağırlığın yarısı. Bu galaksiler için düz yayınlanmış hata çubuklarını alın. Tam olarak, bu olağanüstü iddiayı temel aldığınız büyük bir örneğe sahip değilsiniz, bilirsiniz, temel fizik eksiktir. Yani, etkili bir boyutu etkili bir şekilde hesaplayabilirsiniz, değil mi? Sadece 31 süpernovaya eşdeğerdir. Bilirsiniz, ağırlık bir fark yaratır – bu süpernovaların her biri için eşit ağırlıklandırmaya sahip değilsiniz. Yani, bilirsiniz, bu daha büyük örneğin size verdiği 1/√n istatistiksel kazancı yok.

Yani, örneğimize bakarsanız, 24 süpernova var. Şimdi, örneğimizdeki en uzak galaksiler – o kadar uzak değiller. Yani – ortak galaksiler bile – daha küçük belirsizliklere sahip değiller. Halo içindeler, kalabalık değiller, büyük kızarma etkileri yok. Yani, bilirsiniz, ağırlığın yarısı şimdi numunenin% 38’inden geliyor. Yani, bilirsiniz, eğer numunelerin etkin boyutunu karşılaştıracaksanız, istatistiksel olarak çok farklı değiller. Karşılaştırılabilirler.

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.

Esprili: Doğru, ben buna katılabilirim. Ama biraz daha ileri giderdim – söylediğin birkaç şeyi geri itmek istiyorum. Birincisi, bu tip IA süpernova burada büyük belirsizlik – ya da olası büyük belirsizliklerden biri. Oradaydı Geçen yıl okuduğum bir kağıtSanırım Dan Scolnic ve işbirlikçileri tarafından, baktıklarını söylediler, Pantheon+ gibi SH0ES ile kullanabilirsiniz, ama aynı zamanda “Oh, optik süpernova kullanmayacağım-yakın kızılötesi tip IA süpnova kullanacağım” diyebilirsiniz. Veya “Tip II süpernova kullanacağım” veya “Yüzey parlaklığı dalgalanmalarını kullanacağım” ya da Tully -balıkçı ilişkisi veya temel düzlem ilişkisi.

Ve tüm bunları yaparsanız, bilirsiniz – dediğiniz gibi, evet, tüm bunlarda hata çubukları% 1 değildir. Daha çok%3 ila 5 arasında, hatta birkaç durumda%6 veya 7 gibi. Ama hepsi söyleyebilirim, yaklaşık 74 km/s/mpc, artı veya eksi iki veya üç. Bu yöntemlerden herhangi birini kullanarak yaklaşık 67’ye inmek gerçekten zor.

WF: Tamam, tamam, o noktayı alıyorum – süpernovalarınızın mutlak bir kalibrasyonu.

Esprili: Bunu süpernova olmadan yapabiliriz, değil mi? Bu sadece süpernova için değil. Bu, merdivendeki herhangi bir üçüncü basamak için olabilir.

WF: Tamam, ama zehirini seç. Sağ?

Esprili: Elbette. Yüzey parlaklığı dalgalanmaları, temel düzlem veya Tully – balıkçısı. Mutlaka süpernova bağımlı değildir.

WF: Hayır, ama Tully -Shisher ilişkisindeki dağılım, bilirsiniz, 0.4 veya 0.5 büyüklüktür – bu% 20 mesafe. Bilirsiniz, yine, sefeidleri yeniden kalibre etmeden önce ve o noktada kırmızı dev şubenin ucunu kabul etmiyorlardı. Yani ne aldığınıza bağlı. Yüzey parlaklığı dalgalanmaları – tekrar, dik bir renk bağımlılığı vardır. Toz için endişelenmelisin. Şu anda kalibratörlerin çoğu spiral, uzak numune eliptiklerdir. Yani bu renk farkı bir fark yaratır.

