tuona heinäkuisena aamuna huoneessa, josta oli estynyt näkymä Tyynellemerelle, Riessillä näytti olevan tähtäimessään toinen Nobel-palkinto. Joukosta 100 asiantuntijaa-kaikkien suurten kosmologisten hankkeiden edustajat sekä teoreetikot ja muut kiinnostuneet asiantuntijat — kukaan ei voinut kiistää, että hänen onnistumismahdollisuutensa olivat dramaattisesti parantuneet edellisenä perjantaina.

ennen konferenssia h0licowiksi itseään kutsuva kosmologiryhmä oli julkaissut uuden mittauksensa maailmankaikkeuden laajenemisnopeudesta. Kuuden kaukaisen kvasaarin valossa h0licow laski H0: n nopeudeksi 73,3 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohti — huomattavasti enemmän kuin Planckin ennustus. Tärkeintä oli, kuinka lähellä h0licow ’ n 73,3 laski sh0esin H0 — mittauksiin-Riessin johtama tiimi. SH0ES mittaa kosmista laajenemista” kosmisten etäisyyksien tikapuilla”, jotka ovat vaiheittainen menetelmä kosmologisten etäisyyksien mittaamiseksi. SH0ESIN viimeisin mittaus maaliskuussa osoitti H0: n olevan 74.0, hyvin h0licow ’ n virhemarginaalien sisällä.

”sydämeni oli aflutter”, Riess kertoi varhaisesta katseestaan H0licowin tulokseen kaksi viikkoa ennen Santa Barbaraa.

kuuden vuoden ajan SH0ESIN ryhmä väitti löytäneensä ristiriidan varhaiseen universumiin perustuvien ennusteiden kanssa. Nyt yhdistetyt SH0ES-ja H0LiCOW-mittaukset ovat ylittäneet tilastollisen kynnysarvon, joka tunnetaan nimellä ”five sigma”, mikä tyypillisesti merkitsee uuden fysiikan löytymistä. Jos Hubblen vakio ei ole 67 vaan todellisuudessa 73 tai 74, niin ΛCDM: stä puuttuu jotain — jokin tekijä, joka nopeuttaa kosmista laajenemista. Tämä ylimääräinen aine, joka lisätään tuttuun aineen ja energian sekoitukseen, tuottaisi rikkaamman käsityksen kosmologiasta kuin melko mitäänsanomaton ΛCDM-teoria tarjoaa.

puheensa aikana Riess sanoi kuilusta 67-73: ”tämä ero näyttää olevan jykevä.”

”i know we’ ve been calling this the ’Hubblen constant tension’, ”he added,” but are we allowed yet to call this a problem?”

hän esitti kysymyksen toiselle Nobelistille David Grossille, hiukkasfyysikolle ja Kavli Institute for Theoretical Physics (KITP) – instituutin entiselle johtajalle, jossa konferenssi pidettiin.

”emme kutsuisi sitä jännitteeksi tai ongelmaksi, vaan pikemminkin kriisiksi”, Gross sanoi.

”Then we’ re in crisis.”

niille, jotka yrittävät ymmärtää kosmosta, kriisi on mahdollisuus löytää jotain suurta. Planckin tiimiin kuulunut Lloyd Knox puhui Riessin jälkeen. ”Ehkä Hubblen jatkuva jännitys on ΛCDM: n jännittävä hajoaminen, jota me kaikki olemme olleet, tai monet meistä ovat olleet, odottaneet ja toivoneet”, hän sanoi.

Hubble Constant Surd

kun päivän keskustelut päättyivät, monet osallistujat kasautuivat pakettiautoon, joka oli matkalla hotellille. Ajoimme palmujen ohi, joista oikealla oli meri ja kaukana vasemmalla Santa Ynezin vuoret. Wendy Freedman, palkittu Hubble constant-veteraani, istui toisessa rivissä. Ohut, rauhallinen nainen 62, Freedman johti joukkue, joka teki ensimmäisen mittauksen H0 sisällä 10% tarkkuus, saavuttaen tuloksen 72 vuonna 2001.

kuljettaja, nuori, parrakas Kalifornialainen, kuuli Hubblen harmista ja siitä, miksi sitä pitäisi kutsua. Jännityksen, ongelmien tai kriisien sijasta hän ehdotti sanaa ”surd”, joka tarkoittaa järjetöntä tai järjetöntä. Hubble constant surd.

