Как быстро расширяется наша Вселенная?
Постоянная Хаббла — одно из самых важных чисел в космологии, потому что оно говорит нам, как быстро расширяется Вселенная. Существуют различные методы измерения этой скорости. Однако определение точности этого числа необходимо для лучшего понимания фундаментальных вопросов, таких как возраст, история и состав Вселенной.
Новое исследование на двоих Чикагский университет астрофизики предлагают способ сделать этот расчет: используя пары сталкивающихся черных дыр и тем самым понимая эволюция вселенной, из чего он сделан, и куда он идет.
По мнению ученых, новая техника, получившая название «спектральная сирена», может предоставить информацию о неуловимых «подростковых» годах Вселенной.
Иногда две черные дыры сталкиваются. Это событие настолько мощное, что создает пульсация пространства-времени который путешествует по вселенной. Эти колебания также известны как гравитационные волны.
Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория США (LIGO) и итальянская обсерватория Virgo могут уловить эту рябь здесь, на Земле. За последние несколько лет LIGO и Virgo собрали показания почти 100 пар столкновение черных дыр.
Сигнал от каждого столкновения содержит информацию о насколько массивными были черные дыры. Но сигнал путешествовал в пространстве, и за это время Вселенная расширилась, что меняет свойства сигнала.
Астрофизик из Чикагского университета Дэниел Хольц, один из двух авторов статьи, сказал: «Например, если вы возьмете черную дыру и поместите ее на более раннее место во Вселенной, сигнал изменится, и она будет выглядеть как большая черная дыра, чем она есть».
Определение способа оценки того, как изменился этот сигнал, могло бы помочь ученым рассчитать скорость расширения Вселенной. Однако проблема заключается в калибровке: откуда они узнают, насколько она отличается от оригинала?
В этом новом исследовании ученые предполагают, что они могут использовать новые знания обо всей популяции черных дыр в качестве калибровочного инструмента. Например, текущие данные указывают на то, что большинство обнаруженных черных дыр имеют массу от 40 до XNUMX раз больше массы нашего Солнца.
Первый автор Хосе Мария Эскиага, постдокторский научный сотрудник НАСА имени Эйнштейна и научный сотрудник Института космологической физики Кавли, работающий с Хольцем в Калифорнийском университете в Чикаго, сказал: «Итак, мы измеряем массы ближайших черных дыр и понимаем их особенности, а затем смотрим дальше и видим, насколько сместились те, что дальше. И это дает вам меру расширения Вселенной».
Ученые взволнованы, потому что в будущем, по мере расширения возможностей LIGO, этот метод может открыть уникальное окно в «подростковые» годы Вселенной — около 10 миллиардов лет назад, — которые трудно изучать другими методами.
Авторы отметили, «Другое преимущество этого метода заключается в том, что пробелы в наших научных знаниях создают меньше неопределенностей. Метод может калибровать себя, используя весь популяция черных дыр, непосредственное выявление и исправление ошибок. Другие методы, используемые для вычисления постоянной Хаббла, основаны на нашем текущем понимании физики звезд и галактик, которое включает в себя множество сложных физических и астрофизических вопросов. Это означает, что измерения могут быть сильно искажены, если есть что-то, чего мы еще не знаем».
«Напротив, этот новый метод черных дыр основан почти исключительно на Теория гравитации Эйнштейна, который хорошо изучен и противостоит всем способам, которыми ученые пытались его проверить до сих пор».
Дерево — сказал, «Чем больше у них будет показаний всех черных дыр, тем точнее будет эта калибровка. Нам нужны, желательно, тысячи таких сигналов, которых у нас должно быть через несколько лет, а еще больше — в ближайшие десять-два десятилетия. На тот момент это был бы невероятно мощный метод изучения Вселенной».
Справочник журнала:
- Хосе Мария Эскиага и Даниэль Э. Хольц. Спектральные сирены: космология полного массового распределения компактных двойных систем. физ. Преподобный Летт. 129, 061102 - Опубликовано 3 августа 2022 г. DOI: 10.1103 / PhysRevLett.129.061102
