Нещодавно нове дослідження за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба показало, що ця проблема не зникне найближчим часом. Вебб уточнив попередні вимірювання швидкості розширення, зроблені з використанням даних космічного телескопа Хаббла, і кричуща невідповідність все ще існує.

Швидкість розширення Всесвіту відома як стала Хаббла, і існує два основних способи її вимірювання. Перший спосіб полягає в тому, щоб спостерігати за далекими галактиками та визначати, наскільки вони далеко, дивлячись на певні типи зірок, які мають передбачуваний рівень яскравості. Це говорить вам, як довго світло подорожувало від цієї галактики. Потім дослідники дивляться на червоне зміщення цієї галактики, яке показує, наскільки сильно відбулося розширення за цей час. Це метод вимірювання постійної Хаббла, який використовують космічні телескопи, такі як Хаббл і Вебб.

Інший метод полягає в дослідженні залишкового випромінювання Великого вибуху, яке називається космічним мікрохвильовим фоном. Розглядаючи цю енергію та те, як вона змінюється у Всесвіті, дослідники можуть моделювати умови, які, мабуть, її створили. Це дає змогу побачити, як Всесвіт мав розширюватися з часом.

Проблема полягає в тому, що ці два методи розходяться в остаточній цифрі постійної Хаббла. І оскільки методи вимірювання стають дедалі точнішими, різниця не зникає.

Нещодавнє дослідження використовувало Вебба для дослідження конкретних зірок, які використовуються для обчислення відстані, так звані змінні цефеїди. Дослідники подивилися на галактику NGC 5584, щоб побачити, чи справді вимірювання цих зірок, зроблені Хабблом, були точними — якщо ні, це могло пояснити розбіжність в оцінках постійної Хаббла.

Дослідники провели попередні вимірювання Хаббла зірок і направили Вебба на ті самі зірки, щоб побачити, чи є важливі відмінності в даних. Хаббл був розроблений для спостереження в основному у видимому світлі, але зірки потрібно було спостерігати в ближньому інфрачервоному діапазоні через пил на шляху, тому виникла думка, що, можливо, інфрачервоне бачення Хаббла було недостатньо чітким, щоб побачити зірки. точно.

Однак цьому поясненню не судилося. Вебб, який працює в інфрачервоному діапазоні, розглянув понад 300 змінних цефеїд, і дослідники виявили, що вимірювання Хаббла були правильними. Вони навіть могли ще точніше визначити світло від цих зірок.

Тож, наскільки нам відомо, розбіжність у постійній Хаббла все ще існує та все ще створює проблему. Існують різноманітні теорії, чому це може бути, від теорій про темну матерію до недоліків у наших теоріях гравітації. Поки що питання залишається твердо відкритим.

Камера ближнього інфрачервоного діапазону та безщілинний спектрограф (NIRISS)

Компоненти NIRISS Камери знімають двовимірні зображення областей простору. Спектрографи поширюють світло в спектр, щоб можна було виміряти яскравість кожної окремої довжини хвилі. Апертурна маска Вебба — це металева пластина з сімома шестикутними отворами, яка розміщується перед детекторами, щоб збільшити ефективну роздільну здатність телескопа та отримати більш детальні зображення надзвичайно яскравих об’єктів.

Діапазон довжин хвиль NIRISS NIRISS призначений для захоплення світла з довжиною хвилі від 0,6 мікрона (видимий червоний) до 5 мікронів (середній інфрачервоний діапазон).

Поле зору NIRISS Поле зору приладу — це кількість неба, яку він може спостерігати в будь-який момент часу. (Фактична площа, яку можна спостерігати, залежить від відстані до спостережуваного об’єкта.) На цьому малюнку зображено галактику Вир (M51) , зроблене космічним телескопом Хаббла, для масштабу. Зображення займає площу 9,6×6,6 кутових хвилин. (Діаметр повного Місяця на небі становить приблизно 31 кутову хвилину.) NIRISS охоплює поле зору приблизно 2,2×2,2 кутової хвилини.

