Es wird mehr als frühe dunkle Energie brauchen, um die Hubble-Spannung zu lösen

Unser bestes Verständnis des Universums basiert auf einem kosmologischen Modell namens LCDM. Das CDM steht für kalte dunkle Materie, wobei der Großteil der Materie im Universum keine Sterne und Planeten sind, sondern eine seltsame Form von Materie, die dunkel und nahezu unsichtbar ist. Das L oder Lambda steht für dunkle Energie. Es ist das Symbol, das in den Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie zur Beschreibung des Hubble-Parameters oder der Geschwindigkeit der kosmischen Expansion verwendet wird. Obwohl das LCDM-Modell unglaublich gut mit unseren Beobachtungen übereinstimmt, ist es nicht perfekt. Und je mehr Daten wir über das frühe Universum sammeln, desto weniger perfekt scheint es zu sein.

Eine zentrale Schwierigkeit besteht darin, dass unsere verschiedenen Messungen des Hubble-Parameters zunehmend nicht übereinstimmen. Wenn wir beispielsweise Schwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund zur Berechnung des Parameters verwenden, erhalten wir einen Wert von etwa 68 km/s pro Megaparsec. Wenn wir zur Messung eine entfernte Supernova betrachten, erhalten wir einen Wert von etwa 73 km/s pro Megaparsec. In der Vergangenheit war die Unsicherheit dieser Werte so groß, dass sie sich überschnitten, aber wir haben sie jetzt so präzise gemessen, dass sie wirklich nicht übereinstimmen. Dies ist als Hubble-Spannungsproblem bekannt und derzeit eines der tiefsten Rätsel der Kosmologie.

Ein Großteil der Bemühungen zur Lösung dieses Rätsels konzentrierte sich darauf, die Natur der dunklen Energie besser zu verstehen. In Einsteins frühem Modell ist die kosmische Expansion ein fester Bestandteil der Struktur von Raum und Zeit, eine kosmologische Konstante, die das Universum mit stetiger Geschwindigkeit ausdehnt. Aber vielleicht handelt es sich bei der Dunklen Energie um ein exotisches Skalarfeld, das eine variable Expansionsrate oder sogar eine Expansion ermöglicht, die je nach Blickrichtung leicht variiert. Vielleicht war die Geschwindigkeit in der Zeit der frühen Galaxien größer und verlangsamte sich dann, daher die unterschiedlichen Beobachtungen. Wir wissen so wenig über dunkle Energie, dass es viele theoretische Möglichkeiten gibt.

Vielleicht kann eine Optimierung der Dunklen Energie die Hubble-Spannung lösen, aber Sunny Vagnozzi glaubt nicht. In einem kürzlich auf der Website hochgeladenen Artikel arXiv Auf dem Preprint-Server nennt er sieben Gründe für die Vermutung, dass dunkle Energie nicht ausreicht, um das Problem zu lösen. Es ist eine alphabetische Liste von Daten, die zeigt, wie tief dieses kosmologische Geheimnis ist.

Zeitalter entfernter Objekte

Die Idee dahinter ist einfach. Wenn Sie das Alter eines Sterns oder einer Galaxie kennen, die eine Milliarde Lichtjahre entfernt ist, dann wissen Sie, dass das Universum vor einer Milliarde Jahren mindestens so alt gewesen sein muss. Wenn dieses Alter nicht mit LCDM übereinstimmt, muss LCDM falsch sein. Beispielsweise gibt es einige Sterne, die älter zu sein scheinen als das Universum, was Urknallskeptiker oft als Widerlegung des Urknalls bezeichnen. Das funktioniert nicht, weil das Alter dieser Sterne unsicher genug ist, um jünger als das Universum zu sein. Aber Sie können die Idee als kosmologischen Test erweitern. Bestimmen Sie das Alter von Tausenden von Sternen in verschiedenen Entfernungen, ermitteln Sie dann mithilfe von Statistiken ein kosmologisches Mindestalter in verschiedenen Epochen und berechnen Sie daraus einen minimalen Hubble-Parameter.

