قام تلسكوب جيمس ويب الفضائي بقياس معدل توسع الكون، ولم تكن النتائج خبرًا جيدًا لأكبر أزمة في علم الكونيات.
ويتوافق هذا الاكتشاف مع القياسات التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي. وهذا يعني أنه لا توجد أخطاء في بيانات هابل وما زلنا في طريق مسدود.
لا يزال هناك خلاف بين طرق القياس المختلفة، المعروف باسم جهد هابل. ولذلك سيتعين علينا اللجوء إلى طريقة أخرى لتحديد السرعة التي يتوسع بها كوننا.
قد يبدو الكون من حولنا غير متغير، لكن كل ما نراه يتحرك بعيدًا بسرعة البرق المعروفة باسم ثابت هابل، أو H0. من غير المعروف بالضبط مدى سرعة إجراء H0، لأن طرق قياسه المختلفة تعطي نتائج مختلفة.
أحد الحلول هو فحص الآثار من بداية الكون، مثل الضوء المتبقي في الخلفية الكونية الميكروية، أو الموجات الصوتية المجمدة في الوقت المناسب.
هناك طريقة أخرى وهي قياس المسافات إلى الأجسام ذات اللمعان الجوهري المعروف، مثل المستعرات الأعظم من النوع Ia، أو النجوم المتغيرة القيفاويةالتي يتقلب ضوءها بانتظام مرتبط بضيائها الجوهري.
تميل الطريقة الأولى إلى إرجاع معدل توسع يبلغ حوالي 67 كيلومترًا في الثانية لكل مليون فرسخ فلكي. والثانية، حوالي 73 كيلومترًا في الثانية لكل ميغا فرسخ فلكي. تُعرف الفجوة بين الاثنين بتوتر هابل.
تم إجراء هذه القياسات عدة مرات، مما أدى إلى تقليل خطر الخطأ بشكل كبير في كل من التقديرات. ومع ذلك، يظل هناك احتمال أن يكون هناك شيء مضلل في بعض البيانات على الأقل – خاصة وأن بعض أفضل البيانات المتوفرة لدينا حول المتغيرات القيفاوية تأتي من مصدر واحد، وهو تلسكوب هابل الفضائي.
“[Cepheid variables] هي الأداة المرجعية لقياس المسافات بين المجرات الواقعة على بعد مائة مليون سنة ضوئية أو أكثر، وهي خطوة حاسمة في تحديد ثابت هابل. لسوء الحظ، النجوم في المجرات محشورة في مساحة صغيرة بالنسبة إلى نقطة المراقبة البعيدة لدينا، ولذلك غالبًا ما نفتقر إلى الدقة لفصلها عن جيرانها في خط البصر. يشرح عالم الفيزياء الفلكية آدم ريس من معهد علوم التلسكوب الفضائي (STScI) وجامعة جونز هوبكنز.
“كان أحد الأسباب المنطقية الرئيسية لبناء تلسكوب هابل الفضائي هو حل هذه المشكلة… يتمتع هابل بدقة وضوح أفضل للطول الموجي من أي تلسكوب أرضي لأنه يقع فوق التأثيرات غير الواضحة للغلاف الجوي للأرض. ونتيجة لذلك، يمكنه تحديد المتغيرات الفردية للقيفاويات في المجرات الواقعة على بعد أكثر من مائة مليون سنة ضوئية وقياس الفاصل الزمني الذي يتغير خلاله سطوعها.
للتخلص من أي غبار يحجب الضوء بالقرب من البصريات يجب أن تتم هذه الملاحظات في الأشعة تحت الحمراء القريبة، وهي جزء من الطيف الكهرومغناطيسي الذي لا يكون هابل قويًا فيه بشكل خاص. وهذا يعني أنه لا يزال هناك بعض عدم اليقين بشأن البيانات التي تم الحصول عليها.
من ناحية أخرى، يعد تلسكوب جيمس ويب الفضائي تلسكوبًا قويًا يعمل بالأشعة تحت الحمراء، ولا تخضع البيانات التي يجمعها لنفس القيود.
قام ريس وفريقه في البداية بتوجيه تلسكوب جيمس ويب الفضائي نحو مجرة ذات مسافة معروفة، من أجل معايرة التلسكوب بناءً على سطوع المتغيرات القيفاوية. ثم لاحظوا القيفاويات في المجرات الأخرى. في المجمل، جمع تلسكوب جيمس ويب الفضائي ملاحظات لـ 320 نجمًا قيفاويًا، مما قلل بشكل كبير من الضوضاء الموجودة في ملاحظات هابل.
على الرغم من ضجيج بيانات هابل، كانت البيانات الخاصة بتحديد المسافات لا تزال متفقة مع ملاحظات JWST. وهذا يعني أننا لا نستطيع استبعاد حسابات H0 بناءً على بيانات هابل؛ وتستمر السرعة البالغة 73 كيلومترًا في الثانية لكل مليون فرسخ فلكي في الوقت الحالي، والخطأ البشري – على الأقل في هذه الحالة – لا يمكن أن يفسر توتر هابل.
ما زلنا لا نعرف سبب التوتر. أحد المرشحين الرئيسيين هو الطاقة المظلمة، وهي قوة غامضة وغير معروفة ولكنها أساسية على ما يبدو ممارسة الضغط السلبي وهذا يسرع توسع الكون. مع قياسات تلسكوب جيمس ويب الفضائي الجديدة، قد نكون أقرب قليلاً إلى الإجابة.
“مع تأكيد ويب لقياسات هابل، توفر قياسات ويب أقوى دليل حتى الآن على أن الأخطاء المنهجية في قياس الضوء القيفاوي الخاص بهابل لا تلعب دورًا مهمًا في سلالة هابل الحالية.” يقول ريس.
“ونتيجة لذلك، تظل الاحتمالات الأكثر إثارة للاهتمام مطروحة على الطاولة ويتعمق لغز التوتر”.
تم قبول النتائج في مجلة الفيزياء الفلكيةومتاحة على arXiv.