Freedman vaikutti kuitenkin vähemmän hätääntyneeltä kuin keskivertoneuvottelija näennäisestä ristiriidasta, eikä ollut valmis kutsumaan sitä todelliseksi. ”Meillä on vielä työtä tehtävänä”, hän sanoi hiljaa ja melkein suunsoitti sanat.

Freedman käytti vuosikymmeniä H0-mittausten parantamiseen cosmic distance ladder-menetelmällä. Pitkään hän kalibroi tikkaidensa puolat kefeiditähtien avulla — samojen tunnettujen kirkkauksien sykkivien tähtien, joita SH0ES käyttää myös ”standardikynttilöinä” kosmisissa etäisyystikkaissaan. Hän on kuitenkin huolissaan tuntemattomista virhelähteistä. ”Hän tietää, minne kaikki luurangot on haudattu”, sanoi Barry Madore, Freedmanin valkokaulinen aviomies ja läheinen työtoveri, joka istui edessä kuljettajan vieressä.

Freedman sanoi, että siksi hän, Madore ja heidän Carnegie-Chicago Hubble-ohjelmansa (CCHP) lähtivät useita vuosia sitten käyttämään ”tip of the red giant branch” – tähtiä (TRGBs) uuden kosmisen etäisyyden tikapuiden kalibrointiin. Auringon kaltaiset tähdet muuttuvat elämänsä lopussa. Paisuneina ja punaisina ne kasvavat yhä kirkkaammiksi, kunnes ne saavuttavat tyypillisen kirkkauden huipun, jonka heliumin äkillinen syttyminen niiden ytimissä aiheuttaa. Freedman, Madore ja Myung Gyoon Lee huomauttivat ensimmäisen kerran vuonna 1993, että nämä huipussaan olevat punaiset jättiläiset voivat toimia tavallisina kynttilöinä. Nyt Freedman oli pannut heidät töihin. Kun purimme lastia autosta, kysyin häneltä hänen sovitusta keskustelustaan. ”Se on toinen puhe lounaan jälkeen huomenna”, hän sanoi.

”ole siellä”, sanoi Madore pilke silmäkulmassaan, kun tiemme erkanivat.

kun pääsin hotellihuoneeseeni ja tarkistin Twitterin, huomasin, että kaikki oli muuttunut. Freedmanin, Madoren ja heidän CCHP-ryhmänsä paperit olivat juuri pudonneet. Käyttämällä punaisen jättiläishaaran kärkitähtiä he olivat kiinnittäneet Hubblen vakion arvoon 69,8-mikä on huomattavasti sh0esin 74,0-mittausta kefeidien ja H0licowin 73.3 kvasaareilta ja yli puolimatkassa Planckin ennusteeseen 67,4. ”Universumi vain pelleilee kanssamme tässä vaiheessa, eikö?”eräs astrofyysikko twiittasi. Asiat alkoivat mennä surkeiksi.

Dan Scolnic, Duken yliopistossa toimiva sh0esin nuori jäsen, sanoi, että hän, Riess ja kaksi muuta joukkueen jäsentä olivat kokoontuneet yhteen, ”yrittäen selvittää, mitä lehdessä oli. Adam ja minä menimme sitten ulos syömään ja olimme melko ymmällämme, koska mitä olimme nähneet tähän asti, kefeidit ja TRGBs olivat todella hyvässä yhteisymmärryksessä.”

he selvittivät pian paperin keskeisen muutoksen: uuden tavan mitata pölyn vaikutuksia mitattaessa trgbs: n sisäistä kirkkautta — kosmisen etäisyyden tikkaiden ensimmäistä Puolaa. ”Meillä oli nippu kysymyksiä tästä uudesta menetelmästä”, Scolnic sanoi. Muiden Best Western Plus-ohjelman osanottajien tavoin he odottivat innokkaasti Freedmanin puhetta seuraavana päivänä. Scolnic twiittasi: ”huomisesta tulee mielenkiintoinen.”