Dies wurde in mehreren Studien untersucht, die sich auf eine Reihe von Himmelsdurchmusterungen stützten. Die Bestimmung des Alters von Sternen und Kugelsternhaufen ist besonders schwierig, daher sind die daraus resultierenden Daten etwas unscharf. Während es möglich ist, die Daten an den Hubble-Parameterbereich anzupassen, den wir aus direkten Messungen haben, deuten die Daten zur Altersentfernung darauf hin, dass das Universum etwas älter ist, als das LCDM zulässt. Mit anderen Worten: WENN die Altersdaten wirklich korrekt sind, besteht eine Diskrepanz zwischen dem kosmischen Alter und dem Alter der Sterne. Das ist ein großes IF, und das ist alles andere als schlüssig, aber es lohnt sich, es weiter zu untersuchen.

Akustische Baryonenschwingung

Reguläre Materie besteht aus Baryonen und Leptonen. Die Protonen und Neutronen in einem Atom sind Baryonen und die Elektronen sind Leptonen. Baryonische Materie ist also die übliche Art von Materie, die wir jeden Tag sehen, im Gegensatz zur Dunklen Materie. Die akustische Baryonenoszillation (BAO) bezieht sich auf die Schwankungen der Materiedichte im frühen Universum. Damals, als sich das Universum in einem heißen, dichten Zustand befand, breiteten sich diese Fluktuationen wie Schallwellen durch den Kosmos aus. Als sich das Universum ausdehnte, bildeten die dichteren Regionen die Keime für Galaxien und Galaxienhaufen. Die Größe dieser Cluster wird durch die kosmische Expansion bestimmt. Wenn wir also BAO im gesamten Universum betrachten, können wir die Entwicklung der Dunklen Energie im Laufe der Zeit untersuchen.

Das Schöne an BAO ist, dass es die Verteilung der Galaxien, die wir heute sehen, mit dem Inflationszustand des Universums während der Periode des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) in Verbindung bringt. Dies ist eine Möglichkeit, den Wert des frühen Hubble-Parameters mit dem neueren Wert zu vergleichen. Dies liegt daran, dass die frühe Inflation die Ausbreitung akustischer Wellen begrenzte. Je höher damals die Ausdehnungsgeschwindigkeit war, desto geringer war die akustische Reichweite. Er wird als akustischer Horizont bezeichnet und hängt nicht nur von der Expansionsrate, sondern auch von der jeweiligen Dichte der Materie ab. Wenn wir BAO- und CMB-Beobachtungen vergleichen, stimmen sie zwar überein, aber nur für einen Materiegehalt am Rande der beobachteten Grenzen. Mit anderen Worten: Wenn wir ein besseres Maß für die Dichte der Materie im Universum erhalten, könnten wir eine CMB/BAO-Spannung haben, genau wie wir derzeit eine Hubble-Spannung haben.

Kosmische Chronometer

Sowohl die Supernovae- als auch die kosmischen Mikrowellenhintergrundmessungen des Hubble-Parameters hängen von einem Gerüst ineinandergreifender Modelle ab. Das Supernova-Maß hängt von der kosmischen Distanzleiter ab, wo wir verschiedene Beobachtungsmodelle verwenden, um immer größere Distanzen zu bestimmen. Das CMB-Maß hängt vom LCDM-Modell ab, dessen Parameter wie die Materiedichte eine gewisse Unsicherheit aufweisen. Kosmische Chronometer sind Beobachtungsmaße des Hubble-Parameters, die nicht modellabhängig sind.

Eine dieser Maßnahmen nutzt astrophysikalische Maser. Unter bestimmten Bedingungen kann heiße Materie in der Akkretionsscheibe eines Schwarzen Lochs Mikrowellenlaserlicht aussenden. Da dieses Licht eine ganz bestimmte Wellenlänge hat, ist jede Verschiebung dieser Wellenlänge auf die relative Bewegung oder kosmische Expansion zurückzuführen. Daher können wir die Expansionsrate direkt anhand der Gesamtrotverschiebung des Masers messen und die Entfernung anhand der Skala von die Akkretionsscheibe. Keines davon erfordert kosmologische Modellannahmen.

