Kosmos rozszerza się w coraz szybszym tempie. To kosmiczne przyspieszenie jest spowodowane przez ciemną energię i jest centralnym aspektem ewolucji naszego Wszechświata. Tempo ekspansji kosmicznej można wyrazić stałą kosmologiczną, powszechnie znaną jako stała Hubble’a lub parametr Hubble’a. Ale chociaż astronomowie ogólnie zgadzają się, że ten parametr Hubble’a istnieje, istnieje pewna różnica zdań co do jego wartości.

Parametr jest zwykle mierzony w kilometrach na sekundę na megaparsek. Oznacza to, że gdybyśmy spojrzeli na galaktykę oddaloną o megaparsek (około 3,3 miliona lat świetlnych), to prędkość, z jaką galaktyka oddala się od nas w kilometrach na sekundę, byłaby wartością parametru Hubble’a. Im większa wartość parametru, tym szybciej rozszerza się wszechświat.

Istnieje wiele sposobów pomiaru parametru Hubble’a, ale generalnie dzielą się one na dwie kategorie. Jedna ogólna metoda wykorzystuje kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła. Podczas gdy kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła jest prawie doskonałym ciałem doskonale czarnym, występują niewielkie wahania jego temperatury. Skala tych fluktuacji mówi nam, jak bardzo wszechświat się rozszerzył, co z kolei mówi nam o tempie kosmicznej ekspansji. Takie podejście daje parametr Hubble’a na poziomie około 67 – 68 (km/s)/Mpc.

Drugie podejście dotyczy odległych supernowych. Jeden typ supernowej, znany jako typ Ia, ma dość jednolitą maksymalną jasność. Jeśli więc znasz odległość do supernowej typu Ia, możesz porównać jej jasność pozorną z rzeczywistą jasnością i obliczyć ekspansję kosmiczną. Opiera się to na znajomości odległości do galaktyki supernowej, która opiera się na złożonym zestawie obliczeń odległości znanych jako kosmiczna drabina odległości. Takie podejście daje wartość Hubble’a około 71 – 75 (km/s)/Mpc. Istnieje trzecie podejście, wykorzystujące astrofizyczne masery emitowane z dysków akrecyjnych czarnych, ale jak dotąd odniosło mieszany sukces.

Rezultat tego wszystkiego jest taki, że dwie bardzo dobre, bardzo dokładne miary kosmicznej ekspansji dają sprzeczne wyniki. Precyzja tych wyników jest na tyle dobra, że wiemy już, że jeden lub oba z nich muszą być błędne. Jest to znane jako problem napięcia Hubble’a. Jednym z rozwiązań tego problemu byłoby znalezienie nowego sposobu pomiaru ekspansji, który nie opierałby się na kosmicznej drabinie odległości lub kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła. Podejście masera może odnieść sukces z czasem, ale ostatnio zespół zaprezentował czwarte podejście. Taki, który obejmuje supernową i trochę soczewkowania grawitacyjnego.

Soczewkowanie grawitacyjne jest zwykle obserwowane w przypadku galaktyk. Jeśli galaktyka znajduje się między nami a bardziej odległym kwazarem, wówczas światło z kwazara jest soczewkowane wokół bliższej galaktyki, dzięki czemu widzimy wiele obrazów odległego obiektu. Ponieważ różne soczewkowane ścieżki wokół galaktyki mają różne odległości, widzimy każdy obraz kwazara przesunięty nieznacznie w czasie. Różnica może wynosić dziesiątki lub setki lat, co jest niewielkie w skali czasowej kwazarów. Ale dla czegoś takiego jak supernowa, soczewkowanie grawitacyjne może pozwolić nam obserwować supernową wiele razy. Dokładnie to stało się z supernową o nazwie Refsdal.

Supernowa została po raz pierwszy zaobserwowana w 2014 roku. Został nazwany Refsdal na cześć norweskiego astronoma Sjura Refsdala, który jako pierwszy zaproponował ideę supernowych opóźnionych w czasie w 1964 roku. Tak się złożyło, że supernowa Refsdal znajdowała się w galaktyce soczewkowanej grawitacyjnie. Kiedy astronomowie zdali sobie z tego sprawę, wykorzystali modele komputerowe, aby przewidzieć, kiedy supernowa pojawi się ponownie. Oszacowali, że powinien pojawić się ponownie w latach 2015-2017, a na pewno w 2015 roku pojawił się ponownie. To pozwoliło astronomom przewidzieć inne zjawiska. Do 2018 roku astronomowie potwierdzili pół tuzina pojawień się SN Refsdal, co prowadzi nas do nowego sposobu obliczania ekspansji kosmicznej.

