تناقض ۸.۳ درصدی: چرا ابرنواخترهای محلی و داده‌های کیهان اولیه نرخ انبساط متفاوتی را نشان می‌دهند؟

کیهان با نرخی معادل ۶۷.۴ یا ۷۳.۰ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک در حال انبساط است؛ و این عدد کاملاً به این بستگی دارد که اخترفیزیک‌دانان قدیمی‌ترین نور کیهان را اندازه بگیرند یا مرگ انفجاری ستارگان نزدیک را. این اختلاف ۸.۳ درصدی که به عنوان «تنش هابل» شناخته می‌شود، به این دلیل وجود دارد که دو مورد از دقیق‌ترین ابزارهای نجوم مدرن، پاسخ‌هایی اساساً ناسازگار تولید می‌کنند.[1][3]

برای درک این تناقض، ابتدا باید به خود این معیار نگاه کنیم: ثابت هابل که با H0 نشان داده می‌شود. این ثابت، نرخ فعلی انبساط کیهانی را نشان می‌دهد. اگر این ثابت ۷۳.۰ باشد، کهکشانی در فاصله یک مگاپارسکی (حدود ۳.۲۶ میلیون سال نوری) با سرعت ۷۳ کیلومتر بر ثانیه از زمین دور می‌شود. کهکشانی در فاصله دو مگاپارسکی با سرعت ۱۴۶ کیلومتر بر ثانیه دور می‌شود و به همین ترتیب.[1]

روش اول برای محاسبه این عدد، به کیهان اولیه نگاه می‌کند. دانشمندان با نقشه‌برداری از تابش زمینه کیهانی (CMB) - یعنی پرتوهای باقی‌مانده از ۳۸۰ هزار سال پس از مه‌بانگ - می‌توانند چگالی و ترکیب کیهان نوزاد را اندازه‌گیری کنند. سپس با استفاده از مدل استاندارد کیهان‌شناسی، معروف به لامبدا-سی‌دی‌ام (Lambda-CDM)، زمان را ۱۳.۸ میلیارد سال به جلو می‌برند تا پیش‌بینی کنند نرخ انبساط امروز چقدر باید باشد.[3]

نقشه‌برداری قطعی ماهواره پلانک از تابش زمینه کیهانی، یک پیش‌بینی بسیار دقیق به دست داد: ۶۷.۴ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک. حاشیه خطای این اندازه‌گیری به طرز شگفت‌آوری کوچک و کمتر از ۱ درصد است. اگر مدل استاندارد کیهان درست باشد، این عدد از نظر ریاضی توسط شرایط فیزیکی کیهان اولیه قفل شده و غیرقابل تغییر است.[1][3]

روش دوم، کیهان اولیه را کاملاً نادیده می‌گیرد و انبساط را مستقیماً در همسایگی کیهانی محلی ما اندازه می‌گیرد. این رویکرد که به «نردبان فاصله کیهانی» معروف است، بر «شمع‌های استاندارد» تکیه دارد؛ یعنی اجرام نجومی که درخشندگی ذاتی آن‌ها مشخص است. اخترشناسان با مقایسه میزان درخشندگی واقعی این اجرام با میزان درخشندگی ظاهری آن‌ها از روی زمین، می‌توانند فاصله دقیق آن‌ها را محاسبه کنند.[1]

اخترشناسان از نظر تاریخی برای ساخت این نردبان به ستارگان متغیر قیفاووسی و ابرنواخترهای نوع Ia تکیه کرده‌اند. با اندازه‌گیری انتقال به سرخِ کهکشان‌های میزبان این شمع‌های استاندارد، ناظران می‌توانند ببینند کهکشان‌ها با چه سرعتی در حال دور شدن هستند. این اندازه‌گیری مستقیم و محلی، پیوسته ثابت هابل را حدود ۷۳.۰ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک نشان می‌دهد.[1]

در سال ۲۰۲۳، محققان آزمایشگاه ملی لارنس برکلی (LBNL) این اندازه‌گیری محلی را با استفاده از یک شمع استاندارد متفاوت اصلاح کردند: روش «شاخه غول‌های سرخ». وقتی ستارگان به پایان عمر خود می‌رسند و هلیوم را در هسته خود مشتعل می‌کنند، به یک اوج درخشندگی استاندارد می‌رسند. کالیبراسیون LBNL نرخ انبساط بالاتر را تایید کرد و شکاف بین مشاهدات محلی و پیش‌بینی‌های کیهان اولیه را عمیق‌تر ساخت.