Ein anderer Ansatz nutzt Gravitationslinsen. Wenn sich eine nahegelegene Galaxie zwischen uns und einer entfernten Supernova befindet, kann das Licht der Supernova durch eine Gravitationslinse um die Galaxie herumgelenkt werden, wodurch mehrere Bilder der Supernova entstehen. Da das Licht jedes Bildes einen anderen Weg zurücklegt, dauert es unterschiedlich lange, bis jedes Bild uns erreicht. Wenn wir Glück haben, können wir die Supernova mehrmals sehen. Durch die Kombination dieser Beobachtungen können wir ein direktes Maß für den Hubble-Parameter erhalten, wiederum ohne Modellannahmen.

Die Maser-Methode ergibt einen Hubble-Parameter von etwa 72–77 (km/s)/Mpc, während der Gravitationslinsenansatz einen Wert von etwa 63–70 (km/s)/Mpc ergibt. Diese Ergebnisse sind vorläufig und unscharf, aber es sieht so aus, als ob selbst modellunabhängige Messungen des Hubble-Parameters das Spannungsproblem nicht beseitigen können.

Absteigende Rotverschiebung

Innerhalb der Allgemeinen Relativitätstheorie ist der Hubble-Parameter konstant. Das Lambda ist eine kosmologische Konstante, die die Expansion in stetigem Tempo vorantreibt. Das bedeutet, dass die Dichte der Dunklen Energie über Zeit und Raum gleichmäßig ist. Eine exotische unbekannte Energie könnte eine zusätzliche Expansion vorantreiben, aber im einfachsten Modell sollte sie konstant sein. Die Rotverschiebungen entfernter Galaxien sollten also direkt proportional zur Entfernung sein. Aufgrund der tatsächlichen Bewegung der Galaxien durch den Raum kann es zu geringfügigen Abweichungen bei der Rotverschiebung kommen, aber insgesamt sollte eine einfache Rotverschiebungsbeziehung bestehen.

Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass der Hubble-Parameter nicht konstant ist. Eine Untersuchung entfernter Quasare, die von näheren Galaxien durch Gravitationslinsen beeinflusst wurden, berechnete den Hubble-Wert bei sechs verschiedenen Rotverschiebungsabständen. Die Unsicherheiten dieser Werte sind ziemlich groß, aber die Ergebnisse scheinen sich nicht um einen einzigen Wert zu konzentrieren. Stattdessen scheint der Hubble-Parameter für nähere Linsen größer zu sein als der für weiter entfernte Linsen. Die beste Anpassung geht davon aus, dass der Hubble-Parameter etwa 73 (km/s)/Mpc beträgt, aber das setzt einen konstanten Wert voraus.

Früher integrierter Sachs-Wolfe-Effekt

Wenn wir das Licht des kosmischen Mikrowellenhintergrunds betrachten, haben wir keine vollkommen klare Sicht. Das CMB-Licht muss Milliarden von Lichtjahren zurücklegen, um uns zu erreichen, und das bedeutet, dass es oft dichte Regionen von Galaxienhaufen und die riesigen Hohlräume zwischen Galaxien passieren muss. Dabei kann das Licht durch die Gravitationsschwankungen der Cluster und Hohlräume rot- oder blauverschoben sein. Dadurch können Bereiche des CMB wärmer oder kühler erscheinen, als sie tatsächlich sind. Dies ist als integrierter Sachs-Wolfe-Effekt (ISW) bekannt.

Wenn wir uns die Schwankungen innerhalb des CMB ansehen, liegen die meisten davon auf einem vom LCDM-Modell vorhergesagten Maßstab, es gibt jedoch einige größere Schwankungen, bei denen dies nicht der Fall ist und die wir als Anomalien bezeichnen. Die meisten dieser Anomalien können durch den integrierten Sachs-Wolfe-Effekt erklärt werden. Das hat mit der kosmischen Inflation zu tun, denn da der größte Teil der ISW in der frühen Phase des Universums stattfindet, setzt sie Grenzen dafür, wie sehr man die dunkle Energie optimieren kann, um das Spannungsproblem anzugehen. Sie können die frühe Expansionsrate nicht einfach verschieben, ohne auch die CMB-Anomalien auf einer bestimmten Ebene zu berücksichtigen.