Bu astrofizik. Mikrodalga arka planına ve bununla ilgili bir tür doğrusal fiziğe bakıyorsunuz – bu bir güzellik. Bir şekilde erken evrenin daha basit olması gerektiği gibi geliyor, ancak fizik daha basit.

Ölçüldüğü gibi sıcaklık dalgalanma gücü spektrumu (orta) ile birlikte Planck’tan CMB’deki sıcaklık dalgalanmalarının haritası (üst). Alt iki panel, ölçülen radyasyon miktarı olan bir evrende CMB’de görünecek çeşitli açısal ölçeklerde simüle edilmiş sıcaklık dalgalanmalarını gösterir ve daha sonra% 70 karanlık enerji,% 25 karanlık madde (sol) veya% 100 normal maddeye ve karanlık maddeye (sağda) bir evreni gösterir. Pik sayısındaki farklılıklar, tepe yükseklikleri ve yerler kolayca görülebilir.

Esprili: Oh, doğrusal rejimi seviyorum. Danışmanımın uzmanlığı doğrusal olmayan rejimdi ve doğrusal rejimi hala çok seviyorum. Bu basit!

WF: Evet. Ama bunun bedelini ödüyorsun. Ve bu yüzden söylediğim tek şey – doğrusal olmayan bir rejimde. Toz ve kalabalık ve diğer sıcaklık -lonfor etkilerinin, metaliklik etkilerinin… iyi şanslar. Demek istediğim, bir arsada şeyleri astarlamak kadar basit değil. Ve bilirsiniz, insanların bu arsanın farklı versiyonları var. Ve daha düşük olan bazı değerler – bilirsiniz, tüm bunları yüksek olan ve bitmiş bir anlaşma gibi görünüyor.

Ama bence – verilere bakıyorum ve yine, bunu gösterebilirsek yeni temel fizik görmek isterim. Sanırım sonun en heyecan verici keşiflerinden biri olacak – ne zaman seçmek istediğiniz zaman dilimi. Ama eğer yeni fizik olduğunu söyleyeceksem, beni ikna edecek verileri görmek istiyorum, bu bana atlayacak. Ve beş Sigma bir soru olmayacak. Olacak: Bu – bundan kaçınamayız. Ve bence çok fazla şey var, yine de, [that remain unaddressed].

Bu grafik, mesafe merdivenizde kullanılan örnek için çeşitli seçim seçeneklerinin, çeşitli galaksiler için hem ortalama değerleri (veri noktaları) hem de belirsizlikleri (hata çubuğu hatlarının boyutu) nasıl etkilediğini gösterir. Bazılarının JWST verileri vardır ve bazılarının sadece hubble verileri vardır; Bazılarının sefeidleri vardır ve bazılarında asimptotik dev şube yıldızları vardır; Bazıları CCHP ekibi tarafından seçildi ve bazıları SH0ES ekibi vb. Tarafından seçildi. En küçük belirsizlikler, tam veri paketini kullanan çalışmalardan geliyor. Planck verileri ~ 67 km/s/mpc’lik en uygun tahminle kalır.

WF: Ve ben sadece süpernova hakkında bu noktayı yapmak istiyorum, yani süpernova kalibrasyonu değişti. Ve tüm bunlar bunun farkında olmadığınız bir şekilde oluyor, değil mi? Sana bir şeyler söylüyorum. Her şeyin yüksek olduğunu ve beş Sigma olduğunu söylüyorsun. Ama perdenin arkasında, olan şey işlerin çok değiştiği. Ve eğer bu gerçekten% 1 veya% 1 seviyesinden daha iyi olursak, bu büyük miktarlarda değişmemelidirler. Bu… henüz orada değiliz.