برخورد این دو روش یک اختلاف آماری ۵ سیگما ایجاد کرده است؛ به این معنی که تقریباً یک در میلیون احتمال دارد این تفاوت صرفاً یک خطای آماری تصادفی باشد. هر دو طرف در یک دهه گذشته به دنبال یافتن خطاهای کالیبراسیون در ابزارهای خود بوده‌اند، اما هرچه اندازه‌گیری‌ها دقیق‌تر شده، این شکاف تنها تثبیت‌تر شده است.[3][5]

در دسامبر ۲۰۲۵، اندازه‌گیری‌های جدید با استفاده از همگرایی گرانشی کیهانی - جایی که گرانش خوشه‌های کهکشانی عظیم، نور اجرام پس‌زمینه را خم می‌کند - این معما را عمیق‌تر کرد. همان‌طور که ScienceDaily گزارش داد، این اندازه‌گیری‌های مستقلِ همگرایی نیز از پیش‌بینی CMB فاصله گرفتند و نشان دادند که کیهان محلی واقعاً سریع‌تر از آنچه مدل استاندارد اجازه می‌دهد، در حال انبساط است.[5]

اگر نه داده‌های ماهواره پلانک و نه نردبان فاصله محلی اشتباه نباشند، نقص باید در خود مدل لامبدا-سی‌دی‌ام باشد. کیهان باید متفاوت از آنچه معادلات فیزیک فعلی ما پیش‌بینی می‌کنند، تکامل یافته باشد. این درک، موجی از پیشنهادهای نظری را به راه انداخته است که هدفشان پر کردن این شکاف ۸.۳ درصدی با معرفی پدیده‌های فیزیکی جدید است.[3][4]

یکی از فرضیه‌های پیشرو شامل «انرژی تاریک اولیه» است. در این سناریو، یک انفجار از انرژی دافعه، انبساط کیهان را در چند صد هزار سال اول پس از مه‌بانگ شتاب داده و سپس محو شده است. این امر اندازه قله‌های صوتی در CMB را تغییر می‌دهد و به داده‌های کیهان اولیه اجازه می‌دهد تا با نرخ انبساط سریع‌تر محلی که امروز می‌بینیم، همسو شوند.[4]

رویکرد دیگر بر نیروهای بنیادی موجود در سپیده‌دم زمان تمرکز دارد. یک تحلیل در مارس ۲۰۲۶ از آزمایشگاه ملی شتاب‌دهنده اسلک (SLAC) پیشنهاد کرد که نیروهای مغناطیسی اولیه می‌توانستند نحوه خنک شدن پلاسما به هیدروژن خنثی را تغییر دهند. همان‌طور که محققان SLAC اشاره کردند، «میدان‌های مغناطیسی نخستین می‌توانند با تغییر جدول زمانی بازترکیب، تنش هابل و سایر اسرار کیهانی را حل کنند.»

از سوی دیگر، نرخ انبساط ممکن است اصلاً یک ثابت نباشد. یک بررسی در سال ۲۰۲۳ در نشریه Astronomy & Astrophysics شواهدی از یک «روند کاهشی» برای ثابت هابل در طول زمان کیهانی یافت. اگر نرخ انبساط پویا باشد و با پیر شدن کیهان به روش‌هایی تغییر کند که تنها با انرژی تاریک قابل توضیح نیست، اختلاف بین CMB باستانی و ابرنواخترهای محلی به جای یک باگ در اندازه‌گیری‌ها، به یکی از ویژگی‌های ذاتی کیهان تبدیل می‌شود.[2]

حل این تنش نیازمند تکنیک‌های رصدی کاملاً جدیدی است که نه به CMB وابسته باشند و نه به نردبان فاصله سنتی. نجوم امواج گرانشی - یعنی اندازه‌گیری امواج در فضا-زمان ناشی از برخورد ستارگان نوترونی - یکی از این مسیرهای مستقل را ارائه می‌دهد و به عنوان «آژیرهای استاندارد» برای اندازه‌گیری فواصل کیهانی بدون اتکا به درخشندگی ستارگان عمل می‌کند.[3]

تا زمانی که آن مجموعه داده‌های مستقل به بلوغ برسند، اخترفیزیک در وضعیت یک بحران سازنده باقی می‌ماند. اختلاف ۸.۳ درصدی دیگر به عنوان یک خطای رصدی که باید اصلاح شود دیده نمی‌شود، بلکه مانند یک تابلوی نئون درخشان است که به سمت فیزیک ناشناخته اشاره می‌کند. جهش بزرگ بعدی در درک ما از کیهان احتمالاً از سوی کسی خواهد بود که بفهمد چرا هر دوی این اعداد درست هستند.[1][3]