Einschränkungen der fraktionierten Materiedichte

Generell hängt unser kosmologisches Modell von zwei Parametern ab: dem Anteil der Dunklen Energie und dem Anteil der Materie. So wie dunkle Energie die kosmische Expansion vorantreibt und Galaxien voneinander entfernt, wirken dunkle Materie und reguläre Materie der kosmischen Expansion entgegen. Wir sehen den Effekt der Materiedichte hauptsächlich durch die Ansammlung von Galaxien, aber auch die Gesamtdichte der Materie im Universum dämpft die beobachtete Expansionsrate.

Die kosmische Materiedichte kann durch viele der gleichen Beobachtungstests bestimmt werden, die auch zur Bestimmung der kosmischen Expansion verwendet werden. Alle sind sich im Großen und Ganzen darin einig, dass die Materiedichte etwa 30 % der gesamten Massenenergie des Universums ausmacht, die frühen Universumsbeobachtungen tendieren jedoch zu einem etwas geringeren Trend. An sich kein Problem, aber eine Erhöhung der Expansionsrate des frühen Universums würde dieses Problem eher verschlimmern als verbessern.

Galaxien-Leistungsspektrum

Das Leistungsspektrum ist in diesem Fall etwas irreführend. Dabei kommt es nicht auf die Energiemenge einer Galaxie an, sondern vielmehr auf die Größe, in der sich Galaxien anhäufen. Wenn Sie sich die Verteilung der Galaxien im gesamten Universum ansehen, sehen Sie kleine Galaxienhaufen, große Galaxienhaufen und alles dazwischen. Auf einigen Skalen treten Cluster häufiger auf, auf anderen jedoch seltener. Ein nützliches Werkzeug für Astronomen besteht daher darin, ein „Leistungsspektrum“ zu erstellen, das die Anzahl der Cluster auf jeder Skala darstellt.

Das Leistungsspektrum der Galaxie hängt sowohl von der Materie als auch von der Energie des Universums ab. Es wird auch durch den anfänglichen heißen, dichten Zustand des Urknalls beeinflusst, den wir durch den kosmischen Mikrowellenhintergrund sehen können. Mehrere galaktische Untersuchungen haben das galaktische Leistungsspektrum gemessen, beispielsweise der Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). Im Allgemeinen deuten sie auf eine geringere Rate der kosmischen Expansion hin, die eher denen der kosmischen Mikrowellenhintergrundergebnisse entspricht.

Was bedeutet das alles?

Wie oft gesagt wird, ist es kompliziert. Es sollte betont werden, dass keines dieser Ergebnisse den Urknall in irgendeiner Weise widerlegt. Im Großen und Ganzen steht unser Standardmodell der Kosmologie auf einem sehr soliden Fundament. Was es zeigt, ist, dass das Hubble-Spannungsproblem nicht das einzige ist, das am Rande unseres Verständnisses schwebt. Es gibt viele kleine Geheimnisse, und sie sind alle auf nicht triviale Weise miteinander verbunden. Eine einfache Optimierung der dunklen Energie wird wahrscheinlich nicht alle Probleme lösen. Es wird wahrscheinlich eine Kombination von Anpassungen erfordern, die alle zusammenkommen. Oder es könnte ein radikal neues Verständnis einiger grundlegender Physik bedeuten.

Wir haben in unserem frühen Verständnis des Kosmos enorme Fortschritte gemacht. Wir wissen wesentlich mehr als noch vor ein oder zwei Jahrzehnten. Aber die Kraft der Wissenschaft liegt darin, dass wir uns nicht auf unserem Erfolg ausruhen. Egal wie erfolgreich unsere Modelle sind, am Ende sind sie nie genug.