Yani, bu süpernova örneğidir. Carnegie’deyken, burada araştırma yapmaya gelmeden önce [at Chicago]Carnegie gözlemevindeydim ve arama olmayan bir süpernova projesi yaptık-bir takipti. Bu yüzden, yeni süpernova aramıyorduk, ancak yeterli dalga boylarında yeterli veri alabildiğimizden, süpernovaları maksimumdan önce yakalayabildiğimizden ve onları gerçekten iyi gözlemleyebildiğimizden, zamanın bir fonksiyonu olarak süpernova izledik, böylece çok doğru k-düzeltmeleri elde edebildik. Ve gerçekten kalibrasyonda çalıştık.

Bu görüntü Wendy Freedman’ın kalibrasyon ve sistematik dahil olmak üzere süpernova üzerindeki çalışmalarını gösterirken, Carnegie’de Las Campanas Gözlemevi’nden ışık eğrisi ve spektral veriler ediniyor.

WF: Yani, bu Las Campanas’ta yapıldı. Las Campanas’ta yılda üç yüz gece açık. Bu veri kümesinin kalibrasyonunun, sistematiklerle başa çıkmamıza yardımcı olması amaçlanmıştır. Programın on yıllık seyri boyunca dedektörlerin sürüklenebileceklerinden endişe ediyorduk. Bu nedenle, aslında dedektörlerin mutlak akışını her yıl ölçtük. Sıfır noktamızdan gerçekten eminiz.

Şimdi spektrofotometri var – eski doktorlarımdan biri Dr. Taylor Hoyt. Kağıtlarına bakmadıysanız, lütfen yapın, çünkü bu süpernova kalibrasyonunun bazı ayrıntılarına girdi ve Pantheon+ ve daha önceki süpercal ve kalibrasyonumuzla karşılaştırıldı. Ve sorunlar var. Ancak spektrofotometrileri sıfır noktamızı doğrular.

Pantheon+, verilerimizi alıp eklediklerinde – 18 farklı anket kullanıyorlar – bizimkini eklediler, sıfır noktamızı değiştiriyorlar. Sıfır noktayı değiştirmenin doğru bir şey olduğunu görmüyoruz çünkü bu kalibrasyona güveniyoruz. Ve bu – bilirsin, bu keyfi bir değişim. Bu hubble sabitini arttırdı. Bence Karanlık Enerji Araştırması, Birlik 3 Araştırması, Pantheon+, bilirsiniz, tüm bu farklı süpernova anketleri de Desi sonuçlarına katlanmıştır ve Bao, w [ES note: the dark energy equation of state] kırmızıya kayma ile gelişir.

Bu süpernovaya nasıl uyduğunuzu öğreniyoruz. İster tuz2 veya 3, falan falan falan – gerçek farklılıklar vardır. Ve büyükler. Ve bu farklılıkları anlamamız gerekiyor. Ve gördüğümüz bu farkın bir kısmı-ve size söylüyorum, bu iyi kalibre edilmiş bir örnek-sıfır noktamızı değiştiriyorlar. Ve bu, daha yüksek hubble sabitlerinin nedeninin bir parçası.

Büyük (sol) ve küçük (sağ) Magellanik bulutlarda Cepheid değişken yıldızları için sefeid periyodu (x ekseni) ile bu astronomik büyüklük (y ekseni) grafiği. Yıldızlar, her biri için iki Weisenheit endeksinde (üst) ve üç Hubble filtresinde (alt) gösterilir. Aykırı değerler (küçük X sembolleri) hariç tutulduktan sonra, periyot-aydınlık ilişkileri (düz çizgiler) türetilir.

WF: Yani, benim için, bu yerleşene kadar – ve sanırım önümüzdeki birkaç yıl içinde olacak – daha fazla süpernova anketimiz olacak. ZTF’ye sahip olacağız, Rubin’imiz olacak, bu süpernovaya bakan ve aynı süpernovaları analiz eden farklı gruplarımız olacak. Bunun dibine ulaşacağız.