Dzięki wielokrotnym obserwacjom Refsdal zespół mógł obliczyć rzeczywistą odległość soczewkowanych ścieżek światła. Porównując to z pozorną separacją kątową między pozorami, zespół mógł określić prawdziwą odległość soczewkującej galaktyki. Porównanie tego z przesunięciem ku czerwieni pozwala obliczyć parametr Hubble’a. To podejście nie opiera się ani na drabinie odległości, ani na kosmicznym tle, więc jest to całkowicie niezależny sposób pomiaru kosmicznej ekspansji.

Na tej podstawie zespół obliczył parametr Hubble’a na poziomie 63 – 70 (km/s)/Mpc, co najlepiej zgadza się z wynikami kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. Niepewność jest na tyle duża, że można powiedzieć, że zgadza się z odległymi wynikami drabiny, ale to trochę naciągane. Z tego wyniku wydaje się, że kosmiczne tło jest dokładniejszą wartością.

To tylko jeden wynik, więc nie wystarczy, aby rozwiązać problem napięcia Hubble’a, ale to dobry początek. A jeśli uda nam się znaleźć inne supernowe podobne do Refsdal, może to rozstrzygnąć sprawę na czas.

Zespół fizyków teoretycznych odkrył dziwną strukturę w czasoprzestrzeni, która dla zewnętrznego obserwatora wyglądałaby dokładnie jak czarna dziura, ale po bliższym przyjrzeniu się byłaby niczym innym: byłyby defektami w samej strukturze Wszechświata.

Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje istnienie czarnych dziur, powstających podczas kolapsu gigantycznych gwiazd. Ale ta sama teoria przewiduje, że ich centra są osobliwościami, które są punktami o nieskończonej gęstości. Ponieważ wiemy, że nieskończone gęstości nie mogą się zdarzyć we wszechświecie, przyjmujemy to jako znak, że teoria Einsteina jest niekompletna. Ale po prawie stu latach poszukiwań rozszerzeń, nie potwierdziliśmy jeszcze lepszej teorii grawitacji.

Ale mamy kandydatów, w tym teorię strun. W teorii strun wszystkie cząstki wszechświata są w rzeczywistości mikroskopijnymi wibrującymi pętlami strun. Aby wspierać szeroką gamę cząstek i sił, które obserwujemy we Wszechświecie, struny te nie mogą po prostu wibrować w naszych trzech wymiarach przestrzennych. Zamiast tego muszą istnieć dodatkowe wymiary przestrzenne, które są zwinięte w kolektory tak małe, że umykają codziennej uwadze i eksperymentom.

Ta egzotyczna struktura w czasoprzestrzeni dała zespołowi badaczy narzędzia potrzebne do zidentyfikowania nowej klasy obiektu, czegoś, co nazywają solitonem topologicznym. W swojej analizie odkryli, że te topologiczne solitony są stabilnymi defektami w samej czasoprzestrzeni. Nie wymagają one istnienia materii ani innych sił – są tak naturalne dla struktury czasoprzestrzeni jak pęknięcia w lodzie.

Naukowcy badali te solitony, badając zachowanie światła, które przechodziłoby w ich pobliżu. Ponieważ są obiektami ekstremalnej czasoprzestrzeni, zakrzywiają przestrzeń i czas wokół siebie, co wpływa na ścieżkę światła. Dla odległego obserwatora te solitony wyglądałyby dokładnie tak, jak przewidujemy pojawienie się czarnych. Mieliby cienie, pierścienie światła, prace. Obrazy pochodzące z Teleskopu Horyzontu Zdarzeń i wykryte sygnatury fal grawitacyjnych zachowywałyby się tak samo.

Dopiero gdy podejdziesz bliżej, zdasz sobie sprawę, że nie patrzysz na czarną dziurę. Jedną z kluczowych cech czarnej jest jej horyzont zdarzeń, wyimaginowana powierzchnia, z której gdybyś ją przekroczył, nie byłbyś w stanie uciec. Solitony topologiczne, ponieważ nie są osobliwościami, nie mają horyzontów zdarzeń. Mógłbyś więc w zasadzie podejść do solitona i trzymać go w dłoni, zakładając, że przeżyłeś spotkanie.

Te topologiczne solitony są niezwykle hipotetycznym obiektem, opartym na naszym zrozumieniu teorii strun, która nie została jeszcze udowodniona jako realna aktualizacja naszego zrozumienia fizyki. Jednak te egzotyczne obiekty służą jako ważne badania testowe. Jeśli naukowcom uda się odkryć ważną obserwacyjną różnicę między topologicznymi solitonami a tradycyjnymi czarnymi dziurami, może to utorować drogę do znalezienia sposobu na przetestowanie samej teorii strun.