Ukazuju li opažanja na to da se svemir širi? - drugi dio, argumenti protiv širenja

napisao John Hartnett
preveo Mladen Čirjak

X-ray: NASA/CXC/NCSU/M.Burkey et al; Infrared: NASA/JPL-Caltech

Dokazi protiv ekspanzije

Test kutne veličine

Test ovisnosti kutnih veličina nekih astronomskih izvora kao funkcije crvenog pomaka prvi je osmislio Fred Hoyle.¹ U principu, jednostavan, no u ne i u primjeni, zbog poteškoća u pronalaženju ‘standard rod’ tipa objekta bez evolucije linearne veličine tijekom postojanja svemira. Izmjerene su kutne veličine više različitih objekata.² (Ref. 2 pruža odličnu analizu ovog i Tolman-ovog testa površinskog sjaja. Također vidite i reference koje ista sadrži.)

Ovaj tip testa je vezan za Tolman-ov test površinskog sjaja, no ispituje kutnu veličinu (θ) objekta kao funkciju epohe (z). Ovo će uočljivo varirati ovisno o pretpostavljenoj kozmologiji. Kutne veličine radio galaksija u rasponu do z = 2 pokazuju ovisnost θ ∝ z⁻¹,^3,4 što je statičan euklidski efekt za sve distance, odnosno crvene pomake . Kako bi se to uskladilo sa standardnim modelom potrebna je evolucija veličine kao funkcija crvenog pomaka.

U standardnom modelu evolucija veličine objekta je pretpostavljena i općenito se koristi kako bi se kompenzirala bilo kakva neslaganja između modeliranih i uočenih veličina kao funkcija crvenog pomaka. Svaka otkrivena θ ∝ z⁻¹ ovisnost, kao što predviđa statičan euklidski svemir, bi bila samo slučajna koincidencija slaganja ovisnosti kutne veličine θ(z) s evolucijskim i/ili selekcijskim efektima u svemiru koji ekspandira. Međutim, uočeno je da je usklađenost broja radio galaksija najbolja kada evolucija nije pretpostavljena.⁵ López-Corredoira² je ustanovio da je, ako se pretpostavi da je standardni kozmološki model točan, prosječna linearna veličina galaksija, istog sjaja, šest puta manja pri z = 3.2 nego pri z = 0, a njihova prosječna kutna veličina za dani sjaj je približno proporcionalna z⁻¹.

Niti hipoteza da galaksije koje su se forrale ranije imaju mnogo veće gustoće, niti njihova evolucija luminoznosti, niti njihov omjer spajanja, niti masivni odljevi uslijed kvazar-feedback mehanizma nisu dovoljni da bi opravdali tako snažnu evoluciju veličine. Bez veoma snažne evolucije veličine standardni model nije u mogućnosti uskladiti ovisnost kutne veličine i crvenog pomaka. Ovo zahtijeva između dva i četiri velika spajanja po galaksiji tijekom njena postojanja, što je observacijski neopravdano. Također nije poznato kako su narasle lokalne masivne eliptične galaksije, jer su poznate galaksije sličnih veličina pri visokom crvenom pomaku. Prema tome slijedi da su one bliske morale biti mnogo manje pri visokom crvenom pomaku pretpostavljajući istinitost evolucije veličine. Nije poznat način na koji bi spiralne galaksije rasle spajanjem i zadržale svoj spiralni izgled.

Uočene su neke galaksije u obliku diska koje nemaju središnju izbočinu ; smatra se da su one gotovo predobre da bi bile istinite.⁶ Kormendy i drugi. (2010) su postavili pitanje: “Na koji način hijerarhijsko grupiranje može stvoriti tako velik broj divovskih, galaksija oblika diska bez znakova izbočina nastalih srastanjem?” Simulacije pokauju da kako se spirale sjedinjuju, njihova spirlna disk struktura se gubi. Promatranja pet najsjajnijih klastera glaksija (BCG-ova) pri crvenim pomacima u rasponu 0.8 < z < 1.3 su uspoređene s grupom BCG-ova pri z = 0.2 te je ustanovljena sličnost ne veća od 30%, što suprotno standardnom modelu slabo ili nikako upućuje na evoluciju.⁷