Ama yine de, bilmiyorum – bilirsin, bu insanlar hareket ederken bana olağanüstü bir kanıt gibi görünmüyor ve sizin gibi, bu oldukça dikkatli bir şekilde bakan insanlar bundan habersiz. İşler hareket ediyor. Bu yüzden, çözünene kadar ve birçok grup nereye inerse olursa olsun, bu konuda fikir birliğine girene kadar – ve nereye ineceğine tamamen açıkım – sadece herkesin kabul edebileceği ve nihayetinde bir tür tutarlı, nihayetinde bir fikir birliği olan hata çubuklarımız olduğundan emin olmak istiyorum. Ama henüz orada değiliz. İşler hareket ediyor.

Esprili: Katılıyorum. Farklı grupların kullanılarak oldukça farklı değerler aldığını görüyorum – aynı verileri söylemeyeceğim – ancak analizin nasıl ilerlediğine bağlı olarak. Örneğin, grubunuzda bir hubble sabiti elde etmek için süpernova verileriyle birlikte kırmızı dev şube yıldızlarının TIP’in HST ve JWST verilerini kullandı. Ve yaklaşık 70 olan bir tane var. Ve bilirsiniz, dediğin gibi, söyleyebileceğiniz yerde, istatistiksel hatalar, söyleyebilirsin, tamam, bu oldukça küçük. Ancak sistematik olarak, şimdi muhtemelen en az yüzde birkaça baktığınızı kabul etmek zorundasınız.

Bu yılın Şubat ayında biliyorum, Joseph Jensen ve diğer bazı ortak çalışanlar tarafından bir makale – John Blakeslee oradaydı, Brent Tully üzerinde idi – burada kırmızı dev dalın ucunu yüzey parlaklığı dalgalanmalarıyla kullandılar ve hem HST hem de JWST verileriyle kalibre ettiler. Ve üzerinde yüksek bir hubble sabiti – yüksek diyeceğim – 73.8 km/s/mpc, üzerinde 0.7 istatistiksel ve 2.3 sistematik belirsizlik ile.

Görünüşe göre, hem istatistiksel hem de sistematik hataları alırsanız ve bunun çok düşük ucunu alırsanız, elde ettiğiniz şeyin neredeyse üst ucunu alırlar. Örneğinizi ve daha yüksek istatistiksel hataları alırsanız. Kırmızı dev şubenin ucu iyi anlaşılan bir şey mi? Yoksa bu kafeidlerden daha iyi anlaşılmamış mı?

Bu grafik, Şubat 2025 itibariyle kırmızı dev dal ölçümlerinin ucundan ve iyileştirilmiş optik renk ölçümlerinden güncellenmiş yüzey-parlaklık-yakışma sıfır nokta kalibrasyonundan türetilen mesafeler kullanılarak çıkarılan hubble diyagramını göstermektedir.

WF: Hayır, tartışırım – ve bilirsiniz, Lars Bildsten gibi teorisyenlerle konuşabilirsin, Kırmızı dev şube yıldızlarının ucunda çalıştı – Kırmızı dev şubenin ucu muhtemelen herhangi bir mesafe göstergesinde teorik olarak en iyi anlaşılır. Bunlar düşük kütleli yıldızlar. Dejenere çekirdekleri vardır: helyum çekirdekler. Güçleniyorlar – parlaklık, dev dala tırmanıyorlar – yanan bir hidrojen kabuğu ile güçlendiriliyorlar.

Ve yarım güneş kütlesinin sadece utangaç bir çekirdek kütlesinde meydana gelen iyi belirlenmiş bir sıcaklığa-100 milyon derece-ulaştıklarında, bu sıcaklık, üçlü alfa işlemi ile çekirdeği tutuşturmak için yeterlidir. Ve bu çekirdek helyum flaşının konumu. Basit fizik: nükleer fizik.

Sefeidler, bilirsiniz, süper. Atmosferleri titriyor. Metaliklik bağımlılığını bilmiyoruz. Bilirsiniz, eğer literatüre bakarsanız, metaliklik bağımlılığının eğiminin değeri, dalga boyuna bağlıdır, çalışma kime bağımlıdır. İyi kararlı değil. Ve bu sadece atmosfer. İç mekan hakkında hiçbir anlayışımız yok.

