یک ابرنواختر، پنج تصویر، آهنگ انبساط کیهان
کیهان امروز با چه سرعتی منبسط می‌شود؟ عددی که به این پرسش پاسخ می‌دهد ثابت هابل، H0، است. دو روش اصلی اندازه‌گیری آن — «نردبانی» از فاصله‌ها تا ستاره‌ها و کهکشان‌های نزدیک، و پس‌تابش کم‌سوی کیهان جوان، یعنی تابش زمینهٔ ریزموج کیهانی — در حال حاضر مقادیری به‌طور معناداری متفاوت به دست می‌دهند. این شکاف، تنش هابل، یکی از پرسش‌های بزرگ و گشودهٔ کیهان‌شناسی است.
راه سومی هم هست و به هیچ‌یک از آن دو وابسته نیست.
عدسی کیهانی با ساعتی درونی
وقتی جرمی بسیار سنگین — یک کهکشان یا یک خوشهٔ کامل کهکشانی — جلوی منبعی دوردست قرار گیرد، گرانشش نور را خم می‌کند و می‌تواند منبع را به چند تصویر تقسیم کند. این همگرایی گرانشی قوی (strong gravitational lensing) است. پرتوهای نور مسیرهایی با طول‌های متفاوت می‌پیمایند. اگر درخشندگی منبع تغییر کند، تصویرها یکی پس از دیگری تغییر می‌کنند.
این تأخیرهای زمانی به جرم عدسی و به فاصله‌های کیهانی — و از این رو به H0 — بستگی دارند. این ایده را رفسدال در ۱۹۶۴ مطرح کرد، با ابرنواخترهایی که در چند تصویر دیده می‌شوند.
نخستین ابرنواختر از این دست، که امروز SN Refsdal نامیده می‌شود، در ۲۰۱۴ پشت خوشهٔ کهکشانی MACS J1149.5+2223 کشف شد. ابتدا به صورت چهار تصویر پیرامون یکی از کهکشان‌های خوشه ظاهر شد؛ انتظار می‌رفت تصویر پنجمی که مدل‌ها پیش‌بینی کرده بودند حدود یک سال بعد برسد. تأخیرهای اندازه‌گیری‌شده شامل یک تأخیر ۳۷۶ روزه میان دو تصویر است.
۷۷٬۰۰۰ پیکسل به‌جای چند نقطه
بخش دشوار کار این است که بدانیم جرم خوشه دقیقاً چگونه توزیع شده است. تا کنون، مدل‌ها فقط از مکان‌های تصویرهای چندگانهٔ کهکشان‌های پس‌زمینه استفاده می‌کردند. اشتفان شولت از دانشگاه تورکو و دانشگاه میلان، و همکارانش در ایتالیا، آلمان، اسپانیا و فنلاند، گامی فراتر رفتند.
مدل آن‌ها از پیش ۳۰۸ کهکشانِ خوشه، هاله‌های مادهٔ تاریک، و بیش از ۱۰۰ تصویر چندگانه از ۱۷ منبع پس‌زمینه را در بر داشت. بر این‌ها، شکل و درخشندگی کامل کهکشان میزبان ابرنواختر را افزودند: ۷۷٬۰۰۰ پیکسل از تلسکوپ فضایی هابل. این نخستین اندازه‌گیری پارامترهای کیهان‌شناختی با چنین مدلی برای یک خوشهٔ کهکشانی است.
برای احتیاط، چهار شیوهٔ وزن‌دهی به داده‌ها را آزمودند و اختلاف میان آن‌ها را به‌عنوان عدم‌قطعیتی اضافی به حساب آوردند.
اندازه‌گیری‌ای با دقت ۳٪
- H0 = 65.0 (+2.0 / −1.8) کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک، همراه با محتوای مادهٔ کیهان، Ωm = ۰٫۳۰، که هم‌زمان اندازه‌گیری شد.
- عدم‌قطعیت ۳٫۰٪ است: دقیق‌ترین مقداری که تاکنون از یک عدسی قوی منفرد به دست آمده، جلوتر از نتیجهٔ ۳٫۹٪ حاصل از یک کوازار همگراشده.
- افزودن پیکسل‌ها عدم‌قطعیت را در مقایسه با همان مدلِ متکی فقط به مکان تصویرها ۲٫۰ برابر کاهش داد.
- همهٔ نسخه‌های مدل با یکدیگر و با پژوهش‌های پیشین دربارهٔ SN Refsdal همخوان‌اند.
این مقدار با مقدار حاصل از تابش زمینهٔ ریزموج کیهانی که مأموریت پلانک اندازه گرفته، و با ابرنواختر همگراشدهٔ دیگری به نام SN Encore، همخوانی دارد. از مقدار نردبان فاصلهٔ گروه SH0ES دورتر است.
عدم‌قطعیت ناشی از مدل جرم حالا با عدم‌قطعیت طولانی‌ترین تأخیر قابل‌مقایسه است. به بیان دیگر، عامل محدودکننده اکنون ساعت است، نه نقشه.
آنچه هنوز می‌تواند عدد را جابه‌جا کند
نویسندگان برمی‌شمارند که ۳٪ آن‌ها چه چیزهایی را در بر نمی‌گیرد. دستورِ جرمی خوشه را ثابت نگه داشتند تا مقایسه با مدل‌های قدیمی‌تر منصفانه باشد، پس جزئیات این دستور به‌عنوان عدم‌قطعیت شمرده نشده‌اند. یک نقطهٔ کور شناخته‌شدهٔ همگرایی گرانشی، «واگنی صفحهٔ جرم» (mass-sheet degeneracy)، فقط تا حدی مهار شده است. و اگر خطوط دید از میان خوشه‌های کهکشانی خالی‌تر از میانگین بودند، عدسی‌های خوشه‌ای H0 را کمتر از مقدار واقعی برآورد می‌کردند.
آزمون بعدی نزدیک است: ابرنواختر همگراشدهٔ دیگری به نام SN Requiem باید در ۲۰۲۶ یا ۲۰۲۷، حدود ده سال پس از نخستین دیده شدنش، دوباره ظاهر شود. تأخیر آن باید با دقت بسیار اندازه‌گیری شود و با مدلی مانند این می‌تواند H0 را با دقت چند درصد به دست دهد. انتظار می‌رود رصدخانهٔ روبین تعداد بسیار بیشتری از چنین ابرنواخترهایی بیابد.