Kao što je spomenuto, glavna poteškoća s ovim tipom mjere jest utvrđivanje standardne veličine objekata koje se promatra. Međutim, kozmološki model koji koristi veoma jednostavnu fenomenološku ekstrapolaciju linearnog Hubble-ovog zakona u euklidskom statičnom svemiru poprilično se dobro uklapa u ovisnost kutne veličine i crvenog pomaka, što je približno proporcionalno z⁻¹. Nema ad hoc, izvedenih slobodnih parametara, iako stupci pogrešaka dopuštaju malenu evoluciju veličine i sjaja. Hubble-ov dijagram supernova tipa 1a također je moguće objasniti u smislu tog modela bez ad hoc parametara, tj. bez tamne materije ili tamne energije.

Tolman-ov površinski sjaj

Godine 1935. Hubble i Tolman⁸ predložili su tzv. Tolman test temljeljen na mjeri sjaja galaksija kao funkcije epohe. Galaksija pri crvenom pomaku z se razlikuje po površinskom sjaju ovisno o tome postoji li recesija ili ne. Izbor jedinica određuje ovisnost crvenog pomaka, a u bolometrijskim jedinicma površinski sjaj indentičnih objekata varira za (1+z)⁴: jedan (1+z) faktor zbog dilatacije vremena (distanca u fotonima po jedinici vremena), jedan faktor (1+z) zbog pada energije po fotonu, te dva faktora uslijed činjenice da nam je u trenutku kada je svjetlost odaslana objekt bio bliže za (1+z) U svemiru koji ekspandira, bez obzira na jedinice, omjer površinskog sjaja u svemiru koji se širi i koji se ne širi je (1+z)⁻³. Ovo je neovisno o valnoj duljini.

Lerner⁹ je ispitao hipotezu evolucije galaksija ‘catch-all’ [komentar prevoditelja: ‘atch-all’– izmišljen faktor kojim se rješavaju svi problemi] koji se koristi kako bi se standardni model uklopio u kutnu veličinu galaksija kao funkciju crvenog pomaka. Njegova se metoda temelji na činjenici da ultra-ljubičasti sjaj (UV) galaksije ima granicu, jer kada površinska gustoća sjajnih vrućih zvijezda, i supernova, poraste, stvaraju se velike količine prašine koja apsorbira svo UV zračenje osim onoga iz tankog sloja. Daljnje povećanje površinske gustoće sjajnih vrućih zvijezda preko određene granice samo stvara više prašine i tanji površinki sloj, a ne povećanje UV površinskog sjaja. Temeljeno na tom principu, trebao bi postojti maksimalan površinski sjaj na UV valnim duljinama neovisno o crvenom pomaku. Scarpa i drugi¹⁰ izmjerili su kod galaksija niskog crvenog pomaka maksimalnu FUV (1550 Å at rest) emisiju od 18.5 mag_AB/arcsec², i niti jedna galaksija ne bi trebala biti sjajnija po jedinici kutne površine od toga. López-Corredoira, koristeći podatke Trujillo-a i drugih.¹¹ ustanovio je vrijdnosti površinkog sjaja galaksija pod pretpostavkama širećeg i statičnog svemira. Ustanovljeno je da bi u slučaju svemira koji se širi mnoge galaksije morale biti čak i 6 puta sjajnije od dopuštenog. U slučaju statičnog svemira sjaj niti jedne galaksije ne bi prelazio tu granicu.

Lerner¹² koristeći velik UV set podataka za disk galaksije u širokom rasponu crvenih pomaka (od 0.03 do 5.7), što je uključivalo 3 grupe galaksija niskih crvenih pomaka (z ≤ 0.1) i 8 grupa galaksija visokih crvenih pomaka (0.9 < z < 5.7) iz ultra-dubokog polja teleskopa Hubble, pokazuje da euklidski ne-ekspandirajući (ENE) svemir bolje pristaje podatcima o kutnim veličinama od ekspandirajućih ΛCDM modela konkordancije. Zapravo, rezultati veoma loše pristaju ΛCDM modelu. Ako se raspon crvenog pomaka ograniči na 0.03 < z < 3.5, tada ENE model pruža razumno dobru usklađenost. Kada se dozvoli veoma malen iznos izumiranja, usklađenost je gotovo savršena.