Ve böylece fiziği anlamak açısından – bu yüzden yüzey parlaklığı dalgalanmaları hakkında konuşuyoruz – sadece dev şube yıldızı dalgalanmalarına değil, aynı zamanda asimptotik dev şube yıldızlarına da bakıyorsunuz. Ve bunu çözemezsin. Bireysel piksellerdeki bireysel dalgalanmalara bakıyorsunuz; Neye sahip olduğunu bilmiyorsun. Yıldız oluşturma tarihine bağlıdır.

Bilirsiniz, kırmızı dev şube yönteminin ucunun güzelliği, galaksinin halesine çıkabilmenizdir. Renk -büyüklük diyagramında devler nerede, asimptotik dev şube yıldızlarının nerede olduğunu görebilirsiniz. İyi anlaşılmış astrofizik. Kalabalık değiller. Halelerde ihmal edilebilir bir reddating var. Bunlar sefeidlerden veya JAGB yıldızlarından veya yüzey parlaklığı dalgalanmalarından çok daha iyi anlaşılır.

Bence daha zayıflar, ekstragalaktik mesafe ölçeğinde uzun zamandır kullanılmadılar; Bunları kesinlikle kilit projede kullandık. Sefeidleri test etmek için kullandığımız yerel bağımsız yöntemlerden biriydi ve% 10’dan daha iyi olana kadar bunu yapabildik. Ancak Chicago Üniversitesi’ne vardığımda, TRGB mesafe ölçeğini geliştirmek için tekniği geliştirmeye başladığımız zamandı, böylece aslında IA süpernova tipi ve Hubble sabitini yapan galaksilere gidebiliriz. Ama bence çok iyi anlaşılıyorlar. Bu topluluk bir şey… Onlara aşina değiller çünkü yıllardır Hubble zamanından beri sefeidler kullanıyoruz. Altın standart olarak adlandırılırlar. Ancak çok zorlu bir mesafe göstergesidir. Ve bildiğiniz gibi onlar üzerinde çalıştım, şimdilik 40 yıldır. Yani, bilirsiniz – bu diğer mesafe göstergelerini geliştirmenin nedeni – potansiyel sistematiğin ne olabileceğini anlamaya çalışalım.

Dönemi belirlemelisiniz. Bu arada, bunları aldığınız dönem aralığından endişe etmelisiniz – bu arada analizde çok şey değişti. Ve bunların sonuçları var. Kırmızı dev şubenin ucu çok daha basit. Ve yıldızların metalitesi renklerle bire bir izler. Bir yıldız, kırmızı dev şubenin ucunun renk aralığının mavi ucundaysa, metal fakirdir. Ve Samanyolu’ndaki küresel kümelerde, insanların yüksek çözünürlüklü spektrumlardan ayrıntılı bollukları ölçtükleri spektrumlarımız var. Kırmızı dev şube yıldızlarını anlıyoruz. Sefeidlerden çok daha iyi anlaşılırlar.

Yıldızlar çekirdeklerinde hidrojen bittiğinde, ana sekanstan evrilir, alt oyunlar haline gelirler, sonra kırmızı devler olurlar, daha sonra çekirdeklerinde (kırmızı dev şube aşaması) helyum ateşler ve daha sonra yatay dal üzerine ve nihayetinde süper devasa dallara (yüksek kütleli yıldızlar için) veya daha önce boynuzlara dönüşürler. Bir yıldızın kütlesi nihai kaderini belirler, ancak füzyon oranı diğer iç özellikler tarafından belirlenir.

Esprili: Tamam, bu yüzden zamanına dikkat etmek istiyorum. Zaten burada benimle bir saat geçirdiğini biliyorum. Eğer sorun olmazsa iki sorum daha var.