Etäisyystikkaiden rakentamiseen

jännitys, ongelma, kriisi, surd — Hubblen vakiossa on ollut jotain 90 vuotta siitä lähtien, kun amerikkalaisen tähtitieteilijän Edwin Hubblen juonet galaksien etäisyyksistä ja taantumisnopeuksista osoittivat avaruuden ja kaiken siinä olevan väistyvän meistä (Hubblen omasta kieltäytymisestä huolimatta tästä päätelmästä). Yksi kaikkien aikojen suurimmista kosmologisista löydöistä, kosminen laajeneminen viittaa siihen, että maailmankaikkeudella on äärellinen Ikä.

kappaleen taantumisnopeuden suhde sen etäisyyteen antaa Hubblen vakion. Mutta kun on helppo kertoa, kuinka nopeasti tähti tai galaksi vetäytyy — mittaa vain sen taajuuksien doppler — siirtymä, joka on samanlainen kuin sireeni, joka putoaa äänenkorkeudessa ambulanssin ajaessa pois-on paljon vaikeampaa kertoa valon neulan etäisyys yötaivaalla.

juuri Henrietta Leavitt, yksi Harvardin yliopiston observatorion ”tietokoneista”, havaitsi vuonna 1908 kefeiditähtien sykkivän taajuudella, joka on verrannollinen niiden luminositeettiin. Isot, kirkkaat kefeidit sykkivät hitaammin kuin pienet, himmeät (aivan kuten ISO haitari on vaikeampi pakata kuin pieni). Kaukaisen kefeidin sykkeistä voi lukea, kuinka luonnostaan kirkas se on. Vertaa sitä siihen, kuinka heikolta tähti näyttää, ja voit kertoa sen etäisyyden — ja sen galaksin etäisyyden, jossa se on.

1920-luvulla Hubble päätteli kefeidien ja Leavittin lain avulla, että Andromeda ja muut ”spiraalisumut” (sellaisina kuin ne tunnettiin) ovat erillisiä galakseja, jotka ovat kaukana Linnunradan ulkopuolella. Tämä paljasti ensimmäistä kertaa, että Linnunrata ei ole koko maailmankaikkeus — että maailmankaikkeus on itse asiassa käsittämättömän laaja. Tämän jälkeen Hubble päätteli kefeidien avulla etäisyydet lähigalakseihin, jotka niiden nopeuksien perusteella paljastivat kosmisen laajenemisen.

Hubble yliarvioi nopeuden 500 kilometriksi sekunnissa megaparsekia kohti, mutta määrä putosi, kun kosmologit kalibroivat kefeidien avulla yhä tarkempia kosmisia etäisyystikkaita. 1970-luvulta lähtien arvostettu havaitseva kosmologi ja Hubblen suojatti Allan Sandage esitti, että H0 oli noin 50. Hänen kilpailijansa väittivät arvon olevan noin 100, perustuen erilaisiin tähtitieteellisiin havaintoihin. Vitriolinen 50-vs. 100-keskustelu raivosi 80-luvun alussa, kun Freedman, nuori kanadalainen, joka työskenteli postdocina Carnegien observatorioissa Pasadenassa, Kaliforniassa, jossa Sandage myös työskenteli, ryhtyi parantamaan kosmisten etäisyyksien tikkaita.

etäisyystikkaiden rakentaminen aloitetaan kalibroimalla etäisyys tunnettujen luminositeettisten tähtien, kuten kefeidien, etäisyyksistä. Näiden vakiokynttilöiden avulla voidaan mitata etäisyyksiä himmeämpiin kefeideihin kaukaisemmissa galakseissa. Näin saadaan ”tyypin 1a supernovien” etäisyydet samoissa galakseissa — ennustettavissa olevat tähtiräjähdykset, jotka toimivat paljon kirkkaampina, joskin harvinaisempina, standardikynttilöinä. Näiden supernovien avulla mitataan satojen kauempana olevien supernovien etäisyydet galakseissa, jotka liikkuvat vapaasti kosmisen laajenemisen virrassa, joka tunnetaan nimellä ”Hubblen virtaus.”Nämä ovat supernovia, joiden nopeuden ja etäisyyden suhde antaa H0.