CMB zračenje

Ovdje postoje dva važna pitanja vezana za svemir koji se širi:

1. Možemo li se zaista pouzdati u to da pozadinsko kozmičko zračenje (CMBR) dolazi od pozadinskog izvora?
2. Govori li nam mjerenje temperature tog zračenja u različitim epohama nešto kozmološko?

CMBR je predstavljalo uspješno predviđanje standardnog modela (Gamow je, 1948. godine, predvidjeo zračenje zaostalo nakon velikog praska), no osim ako bi bilo moguće pokazati da ono ne može imati drugo porijeklo, ono ne bi bilo dokazano. Lieu, Mittaz i Zhang¹³ (2006) su pokazali da kada je 31 relativno bliskih klastera galaksija (kod kojih je većina < 0.2) proučeno za bilo kakva opadanja temperature, CMBR sjene klastera, to je detektirano u samo 25% tih klastera. Pomoću Sunyaev-Zel’dovich efekta (SZE), tražili su očekivane padove temperature intergalaktičkog medija koji emitira X-zrake, te u nekim slučajevima čak pronašli i efekt grijanja. Bielby i Shanks¹⁴ (2007) proširili su taj rad u 38 klastera i pokazali da ne samo da je SZE manji od očekivanog, već i da ima tendenciju progresivnog nestajanja za crvene pomake od 0.1 do 0.3. Njihov rezultat je statistički ekvivalentan nuli (nema sjene) približno na 2σ nivou.

Taj rezultat tada dovodi u pitanje činjenicu da CMBR dolazi iz pozadine, tj. od velikog praska i, prema tome, da je kozmička ekspanzija (slika 1) validna hipoteza.

Međutim, kako bi se to podrobnije istražilo trebalo bi proučavati temperaturu tog zračenja u prošlim epohama.

1941. godine, McKellar¹⁵ interpretirao je međuzvjezdane apsorpcijske linije u plavom dijelu optičkog spektra dvo-atomskih CN molekula kao pobuđene pozadinskim zračenjem sa spektrom crnog tijela i potrebnom temperaturom od 2.3 K. To je bilo iz izvora u galaksiji i mnogo prije otkrića CMBR-a. Kozmologija velikog praska predviđa da je temperatura CMBR-a funkcija crvenog pomaka, te da je temperatura viša od one u galaksiji za faktor(1+z).

Stoga od ekscitacije atomskih prijelaza u apsorbirajućim oblacima pri visokim crvenim pomacima duž vidokruga do udaljenih kvazara, pod pretpostavkom da su atomi u ravnoteži s CMBR-om, tu je temperaturu može odrediti. U jednom takvom slučaju,¹⁶ određena je temperatura od 7.4 ± 0.8 K at z = 1.776 što veoma dobro odgovara tepretskom perdviđanju od 7.58 K. Međutim, druga komponenta istog oblaka s vrlo sličnim crvenim pomakom dala je temperaturu od 10.5 ± 0.5 K, što baš i nije u skladu s teorijom. Drugi su također došli do sličanog rezultata.¹⁷ Mjerenja oblaka na z = 2.34 dala su temperture između 6 i 14 K.¹⁸ To je u skladu s 9.1 K predviđenih standardnom kozmologijom ali s većim greškama.

Iz analize omjera populacije C+ sitne strukture u prigušenom Lyman alfa (Lyα) sustavu apsorbera prema kvazaru,¹⁹ kod z = 3.025, za teoretska predviđanja od izračunata je temperatura od 0.2 K 10,97 K 14.6 ±. Odsupanje je pripisano postojanju drugih mehanizama ekscitacije, poput, primjerice, kolizija. No to znači da bi i druga mjerenja (u drugim radovima) trebala biti pod utjecajem drugih mehanizama eksitacije i mogu dati samo maksimalnu CMBR tremperaturu, ali ne minimalnu. Oni ne mogu sjediti na dvije stolice. Od nas se očekuje da vjerujemo da kada se razultati slažu s teoretskim predviđanjima, drugi mehanizmi nisu prisutni, no kada se rezultati ne podudaraju, tada jesu. Prema tome, povećanje CMBR temperature kao funkcija crvenog pomaka (z) za faktor (1+z) nije dokazano. No, gore navedene reference općenito upućuju na to da je temperatura CMBR-a pri višim crvenim pomacima od sadašnjeg (z = 0) veća od 2,7 K. Na koji način statičan euklidski model objašnjava takav općenit trend, ako se naposlijetku dokaže? To je dobro pitanje.