WF: Hey, ateş et.

Esprili: Teşekkürler, teşekkürler. Uzun zamandır biliyorum, insanlar – siz de dahil – daha fazla veriye ihtiyacımız olduğunu söylüyorlar. Hubble sabitinin gerçek değerinin ne olduğunu bilmek istiyorsak, özellikle uzaktan merdivenden, değil mi? Gaia’ya ihtiyacımız vardı. Ve sonra Gaia’yı aldık. Daha önce, Hubble’a sahip olduğumuzda JWST’ye ihtiyacımız vardı. Şimdi JWST’imiz var. Gerçekten merak ediyorum: Hangi noktada “Bu veriler tatmin edicidir ve bu sonuçların bir tür mesafe merdiveni topluluğunun yakınlaştığının güvenilir olduğuna inanabilirsiniz.”

Bunu çözeceğini düşündüğünüz belirli bir veri kümesi var mı? Veya bunu çözebilecek bir deney mi? Hubble sabitinin geç saatli ölçümlerden ne olduğu hakkında bir sonuç çıkarabileceğimiz için verilerin yeterince yakınlaştığını söyleyebileceğinizi düşünüyorsunuz?

WF: Sanırım – bu konuda söylemek istediğim birkaç şeyim var. Sanırım önümüzdeki birkaç yıl içinde gerçekten çok şey öğreneceğiz. Bu daha uzak galaksiler hakkında ek JWST verilerimiz olacak, bazıları henüz JWST verileri yok. Barry Madore ve ben de JWST’de komaya adım atmak için JAGB yöntemini kullanmak için zamanımız var, böylece çok ilginç bir ölçüm olacağını düşündüğüm IA Supernovae’dan tamamen kaçınabiliriz.

Esprili: Evet, bu seni 55, 60 milyon ışık yılına kadar alacak…

WF: Hayır hayır, 100 megaparsecs.

Esprili: Oh, koma! Başak değil! Koma!

WF: Koma. Evet!

Esprili: Oh, Tanrım.

Modern alan ve yer tabanlı teleskopların bir bileşimi ile görüldüğü gibi, koma galaksileri kümesi. 99 megaparsec (yaklaşık ~ 320 milyon ışık yılı), içindeki bireysel yıldızlar Hubble tarafından çözülemez. Ancak burada JWST döneminde, bu üye galaksilerin galaktik halolarındaki kırmızı devler ve AGB yıldızları gibi bazı yıldız sınıfları gerçekten de bireysel olarak çözülebilecek.

WF: Evet. Yani, bu eğlenceli olacak. Ve bu yıldızlar yeterince parlak, tekrar dışarı çıkabiliriz, kalabalık bir sorun olmayacağı yerde yeterince dışarı çıkabiliriz. Ve bence bu çok ilginç olacak. Ve koma kümesinde 12 süpernova bile var, bu yüzden bunları kalibre edebiliriz. Yani bu bir şey olacak. Yani süpernova kullanmıyor. Bence yine farklı mesafe göstergelerine sahip olmaya geri dönmemiz önemlidir. Ve bu çeşitli yöntemler için numuneler arttıkça, bu istatistiksel belirsizlikler düşecektir.

Ve bence daha fazla vakaya ihtiyacımız var. Kırmızı dev şube yıldızlarının ve Jagb yıldızlarının ucunun sahip olmasının güzelliklerinden biri, bunları aynı galaksilerde ölçebilmemizdir. “İşte burada bir SBF galaksisi ve orada bir süpernova galaksisi” gibi bir şeye bakmıyoruz. Henüz karşılaştırmıyoruz. Daha uzak galaksiler için bunu yapma yeteneğine sahip değiliz. Bundan daha fazlasına ihtiyacımız var, çünkü Systematics’e tekrar böyle gideceğiz.

