Eine Volkszählung der Galaxie durchführen? Chinas „Sky Survey“ hilft bei der Lösung der „Hubble-Krise“!

Die englischsprachige Ausgabe von Science China Physics, Mechanics & Astronomy (SCPMA) veröffentlichte die Forschungsergebnisse des Teams um Zhang Xin von der Northeastern University als Titelartikel in der 3. Ausgabe des Jahres 2024. Der Artikel trägt den Titel „ Synergy between CSST galaxy survey and gravitational-wave observation: Inferring the Hubble constant from dark standard sirens “ [1]. Gleichzeitig wurde ein Kommentarartikel von Professor Zhu Zonghong von der Universität Wuhan veröffentlicht [2].

1 Chinesisches Weltraumteleskop

Seit seinem Start im Jahr 1990 hat sich das Hubble-Weltraumteleskop (HST) zu einem der wichtigsten Instrumente in der Geschichte der Astronomie entwickelt. Am 25. Dezember 2021 wird der Start des HST-Nachfolgers, des James Webb Space Telescope (JWST), die menschliche Sicht auf die weiter entfernten und älteren Tiefen des Universums erweitern. Wann wird Chinas Weltraumteleskop eintreffen, auf das unsere Wissenschaftler sehnsüchtig warten?

Die aufregende Neuigkeit ist, dass der Start des Chinese Survey Space Telescope (CSST) um das Jahr 2025 herum geplant ist und wir bald unsere eigenen Augen für die Erforschung des Weltraums haben werden.

Warum Teleskope in den Weltraum bringen?

Der Hauptzweck der Entsendung eines Teleskops in den Weltraum besteht darin, Störungen astronomischer Beobachtungen durch die Atmosphäre zu vermeiden. Astronomische Teleskope beobachten elektromagnetische Wellen, die von Himmelskörpern ausgesendet werden, und die Atmosphäre hat einen erheblichen Einfluss auf elektromagnetische Wellen in den meisten Frequenzbändern. Beispielsweise ist es nahezu unmöglich, astronomische Röntgenbeobachtungen auf der Erde durchzuführen. Darüber hinaus können durch die Verlagerung des Teleskops in den Weltraum Störungen durch künstliche Lichtquellen vermieden werden. Daher können Weltraumteleskope klarer und weiter sehen als erdgebundene Teleskope gleicher Größe.

Wie leistungsstark ist Chinas Weltraumteleskop?

Abbildung 1 zeigt ein imaginäres Bild des CSST, das eine Öffnung von 2 Metern hat, vergleichbar mit der des Hubble-Weltraumteleskops HST, aber ein Sichtfeld hat, das mehr als 300 Mal so groß ist wie das des letzteren (HST ist ein Teleskop für „Präzisionsmessungen“, während CSST ein Teleskop für „Vermessungsarbeiten“ ist). Daher kann CSST sehr effizient eine „Volkszählung“ der Galaxien im Universum durchführen. Darüber hinaus kann die Obergrenze der beobachteten scheinbaren Helligkeit 26 Magnituden erreichen, was höher ist als die 23 Magnituden des Hubble-Weltraumteleskops. Dies bedeutet, dass CSST schwächere und weiter entfernte Galaxien im Universum beobachten kann. Diese Vorteile ermöglichen es uns, die Verteilung der Galaxien im Universum umfassender und detaillierter zu verstehen und so die Entstehung und Entwicklung von Galaxien und sogar die Evolutionsgeschichte des gesamten Universums zu verstehen.

Gute Designindikatoren führen zwangsläufig zu hohen Forschungskosten. Im Vergleich zu den internationalen Himmelsdurchmusterungsteleskopen derselben Klasse, die zur gleichen Zeit gebaut wurden – Euclid der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und Roman Space Telescope der NASA – werden die Baukosten des CSST auf mindestens mehrere zehn Milliarden Yuan geschätzt. Trotz der hohen Kosten ist der wissenschaftliche Nutzen enorm.

Abbildung 1: Imaginäres Bild des chinesischen Weltraumteleskops. (Quelle: Offizielle CSST-Website[3])

2 Die dritte Generation erdgebundener Gravitationswellendetektoren

Am 14. September 2015 gelang es Menschen mit dem Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (aLIGO)[4] erstmals, Gravitationswellen direkt nachzuweisen. aLIGO ist eine verbesserte Version von LIGO und wird daher als Gravitationswellendetektor der zweiten Generation klassifiziert. In den 2030er Jahren werden die ambitionierteren Gravitationswellendetektoren der dritten Generation – das Einstein-Teleskop (ET) [5] und das Cosmic Explore (CE) [6] – ihren Betrieb aufnehmen. Ihre Empfindlichkeit wird um eine Größenordnung höher sein als die der Detektoren der zweiten Generation und auch ihr Frequenzbereich für die Erkennung von Gravitationswellen wird breiter sein.