Absorpcijski sustavi i Lyα linije

Kada se neutralni oblaci vodika (H1) osvjetle pozadinskim svjetlom kvazara, apsorpcijske linije se uočavaju pri nižim crvenim pomacima (kraćim valnim duljinama) od onih kvazara (slika 2). One su rezultat temeljne Lymanove ekscitacije neutralnih atoma, od oko 121,6 nm (za Lyman alfa, Lyα) do 102.5 nm (za Lyman beta, Lyβ). Nalaze se u vakuumskom ultraljubičastom dijelu spektra. Za prisutnost veoma velike skupine tih linija (što se naziva Lyα-šuma), koja predstavlja mnogo oblaka vodika u prvom planu, je rečeno da je vrlo dobra indikacija međugalaktičkog medija.²⁰

Na prvi pogled, Lyα-šuma se doima kao veoma dobar dokaz toga da su kvazari na njihovim velikim distancama crvenog pomaka. Čini se da je to u suprotnosti s tvrdnjama Arp-a i drugih da neki kvazari imaju velike unutarnje crvene pomake koji nisu posljedica kozmološke ekspanzije (slika 2). Svjetlost kvazara je jednoliko crveno pomaknuta. U slučaju da je to posljedica nekog unutarnjeg efekta, tada se to ne bi prevelo u niz linija koje predstavljaju niže i niže udaljenosti crvenog pomaka prema promatraču zbog apsorbirajućih oblaka vodika u prvom planu kvazara. Apsorpcijske linije se mjere na crvenim pomacima manjim od onih u kvazara, te bi stoga, u svemiru koji se širi, bile na njihovim kozmološkim crvenim pomacima.

Međutim, nije sve kako se čini na prvi pogled. Godine 2006, Prochter i drugi ²¹ objavili su opažanja koja su opisali kao “zapanjujuća”. Ustanovili su da su, koristeći GRB spektar, mogli “… identificirati 14 jakih Mg II apsorbera duž 14 GRB linija gledanja (gotovo svaka linija gledanja pokazuje barem jedan apsorber)…“. To je značilo da je svaki GRB kojeg su promatrali pokazao barem jedan apsorpcijski oblak/galaksiju u prvom planu, dok samo jedna četvrtina kvazara pokazuje prisutnost apsorbirajućih oblaka/galaksija.

Što je to tako posebno kod GRB-a da uvijek imaju apsorber u svom prvom planu? O tome se raspravljalo u pismu časopisu Science,²² u kojemu je spomenuto da bi ta obilježja uočena u GRB spektrima mogla biti intrinzična za ‘galaksiju domaćina’ koja udomljuje eksplozije gama zračenja, a ne za galaksije u prvom planu. U ovom istraživanju koristili su se Mg II linije, a ne H1 linije.

Lanzetta sa Sveučilišta Stony Brook u New York-u citiran je u članku časopisa Science ,

“‘Ako bih morao pogađati, rekao bih da je to onaj jedan od onih 1:10000 statističkih slučajeva koji se povremeno događaju,“…. ”On će vjerojatno nestati kada nova opažanja postanu dostupna. Morat ćemo pričekati i vidjeti. Ako, međutim, zagonetka ostane i nakon što se analizira 15 ili 30 GRB-a, tada mora da se događa nešto vrlo čudno,’ kaže Lanzetta.”

Do 2009. godine, Tejos i suradnici²³ su utvrdili da je broj apsorbirajućih sustava prema GRB-ima tri puta veći no prema kvazarima (iz uzorka od 8 ispitivanih GRB-a), te ne postoji dobro objašnjenje za tu anomaliju, iako su neka predložena. To dodaje sumnju tvrdnji da Lyα linije predstavljaju neutralne vodikove oblake, apsorbere, ispred kvazara.