Ve sonra nihayet söyleyebilirim ki, benim bakış açımdan, akıya ve mutlak bir kalibrasyona bağlı olmayan yöntemlere ihtiyacımız var. Mutlak kalibrasyon zordur. Ve konuşmadık, toz için düzelttiğinizde, toz haritalarının mutlak kalibrasyonu nedir? Bu şeylerin büyük olmasını beklemiyoruz, ancak bilirsiniz, sistematik olabilirler, kalibratörleri potansiyel olarak etkileyecekler ve mesafe ölçeğinde sistematik bir etki yaratabilir.

Bence yerçekimi dalga sirenleri gibi şeyler – bilirsiniz, topluluktaki çoğumuz bunun daha hızlı olacağı için gerçekten heyecanlıydık. Bilirsiniz, bir Nötron Yıldızı -Nötr NEUTRON STAR İkili Aday Nesnesi olan GW170817, bilirsiniz, tesadüfi bir şekilde oldu. Tam başlangıçta. Çok parlaktı, bunlardan çok daha fazlası olacak gibiydi. Ama tek bir tane olmadı.

17 Ağustos 2017’de lazer interferometre yerçekimi dalgası gözlemevi, bir nötron yıldız çarpışmasından yerçekimi dalgalarını tespit etti. 12 saat içinde, gözlemevleri, bu Hubble uzay teleskop görüntüsünde gösterilen ve iki nötron yıldızının çarpışmasından kaynaklanan bir Kilonova (kutu) adı verilen ilişkili bir yıldız cataclysm yerleştiren oldukça sıradan Galaxy NGC 4993 içindeki olayın kaynağını tanımlamıştı. Bir kilonova’nın gama-ışını patlamalarının sadece olası bir kaynağı olduğunu ve hepsini açıklayamayacağını unutmayın. Ek: Hubble, altı gün boyunca Kilonova solmasını (optik ışıkta) gözlemledi.

Esprili: Hayır, gördüğümüz diğer Nötron Yıldız -Nötr Star birleşmeleri doğrudan kara deliklere gitmiş gibi görünüyor. Yani, onlardan ek bilgi yok.

WF: Evet, bu gerçekten hayal kırıklığı yaratıyor. Ama bu olacak. Bilirsiniz, bu tekrar olacak. Evrendeki tek kişi kesinlikle değil. Ve bence bu önemlidir, çünkü bu tamamen farklı fizik, tamamen farklı sistematiklerdir ve bence önemli olacağını düşünen mutlak bir akı kalibrasyonuna bağlı değildir.

Ama gerçek majör görüyorum… Supernova örneğini daha iyi anladığımız için önümüzdeki birkaç yıl içinde çok daha iyi bir anlayışa sahip olacağız – ve bu kritik olacak – ve bu diğer ölçümlere sahip olduğumuz JWST örneğini genişlettikçe.

Ve sonra Gaia da, sonunda, hala birkaç yıl uzaklıktadır, ancak son veri sürümlerine sahip olacaklar ve paralakslarda iyileşme olacak. Şu anda, paralaksların yıldızın büyüklüğüne, yıldızın rengine, gökyüzündeki konum vb. Yani bu büyük bir gelişme olacak.

Sonra dediğim gibi, Rubin çok fazla süpernova olacak. Tutarlı bir şekilde kalibre edilecekler. Ve bunları takip etmek için yeterli spektroskopik zaman aldığımız sürece. Yakınlarda çok fazla şey almasak bile – yani, bu zorluklardan biri, doğru – size küçük örneklemi gösterdim ve yine Hubble veya JWST ile ölçebileceğimiz için yeterince yakın olan çok fazla süpernova sağlamayan doğanın merhametindeyiz.

Ancak bu örnek artacak. Şu anda 80 megaparsecs’te bile bir tane bile var, ki buna 20 megaparsecs’te bakıyorsunuz, yine, 80 megaparsecs’te bir şeyin% 1 ölçümünü nasıl alabilirsiniz? Bu nedenle, yakındaki bu örneği artırmamız gerekiyor.