mutta vaikka tavallisen kynttilän himmeyden oletetaan kertovan sen etäisyyden, myös pöly himmentää tähtiä, jolloin ne katsovat kauemmas kuin ne ovat. Muiden tähtien syrjäyttäminen voi saada ne näyttämään kirkkaammilta (ja siten läheisemmiltä). Lisäksi, jopa oletettu standardi-kynttilä tähteä on luontainen vaihtelut iän ja metallisuus, joka on korjattava. Freedman keksi uusia menetelmiä käsitellä monia systemaattisen virheen lähteitä. Kun hän alkoi saada H0-arvoja korkeampia kuin Sandage, hänestä tuli vihamielinen. ”Hänelle olin nuori nousukas”, hän kertoi vuonna 2017. Kuitenkin 90-luvulla hän kokosi ja johti Hubble-avaruusteleskoopin Avainprojektia, missiota käyttää uutta Hubble-teleskooppia mitatakseen etäisyyksiä kefeideihin ja supernoviin entistä tarkemmin. Hänen tiiminsä vuonna 2001 julkaisema H0-arvo 72 jakoi eron 50-vs. 100-väittelyssä.

Freedman nimitettiin Carnegie Observatoriesin johtajaksi kaksi vuotta myöhemmin, jolloin hänestä tuli Sandagen pomo. Hän oli armollinen ja mies pehmeni. Mutta” kuolemaansa asti”, hän sanoi, ” hän uskoi, että Hubblen vakiolla oli hyvin alhainen arvo.”

muutama vuosi Freedmanin mittauksen jälkeen 72-10 prosentin tarkkuudella Riess, joka on Johns Hopkinsin yliopiston professori, pääsi kosmisen etäisyyden tikapuupeliin, jossa hän päätti naulata H0: n 1 prosentin tarkkuudella toivoen ymmärtävänsä paremmin pimeää energiaa, jonka hän oli yhdessä löytänyt. Sen jälkeen hänen SH0ES-tiiminsä on kiristänyt tikapuita tasaisesti-erityisesti ensimmäistä ja tärkeintä: kalibrointivaihetta. Kuten Riess asian ilmaisi, ” kuinka kaukana mikään on? Sen jälkeen elämä helpottuu; mitataan suhteellisia asioita.”SH0ES käyttää tällä hetkellä viittä itsenäistä tapaa mitata etäisyyksiä kefeidikalibraattoreihinsa. ”He kaikki ovat melko hyvin samaa mieltä, ja se antaa meille paljon luottamusta”, hän sanoi. Kun ne keräsivät tietoja ja paransivat analyysiään, H0: n ympärillä olevat virhepalkit laskivat 5 prosenttiin vuonna 2009, sitten 3,3 prosenttiin, sitten 2,4 prosenttiin ja sitten 1,9 prosenttiin maaliskuusta alkaen.

sillä välin, vuodesta 2013 lähtien, Planckin tiimin yhä tarkemmat iteroinnit kosmisessa mikroaaltotaustakartassa ovat mahdollistaneet sen, että se on voinut ekstrapoloida H0: n arvon ikuisesti tarkasti. Vuoden 2018 analyysissään Planck totesi H0: n olevan 67,4 1 prosentin tarkkuudella. Planckin ja SH0ESIN ollessa enemmän kuin ”four Sigman” päässä toisistaan syntyi epätoivoinen tarve riippumattomille mittauksille.

Tommaso Treu, yksi h0licow ’ n perustajista ja Kalifornian yliopiston professori Los Angelesissa, oli haaveillut Pisassa opiskeluajoistaan lähtien Hubblen vakion mittaamisesta aikaviivekosmografialla-menetelmällä, joka ohittaa kosmisen etäisyyden tikapuut kokonaan. Sen sijaan voit suoraan määrittää etäisyyden kvasaareihin — kaukaisten galaksien välkkyviin, hehkuviin keskuksiin — mittaamalla huolellisesti kvasaarin eri kuvien välisen viiveen, kun sen valo kaartuu väliaineen ympärille.