Za Gunn-Petersonovo korito se tvrdi da nastaje kada se mnoge Lyα apsorpcijske linije preklapaju zbog mnogih oblaka neutralnog vodika. Teoretizira se da se to dogodilo krajem takozvane ere reionizacije. Gunn-Petersonovo korito je vidljivo u spektrima nekih kvazara i jako ovisi o crvenom pomaku. Ono se ne vidi u svim spektrima kvazara. Standardni model to objašnjava tamo gdje je intergalaktički medij reioniziran - dakle nema apsorpcije. Gunn-Peterson korito je dokaz ere tamnog doba (visoka neprozirnost) kada postoji samo neutralni vodik.

López-Corredoira²⁴ opisuje neka zapažanja vezana za ovo:

“Za vodikovo Gunn-Peterson korito je bilo predviđeno da je prisutno na crvenom pomaku z = 6.1.^25,26 Doista, otkriveno je kompletno Gunno-Petersonovo korito na z = 6.28,²⁵ što znači da se Svemir približava reionizacijskoj epohi na z_r = 6. Međutim, opažene su galaksije na z = 6.68,²⁷ ili z = 6.56 bez značajki neprozirnosti²⁸ prije reionizacije, a epoha reionizacije je pomaknuta iznad z_r = 6.6.²⁸

“Nehomogena reionizacija²⁵ je moguće objašnjenje prividnog neslaganja različitih podataka. Nedavna mjerenja anizotropije CMBR-a prema WMAP promatranjima daju epohu reionizacije z_r = 20_–9⁺¹⁰ (95% CL).²⁹ Ako bismo vjerovali da se CMBR anizotropije ispravno interpretiraju u smislu standardne kozmologije, imali bismo ponovno novu nedosljednost.”

Dakle podaci i teorija se zapravo ne podudaraju. Kada se promatra CMBR, Gunn-Petersonovo korito se opaža na crvenom pomaku dobro nakon epohe 11 < z < 30 Pa, da li je to doista zbog navedenog teoretskog učinka?

Da bi linije apsorpcije oblaka vodika pokazale veliki crveni pomak, a ovo drugo nije rezultat kozmološke ekspanzije, tada bi te linije morale nastati u atmosferi kvazara i biti generirane istim nepoznatim unutarnjim efektom kao i one kvazara. Kako svjetlost prolazi kroz atmosferu kvazara, H1 atomi, kao funkcija udaljenosti iznad kvazara, bi morali imati različite Doppler-ove brzine prema unutra i stoga biti nešto manje crveno pomaknuti nego pretpostavljeni roditeljski kvazar. Drugim riječima, to mora biti neki mehanizam povezan sa samim kvazarem. Ako ne, standardni model ima dobar argument u korist kozmološke ekspanzije.

Ashmore³⁰ je pregledao i analizirao razmak oblaka vodika kao funkciju crvenog pomaka, koristeći podatke iz literature o broju neutralnih oblaka vodika, uz pretpostavku da je moguće separirati spektar svakog oblaka koji daje drugačiji crveni pomak. Načinio je uobičajene BB (komentar prevoditelja: Big Bang) pretpostavke da se kvazari nalaze na udaljenostima njihovim crvenh pomaka, te da su Lyα linije apsorpcije rezultat oblaka vodika u prvom planu kvazara.

Ashmore je iz toga pokazao da je razmak oblaka konstantan do crvenog pomaka od oko 0.5, kada se većina studija objedini, te do z = 1.6 iz jednog određenog istraživanja. Općenito, iznad z ~ 0.5 postoji smanjenje razmaka između oblaka u odnosu na druge studije. Uz standardne pretpostavke, to bi značilo da se svemir proširio do z ~ 0.5 a zatim postao statičan. Ako se jednom širio, to opisuje šireći svemir koji je usporio i postao statičan.