Wie schwierig ist es, Gravitationswellen zu erkennen?

Tatsächlich sagte Einstein vor über 100 Jahren, im Jahr 1916, die Existenz von Gravitationswellen voraus, also Kräuselungen in der Raumzeit, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten[7]. Vergleicht man die Raumzeit mit einer ruhigen Wasseroberfläche, ist die Entstehung von Gravitationswellen wie das Werfen eines Steins ins Wasser. Je größer die Entfernung, desto kleiner die Wellen. Wenn sie die Erde erreichen, sind sie so schwach, dass die Menschheit 100 Jahre brauchte, um sie zu entdecken.

Am Beispiel von aLIGO besteht das Prinzip der Gravitationswellenerkennung einfach darin, mithilfe von Laserinterferenzen die winzigen Längenänderungen zu messen, die durch Gravitationswellen an zwei 4 km langen „Armen“ verursacht werden. Die im Jahr 2015 erstmals nachgewiesenen Gravitationswellen hatten eine maximale dimensionslose Amplitude von etwa 10-21, was bedeutet, dass sich der 4 km lange „Arm“ von aLIGO unter dem Einfluss von Gravitationswellen um 10-18 m veränderte. Zum Vergleich: Der Radius eines Protons beträgt etwa 10–15 m, was mehreren hundert Mal der Variation der Armlängen von aLIGO entspricht!

Warum Gravitationswellen erfassen?

Die Bedeutung der Gravitationswellenerkennung ist vielfältig und umfasst die Überprüfung der allgemeinen Relativitätstheorie, die Untersuchung schwarzer Löcher und Neutronensterne, die Erforschung der Geschichte der kosmischen Evolution, die Erforschung neuer physikalischer Phänomene usw. Hier werden wir nur die Messung der Hubble-Konstante (H0) zur Lösung der „Hubble-Krise“ im Detail besprechen. H0 beschreibt die aktuelle Expansionsrate des Universums. Er wurde erstmals vom amerikanischen Astronomen Edwin Hubble vorgeschlagen und kann als der erste Parameter in der Kosmologie bezeichnet werden[8]. Im Jahr 1986 schlug Bernard F. Schutz eine Methode zur Messung von H0 mithilfe von Gravitationswellen vor[9]. Die Kernidee besteht darin, einen speziellen Typ von Himmelssystem zu verwenden – ein kompaktes Doppelsternsystem (wie etwa binäre Neutronensterne, binäre Schwarze Löcher und eine Kombination aus Neutronensternen und Schwarzen Löchern). Unter dem Einfluss der Schwerkraft drehen sie sich aufeinander zu und nähern sich einander allmählich an, wie zwei Blätter, die in einem Wirbel aufeinander zu rotieren. Durch die Analyse der Wellenformen der von ihnen erzeugten Gravitationswellen können wir ihre absolute Entfernung von uns ermitteln. Wenn wir zu diesem Zeitpunkt ihre Rotverschiebungsinformationen durch optische Beobachtung erhalten, können wir eine Entfernungs-Rotverschiebungs-Beziehung herstellen und dadurch auf die Expansionsgeschichte des Universums schließen und die aktuelle Expansionsrate H0 des Universums messen. In Analogie zur „Standardkerze“ und zum „Standardlineal“ in der Kosmologie haben Kosmologen diese Art von Doppelsternsystem, das sich spiralförmig in die Verschmelzung der Gravitationswelle hinein bewegt, „Standardpfeife“ genannt.

Was ist die „Hubble-Krise“?

In den letzten Jahren sind mit der Verbesserung der Beobachtungsgenauigkeit Unstimmigkeiten bei der Messung von H0 aufgetreten, die eine gewaltige kosmologische Krise auslösten, die als „Hubble-Krise“ bekannt ist. Wie in Abbildung 2 gezeigt, beträgt der abgeleitete H0-Wert unter Verwendung der Beobachtungen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) des frühen Universums gemäß dem Standardmodell der Kosmologie ungefähr 67 Bilder (mit einer Unsicherheit von 0,8 %). Der im späten Universum mit der Distanzleitermethode direkt gemessene H0-Wert beträgt etwa 74 Bilder (mit einer Unsicherheit von etwa 1,4 %).