Bu yüzden benim görüşüm, sadece biraz daha sabırlı olmalıyız ya da biliyorsunuz, toplu olarak sabırsızlanmalıyız. Bir cevap görmek istiyoruz. Ama bu ampirik bir soru. Bunun dibine ulaşacağız. Ve bence bunu yapıyoruz. Bence doğruluk – yani nereden geldiğimi biliyorsun, değil mi? İki faktördü. Yüzde birkaç doğruluktan bahsettiğimiz için beni hayrete düşürüyor. Tarihsel olarak kabul etmeyen gruplar anlaşmaya varıyor. Ve sonra katılmadığımız başka yerlerin nerede olduğunu buluyoruz, şimdi bu yöne bakacağız. Ve sanırım önümüzdeki birkaç yıl içinde, bu farklılıkların nerede ortaya çıktığını anlamada çok ilerleme kaydedeceğiz.

Bu grafik, H0 değeri veya Hubble uzay teleskop kafeidlerinden ve ankrajlarından türetilen günümüzde genişleme oranı ile JWST kafeidlerin (veya diğer yıldız türlerinin) ve ankrajlarının diğer alt örneklerinden bir karşılaştırma göstermektedir. Mesafe merdiveni yöntemi yerine erken kalıntı yöntemini kullanan Planck ile bir karşılaştırma da gösterilmiştir.

Esprili: Elbette. Son sorum şu: Planck’ın verilerine bir göz attığınızda ve dediğinizde, tamam, bize 67.4 ± 0.5’lik bir hubble sabiti verdiler. Hubble sabitinin geç saatlerde geç mesafe ölçümleri için makul bir yol olduğunu düşünüyor musunuz, tüm kalibrasyonları düzgün bir şekilde yaptığınız ve yaptığınız tüm rüya verilerini aldığımızda, bu geç saatte Hubble sabitinin, aslında 70 km/s/mpc’nin altında olduğunu ve plank verilerinin altında olduğunu bulma şansımız olduğunu düşünüyor musunuz? Yoksa bugün şimdiye kadar sahip olduğumuz verilere dayanarak olağanüstü olası görünmüyor mu?

WF: Yine, bu ampirik bir soru. Sonunda nasıl çıkacağını bilmiyorum. Kesinlikle 70’in biraz altında çıkabilmesinin mantıklı olduğunu düşünüyorum. Bu bana hiç mantıklı değil. Şu anda, biliyorsunuz, sadece Planck değil, aynı zamanda Güney Kutbu teleskopu da var. Ayrıca eylem var: Atacama Kozmoloji Teleskopu. Bunlar çok farklı kalibrasyonlar, çok farklı dalga boyu aralıkları-tamamen gökyüzü, tamamen gökyüzü değil, daha derin, her neyse-gerçekten iyi anlaşılıyorlar.

Bunu yerel olarak da yapmalıyız. Sağ? Hala çok daha büyük spreadler görüyoruz, bu da yerel mesafe ölçeğindeki belirsizliklerin başka bir göstergesi. Yani, bilirsiniz, o noktaya gelmek istiyoruz. Farklı ölçümlerin yerel mesafe ölçekleri üzerinde daha iyi uyum içinde olduğu yerlerde. Sadece tanımladığım şeyler, gördüğümüz değişiklik türleri, çok, hatta çok yakın zamanda, 70’in altına ulaşmanın olasılık aralığının dışında görünmüyor. Ama diğer tarafa gidebilir. Bilirsiniz, daha fazla hareket edebiliriz ve bir Hubble gerginliği var. Bence henüz bilmiyoruz. Ölçün. Biz buradayız.

Wendy Freedman, Chicago Üniversitesi’nde John & Marion Sullivan Üniversitesi Astronomi ve Astrofizik Profesörüdür. 2025 yılında Time dergisi onu olarak listeledi. Dünyanın en etkili 100 insanından biri.