6月 24, 2024

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ウェッブ宇宙望遠鏡は宇宙の膨張率を測定します

ウェッブ宇宙望遠鏡は宇宙の膨張率を測定します

NASA の NIRCam (近赤外線カメラ) と NASA の WFC3 (広視野カメラ 3) カメラによる複合観測により、地球から 7,200 万光年離れたところにある渦巻銀河 NGC 5584 が示されました。 NGC 5584 の明るい星の中には、セファイド変光星と呼ばれるパルサーや、爆発する星の特別なクラスである Ia 型超新星があります。 天文学者は、宇宙の膨張率を測定するための信頼できる距離マーカーとしてセファイド変光星と Ia 型超新星を使用しています。 画像出典: NASA、ESA、CSA、A. リース (STScI)

ハッブル張力は、観測された宇宙の膨張率と予想される宇宙の膨張率の差を指します。 の ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 以前に行った測定値を修正する ハッブル宇宙望遠鏡。 進歩にもかかわらず、宇宙の急速な膨張と潜在的な宇宙現象については疑問が残っています。

ハッブル定数として知られる宇宙の膨張率は、宇宙の進化と最終的な運命を理解するための基本的な基準の 1 つです。 しかし、広範囲の独立した距離指数によって測定された定数の値と、その値から期待される値との間には、「ハッブル張力」と呼ばれる永続的な差が現れます。 大爆発 トワイライト。

NASAジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、この緊張に関する最も強力な観測証拠の一部を調査し、改良するための新しい機能を提供します。 ジョンズ・ホプキンス大学と宇宙望遠鏡科学研究所のノーベル賞受賞者アダム・リース氏は、ハッブル定数の局所測定の精度を向上させるためにウェッブ観測を使用した同氏と同僚の最近の研究を紹介する。

宇宙論的測定の挑戦

「視界の端にあるマークが見えなくて苦労したことはありますか? それは何を言っていますか? それは何を意味しますか? 最も強力な望遠鏡を使っても、天文学者が読み取ろうとしている「マーク」は非常に小さく見えるので、私たちは苦労します、 あまりにも。”

「宇宙学者が読みたいと思っている記号は、宇宙がどのくらいの速さで膨張しているかを示す宇宙速度の限界の記号です。これはハッブル定数と呼ばれる数字です。私たちの記号は、遠くの銀河の星々に書かれています。いくつかの星の明るさは、宇宙の膨張速度を示しています。」 「それらの銀河は、それらがどれだけ遠くにあるかを私たちに教えてくれます。したがって、その光がどれだけの時間を移動したかを教えてくれます。」 平均

近赤外線におけるセファイドの密集の欠如

このグラフは、宇宙の膨張率の校正に使用される特別なクラスの変光星までの正確な距離を決定する際の、NASA のハッブル宇宙望遠鏡とウェッブ宇宙望遠鏡の総合力を示しています。 これらのセファイド変光星は、密集した星域で見られます。 周囲の星からの光害により、セファイドの明るさ測定の精度が低下する可能性があります。 図の右側に見られるように、ウェッブのより鮮明な赤外線視野により、セファイドのターゲットを周囲の星からより明確に分離することができます。 ウェッブ氏のデータは、宇宙の膨張率を測定するための宇宙距離スケールの下段を決定する上で重要な、セファイドの 30 年間にわたるハッブル観測の精度を裏付けています。 左側には、NGC 5584 が Webb NIRCam (近赤外線カメラ) とハッブルの広視野カメラ 3 からの合成画像で示されています。画像クレジット: NASA、ESA、A. Riess (STScI)、W. Yuan (STScI)

「特定の種類の恒星であるセファイド変光星は、1世紀以上にわたって私たちに最も正確な距離測定を提供してきました。なぜなら、これらの星は非常に明るいからです。それらは太陽の10万倍の明るさを持つ巨星です。さらに、それらは脈動します。」数週間にわたって変化 (つまり、大きさが拡大したり縮小したり) し、その相対的な明るさを示します。周期が長いほど、本質的に明るいことになります。これは、1 億光年の銀河間の距離を測定するためのゴールドスタンダード機器です残念なことに、銀河内の星は、私たちの遠方の視点からは狭い領域に集まっているため、多くの場合、それらの星を視線上の隣接星から分離する解像度が不足しています。

ハッブルの貢献とウェッブの発展

「ハッブル宇宙望遠鏡の建設を正当化する主な理由は、この問題を解決することでした。ハッブル宇宙望遠鏡の 1990 年の打ち上げとそれに続くセファイドの測定以前は、宇宙の膨張率は非常に不確実だったので、天文学者たちは宇宙が 100 億膨張しているのか、20 億膨張しているのか確信が持てませんでした。」これは、膨張速度が速いと宇宙の年齢が若くなり、膨張速度が遅いと宇宙の年齢が高くなるためです。ハッブル宇宙望遠鏡は、地上の望遠鏡よりも優れた可視波長分解能を持っています。地球大気の星雲の影響の上に位置するため、1億光年以上離れた銀河の個々のセファイド変光星を識別し、その明るさが変化する時間間隔を測定することができます。