I proširenje Doppler-ove linije iz oblaka ukazuje na gotovo linearno smanjenje temperature kao funkcije crvenog pomaka, što je suprotno od onoga što se očekuje kod standardnog modela. Ranije smo raspravljali o povećanoj ovisnosti crvenog pomaka o temperaturi CMBR-a. Međutim, ako je ta temperatura indikativna za intergalaktički medij, to znači da CMBR mora biti lokalno. Za savršen spektar crnog tijela, ako je CMBR nastalo od najranijih vremena, ono mora da je počeo s nižom temperaturom nego što je uočeno lokalno.

Dakako, u okviru ograničenja standardnog kozmološkog modela ta su opažanja u suprotnosti s onim što bi se očekivalo. Ako kvazari nisu na distancama svojh crvenih pomaka, to bi promijenilo ovisnost rezultata o crvenom pomaku. No, sama činjenica o kvazarima koji nisu na udaljenostima njihovih crvenih pomaka bi značajno promijenila naše razumijevanje moderne kozmologije.

Mainstream kozmologija objašnjava to kao slučajnost i postavlja stvari na nepouzdanu ravnotežu između ekspanzije i formacije galaksija s jedne strane i brzine ionizacije na drugoj. Za niže crvene pomake, ekspanzija i formiranje galaksija imaju učinak smanjenja gustoće H1oblaka, ali se smanjuje i gustoća kvazara, stvarajući smanjenje lokalne UV pozadine, što smanjuje brzinu kojom oblaci nestaju ionizacijom pod određenom gustoćom stupca.

Zaključak

Zašto kvazari, navodno najudaljeniji izvori u svemiru, ne pokazuju nikakve dokaze o tom kozmološkoj dilataciji vremena? Svemir bi jednostavno mogao biti statičan - to bi uredno riješilo problem. Ili kvazari možda nisu toliko udaljeni - nisu na udaljenostima svojih crvenih pomaka. Da bi se spasio standardni model, mora se pretpostaviti da je postojala urota konkurentnih efekata, uključujući akumulaciju mase crne rupe u jezgri tih kvazara, tijekom kozmičkog vremena, koja upravo poništava bilo koju vidljivu dilataciju vremena.

Hubble-ov dijagram - koji ispituje bilo koji model sa sjajem promatranih astronomskih izvora s obzirom na njihove crvene pomake - odgovara statičnom svemiru s jednostavnim euklidskim svemirom koji se ne širi jednako dobro kao i standardnom BB modelu. U prvom slučaju nisu potrebne tamna materija, tamna energija, inflacija - sve neopažene u laboratorijima. On ekstrapolira jednostavan Hubble-ov zakon na sve crvene pomake. Treba shvatiti da su predloženi mnogi alternativni mehanizmi koji mogu stajati iza uočenih crvenih pomaka, a koji ne zahtijevaju kozmološku ekspanziju, no vrlo malo istraživanja načinjeno u tom pravcu. Ipak, mehanizam za kozmičke crvene pomake (Hubble-ov zakon) uredno je izveden iz Einstein-ove opće teorije, koja je uspješno ispitana u Sunčevom sustavu i s binarnim pulsarnim parovima. Potonji testiraju teoriju u različitim domenama od teorije kozmoloških crvenih pomaka, a ipak dodaju podršku tome da bi ista teorija bila primjenjiva i drugdje.

Promatrajući kutne veličine galaksija kao funkciju crvenog pomaka, model statičnog svemira pruža bolje uklapanje od standardnog modela i s najmanjim brojem pretpostavki. Međutim, odgovarajućim odabirom, ad hoc, evolucije veličine galaksija kao funkcije crvenog pomaka (za red velićine veći od bilo kojeg opažanja), standardni model se može spasiti. Zapravo, ovaj se argument obično izokreće. Pretpostavlja se da je model velikog praska točan, i da su stoga galaksije morale, tijekom kozmičkog vremena, spajanjem evoluirati u veličini, te otkrivanje načina na koji se to dogodilo postaje samo ”istraživački problem.

Uzimajući zajedno sve predstavljene dokaze u 1. i 2. dijelu (vidi tablicu 1), po mom mišljenju, nije moguće zaključiti da li se svemir širi ili je statičnan. Dokazi su dvosmisleni.³¹ Čini se da je kozmologija daleko od precizne znanosti i da još uvijek treba učiniti mnogo toga kako bi se riješili očito kontradiktorni dokazi.