En son standart kozmolojik modeli altüst eden yeni veriler hakkında yazmıştım. Herkes kendi uç kozmolojik modellerinin tozunu atmaya başlamadan önce, bu yeni çalışmanın neyi tersine çevirmediğine dikkat etmeliyiz. Büyük Patlama modelinin yanlış olduğunu söylemiyor, evrenin genişlemediğini ya da Hubble’ın kırmızıya kayma-uzaklık ilişkisinin bir kenara atılması gerektiğini de söylemiyor.
Aslında bu sadece Hubble sabiti modelimizin yanlış olduğunu söylüyor. Ama Hubble gerilimi olarak bilinen küçük bir şey sayesinde bunu zaten biliyorduk. Bu yeni sonuçlar bu gizemi de çözebilir.
Hubble gerilimine dalmadan önce Hubble sabiti ve Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) metriği hakkında konuşalım. 1929’da Henrietta Leavitt ve diğerlerinin çalışmaları sayesinde Edwin Hubble, yerel grubun ötesinde, bir galaksinin ne kadar uzaksa kırmızıya kaymasının da o kadar büyük olduğunu göstermeyi başardı.
Mesafe ile kırmızıya kayma arasındaki ilişkinin doğrusal olduğunu buldu ve bu da onu artık Hubble sabiti olarak bilinen kozmolojik bir sabit önermeye yöneltti.
1917’de Einstein, galaksilerin yerçekimini dengelemek için genel göreliliğe kozmolojik bir sabit ekledi. Zamanın çoğu gökbilimcisi gibi Einstein da evrenin durağan bir durumda olduğunu varsayıyordu. Sabit olmadan istikrarlı bir durum mümkün değildi.
Hubble’ın keşfiyle Einstein bu fikirden vazgeçti, ancak Alexander Friedmann ve Georges Lemaître bağımsız olarak Einstein’ın denklemlerinin kozmolojik sabite sahip çözümlerinin Büyük Patlama ile başlayan genişleyen bir evreni tanımlayabildiğini keşfettiler.
1935’te Howard Robertson ve Arthur Walker, FLRW metriğinin GR’nin tekdüze genişleyen bir evreni tanımlayan tek çözümü olduğunu kanıtladılar. Bu standart modelde kullanılan metriktir. FLRW metriği kozmolojik sabitin sembolü olarak Λ’yı kullandığından, ΛCDM modelidir.
Hubble sabiti H0 ve kozmolojik sabit Λ birbiriyle ilişkilidir, ancak tam olarak aynı değildirler. Kozmik genişlemenin hızı birçok şeye bağlıdır: kozmolojik sabit (karanlık enerji), evrendeki karanlık madde ve düzenli madde miktarı ve bu maddenin dağılımı.
Basit bir ifadeyle, madde her şeyi bir araya getirmeye çalışırken, karanlık enerji her şeyi birbirinden ayırmaya çalışır ve ikisi arasındaki denge kozmik genişleme hızını veya Hubble sabitini verir.
Doğal olarak, ilk evren mevcut evrenden daha yoğun olduğundan, kozmik genişleme oranının zamanla biraz artmasını beklersiniz. Hızlanan kozmik genişlemenin keşfinin bu kadar önemli olmasının nedeni budur. Karanlık enerjinin ve kozmolojik sabitin varlığını kanıtladı. Hubble sabitinin günümüzde Hubble parametresi olarak anılmasının nedeni de budur.
Onlarca yıldır gözlemsel kanıtlar ΛCDM modelini destekledi. Ancak son on yılda Hubble parametresine ilişkin ölçümlerimiz sorunlu hale geldi.
Hubble parametresini bulmanın birkaç yolu vardır, ancak en büyük üçü uzak süpernovalar, kozmik mikrodalga arka planı (CMB) ve Baryon Akustik Salınım (BAO) olarak bilinen galaksi kümelenmelerindeki bir modeldir.
Süpernova gözlemleri bize yaklaşık H kadar bir genişleme oranı verir.0 = 71–75 (km/s)/Mpc, SPK’daki dalgalanmaların ölçeği ise H değerini verir0 = 67–68 (km/s)/Mpc. BAO ölçüsü H sonucunu verir0 = 66–69 (km/s)/Mpc. Buna Hubble gerilimi diyoruz. Bu sonuçların aynı olması gerekir ama kesinlikle uyuşmuyor.
Şimdi bunun süpernova ölçümlerinin yanlış olduğu anlamına geldiğini düşünebilirsiniz, ancak her şey o kadar net değil. Bu yöntemlerin üçü de modeller ve kanıt hiyerarşileri hakkındaki varsayımlara dayanır.
Başlangıçta gökbilimciler, daha iyi verilerin değerleri bir araya getireceğini düşündüler, ancak durum daha da kötüye gitti. Yerçekimsel mercekleme veya astronomik ustalar gibi şeyleri kullanan diğer yöntemler bile birbiriyle çelişir. Bu yeni çalışmanın bu kadar ilginç olmasının nedeni budur.
Çalışma, sonuçlarının çeşitli Hubble ölçümlerini nasıl değiştireceğine dair tam bir araştırma yapmıyor ancak üç büyük şeye bakıyor. Ev sahibi galaksilerin yaşı dikkate alındığında, süpernova ölçüsü diğer ikisine çok daha yakın oluyor.
Ekip, kırmızıya kaymalarına bakılmaksızın yaklaşık aynı yaştaki ev sahibi galaksileri kullanarak sonuçlarının ilk testini bile yaptı ve sonuçlar biraz daha iyi. Süpernova verilerindeki galaktik yaşı hesaba katmak, Hubble geriliminin çoğunu çözüyor gibi görünüyor.
Yazarlar sonuçlarının hala bir miktar geçici olduğunu belirtiyorlar. Hem gözlemlenen bir süpernovaya hem de ev sahibi galaksinin yaşını belirleyebileceğiniz bir spektruma sahip olan yalnızca 300 kadar uzak galaksi vardır. Bu küçük bir örneklem büyüklüğü, dolayısıyla sonuçlar ilgi çekici olsa da kesin değil.
İyi haber şu ki, Rubin Gözlemevi bu yılın sonlarında çevrimiçi hale geldiğinde binlerce uzak galaksinin yaşını belirleyebileceğiz. Birkaç yıl içinde bu yeni modelin işe yarayıp yaramayacağını öğreneceğiz. Eğer öyleyse, o zaman kozmolojik sabiti karanlık enerjinin tek kaynağı olarak bir kenara atmak zorunda kalacağız.