Режими обробки зображень NIRISS Standard Imaging є еквівалентом базової цифрової фотографії та передбачає знімання різноманітних об’єктів і матеріалів у просторі, які випромінюють або відбивають інфрачервоне світло. Інтерферометрія з апертурною маскою (AMI) передбачає використання апертурної маски для збільшення ефективної роздільної здатності телескопа та отримання більш детальних зображень. Коли діафрагмова маска на місці, лише світло, яке проходить крізь отвори, потрапляє на детектори, решта блокується. AMI моделює ефект масиву телескопів, у якому кілька телескопів працюють разом, щоб імітувати здатність збору світла одного набагато більшого телескопа. AMI використовується для розділення світла яскравих об’єктів, таких як зірки, які знаходяться близько один до одного в космосі або на небі.

Режими спектроскопії NIRISS. Широкопольна безщілинна спектроскопія передбачає захоплення загального спектра широкого поля зору: поля зірок, частини сусідньої галактики або кількох галактик одночасно. Безщілинна спектроскопія одного об’єкта передбачає захоплення спектра одного яскравого об’єкта, наприклад зірки, у полі зору. 

Дивитися в глибини космосу означає також озирнутися у часі. Адже все, що ми бачимо, через обмежену швидкість поширення світла виглядає так, як воно виглядало в момент випромінювання світла. Наприклад, якщо ми бачимо зірку, віддалену від нас на 100 світлових років, ми бачимо її такою, якою вона була 100 років тому. Використовуючи цей факт і огляди об’єктів, віддалених на надзвичайно великі відстані, ми можемо бачити, як виглядав Всесвіт на різних етапах його існування.

Телескоп James Webb спочатку створювався саме для того, щоб він міг придивитися набагато далі в простір назад у часі. Тому зовсім не дивно, що він одразу почав знаходити найдальші галактики. Нова галактика, відома під назвою CEERS-93316, видно нам такою, якою вона була через 255 мільйонів років після Великого Вибуху або через 135 мільйонів років з того моменту, як у Всесвіті почали з’являтися перші зірки.

Тут же виникає свого роду парадокс: якщо вік Всесвіту становить 13.8 мільярда років, як же щось може перебувати далі за відстань, що визначається цим часом, і бути при цьому видимим? Адже світла просто не вистачить часу, щоб досягти нашого місця розташування. Відповідь на цю загадку дуже проста і вона полягає в процесі розширення Всесвіту. Видимо зараз нами світло від галактики CEERS-93316 було випромінювано приблизно 13.6 мільярда років тому, але, шляхом розширення Всесвіту галактика CEERS-93316 і місцеперебування Чумацького Шляху рухалися в різні боки, і світла від CEERS-93316 потрібно було пройти 35, щоб досягти нас зараз.

Як це все було визначено? Відомо, що розширення Всесвіту впливає на світло, що пронизує космічний простір, зміщуючи його спектр у червоний бік. Величина червоного зміщення позначається літерою z, і якщо значення z світла перевищує 10, то це світло було випромінювано під час перших кількох мільйонів років існування Всесвіту. Наприклад, червоне усунення галактики GN-z11, виявленої та виміряної телескопами Hubble і Keck I, дорівнює 11, а червоне усунення світла галактики CEERS-93316 становить 16.7.

Насамкінець слід зазначити, що телескоп James Webb також встиг виявити галактики з величиною червоного зміщення в 12.3 і 13, які також могли б стати рекордсменами на короткий час. Найімовірніше, що й галактиці CEERS-93316 також не вдасться утримати пальму першості довгий час, адже чим довше телескоп James Webb проводитиме спостереження, тим більше стає ймовірність, що йому вдасться сфотографувати ще більш тьмяну, а значить і більш далеку галактику.