「しかし、間にある塵を無傷で通過する光を見るためには、スペクトルの近赤外線部分でもセファイド星を観察する必要があります。(塵は青色光を吸収して散乱するため、遠くの物体がかすかに見え、私たちに思考を誘導します)」残念ながら、ハッブルの赤い光の見方は青い光ほど鮮明ではないため、そこで見られるセフェイド星の光は視野内の他の星と混合されています。混合の平均量を計算することができます。 、 統計的に医師が体重計の読み取り値から衣類の平均重量を引いて体重を計算するのと同じ方法ですが、そうすることで測定値が混乱します。 一部の人の服は他の人よりも重いです。

「しかし、鮮明な赤外線視覚は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の超能力の 1 つです。その大きな鏡と高感度の光学系により、セファイド光を近くの星からほとんど混合することなく簡単に分離することができます。ウェッブ宇宙望遠鏡が観測者プログラムを運用してから 1 年目は、 1685 年、私たちはハッブルによって発見されたセファイドの観測を、いわゆる宇宙距離ラダーに沿って 2 つのステップで収集しました。最初のステップでは、既知の幾何学的距離を持つ銀河内のセファイドを観測することで、セファイドの真の光度を校正することができます。プログラムでは、この銀河は NGC 4258 です。第 2 ステップは、最近の Ia 型超新星の母銀河にあるセファイドを観察することです。最初の 2 つのステップを組み合わせることで、超新星までの距離に関する知識が転送され、超新星が真の明るさを校正できるようになります。第 3 ステップは、宇宙の膨張が明らかな遠方の超新星を観察し、超新星母銀河の明るさと赤方偏移から推定される距離を比較することで測定できます。この一連のステップは距離ラダーとして知られています。

「最近、ステップ 1 と 2 で最初のウェッブ測定値を取得したので、距離ラダーを完成させ、ハッブルを使用した以前の測定値と比較することができました (図を参照)。ウェッブの測定により、天文台の近距離での精度により、セファイド測定のノイズが大幅に減少しました。」 -赤外線波長. この種の改善は天文学者が夢見るものです! 最初の 2 つのステップで 320 以上のセファイド星を観測しました. ハッブル宇宙望遠鏡による以前の測定は、ノイズは多いものの正確であることを確認しました. また、次の方法を使用して 4 つの超新星母星を観測しましたウェッブ氏、サンプル全体で同様の結果が得られました。

セファイド周期と光度の関係を比較する

セファイド周期と距離の測定に使用される光度との関係を比較します。 赤い点は NASA の Webb からのもので、灰色の点は NASA のハッブルからのものです。 上のパネルは、Ia 型超新星のホストである NGC 5584 に特化しており、各望遠鏡で観測された同じセファイドの画像スタンプを示す差し込み図が付いています。 下のパネルは、幾何学的距離が既知の銀河である NGC 4258 のもので、挿入図は各望遠鏡を使用して測定された NGC 5584 と NGC 4258 の間の距離係数の違いを示しています。 2 つの望遠鏡は見事に一致しています。 画像クレジット: NASA、ESA、A. Riess (STScI)、G. アナンド(STScI)

ハッブル緊張の現在進行中の謎

「結果がまだ説明していないのは、なぜ宇宙がこれほど急速に膨張しているのかということです。私たちはそれを行うことができます。」 プライド 宇宙の初期の姿を観察してみる宇宙の膨張率 宇宙マイクロ波の背景次に、時間の経過とともにどのように成長するかについての最良のモデルを使用して、今日の宇宙がどれくらいの速度で膨張しているかを示します。 現在の膨張率の測定値が予想を大幅に上回っているという事実は、「ハッブルジッター」と呼ばれる10年来の問題です。 最も興味深い可能性は、ストレスは私たちが宇宙を理解する上で見逃している何かの証拠であるということです。

「これは、エキゾチックな暗黒エネルギー、エキゾチックな暗黒物質、重力についての私たちの理解の修正、または独特の粒子や場の存在の存在を示している可能性があります。最も簡単な説明は、複数の測定誤差が同じ方向に共謀しているということです(天文学者ら)独立したステップを使用して 1 つのエラーを除外しました), だからこそ、測定をより正確に繰り返すことが非常に重要です. ウェッブによるハッブルの測定の確認により、ウェッブの測定は、ハッブルのセファイド測光における系統的誤差がハッブルの測定に重要な役割を果たしていないことを示す最も強力な証拠を提供します。その結果、最も可能性の高い興味がテーブルにあり、緊迫した謎が深まります。

この投稿では、A からのデータをハイライトします。 以前に受け入れられたもの 天体物理ジャーナル

参考文献: 「もう混雑はありません: ジェームズ ウェッブ宇宙望遠鏡によるセファイド天体の高解像度観測によってテストされたハッブル定数の精度」アダム J. リース、ガガンディープ S. アナンド氏、ウェンロン・ユアン氏、ステファノ・カセルターノ氏、アンドリュー・ドルフィン氏、ルーカス・M・マクリ氏、ルイーズ・プロヴァル氏、ダン・スコルニック氏、マーシャル・ペリン氏、リチャード・I・アンダーソン氏は受け入れ、 天体物理ジャーナル
arXiv:2307.15806

著者: アダム・リースは、ジョンズ・ホプキンス大学のブルームバーグ特別教授、JHUクリーガー芸術科学大学院の宇宙研究のトーマス・G・バーバー教授、宇宙望遠鏡科学研究所の著名な天文学者であり、2011年のノーベル賞受賞者です。物理学賞。

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