Zwischen beiden besteht eine Inkonsistenz von mehr als 10 %. Aus statistischer Sicht liegen die von den beiden Beobachtungen unterstützten H0-Werte außerhalb des Konfidenzintervalls des nahen Bildes der anderen Partei, was darauf hinweist, dass die von ihnen angegebenen H0-Werte widersprüchlich sind und nicht gleichzeitig wahr sein können.

Abbildung 2: Entwicklung der Hubble-Konstantenmessungen in den letzten 20 Jahren. Die rote Farbe stellt die Ergebnisse dar, die mithilfe von CMB-Beobachtungen (Messungen im frühen Universum) erzielt wurden, während die blaue Farbe die Ergebnisse darstellt, die durch direkte Messungen mithilfe der Entfernungsleitermethode (Messungen im späten Universum) erzielt wurden. Die roten und blauen Schatten stellen die Unsicherheit der Grenzergebnisse der beiden Beobachtungsmethoden dar. Die neuesten Ergebnisse zeigen, dass die Inkonsistenz der Messergebnisse das 5,3-fache der Standardabweichung erreicht hat. (Quelle: D'arcy Kenworthy [10])

Wie lässt sich die „Hubble-Krise“ lösen?

Durch die Analyse der beiden Beobachtungsmethoden haben wir Folgendes festgestellt: Einerseits kann bei einer der beiden Messungen ein Fehler vorliegen, sodass eine kosmologische Beobachtung durch Dritte erforderlich ist, um den Wert von H0 zu bestimmen. Wenn andererseits die Messungen im frühen und späten Universum zuverlässig sind, liegt möglicherweise ein Problem mit unserem Verständnis des Universums vor, d. h., das Standardmodell der Kosmologie ist fehlerhaft und muss erweitert werden. Derzeit wird viel an der Erweiterung des kosmologischen Standardmodells geforscht. Allerdings kann kein erweitertes Modell die „Hubble-Krise“ gut lösen und gleichzeitig mit den Beobachtungsdaten übereinstimmen.

Untersuchungen zeigen, dass die „Standardpfeife“ der Gravitationswellen in Zukunft voraussichtlich zu einer kosmologischen Beobachtung durch Dritte werden wird, um den H0-Wert zu bestimmen. Wie bereits erwähnt, kann die „Standardpfeife“ die absolute Entfernung der Quelle von Gravitationswellen angeben. Im Vergleich dazu ergeben Supernovas vom Typ Ia bei der Entfernungsleitermethode relative Entfernungen, die einer Kalibrierung bedürfen, um absolute Entfernungen zu erhalten. Es wird jedoch allgemein angenommen, dass der Kalibrierungsprozess unbekannte systematische Fehler aufweist. Daher verfügt die Gravitationswellen-Standardpfeife über einen einzigartigen Vorteil bei der Messung von H0.

Warum die dritte Generation erdgebundener Gravitationswellendetektoren entwickeln?

Obwohl die aktuellen Gravitationswellendetektoren der zweiten Generation einen Wandel von der nicht vorhandenen zur vorhandenen Gravitationswellenerkennung vollzogen haben, können die aktuellen Beobachtungsdaten noch immer nicht die Genauigkeitsanforderungen in der Kosmologie und der physikalischen Grundlagenforschung erfüllen. Am Beispiel der Messung von H0 zeigt sich, dass es beim „Standardpfeifen“ von Gravitationswellen einen besonderen Ereignistyp gibt. Sie verfügen über koordinierte elektromagnetische Signale (elektromagnetische Gegenstücke), die im elektromagnetischen Band sichtbar sind und daher als „helle Pfeifen“ bezeichnet werden. Durch das elektromagnetische Gegenstück können wir die Wirtsgalaxie des „hellen Pfeifens“ genau lokalisieren und so die Rotverschiebung der Gravitationswellenquelle bestimmen. Derzeit wurde beim einzigen „Whistleblowing“-Ereignis, GW170817, eine unabhängige Messung von H0 mit einer Genauigkeit von etwa 14 % erreicht [11]. Diese „Standardpfeif“-Ereignisse, die kein elektromagnetisches Gegenstück haben, werden „Dunkelpfeifen“ genannt. Um die Rotverschiebung der „Dark Whistle“ zu erhalten, ist es notwendig, den vom Sky Survey Project bereitgestellten Sternenkatalog (ein Katalog, der die Position, Helligkeit, Farbe und andere Informationen von Galaxien am Himmel aufzeichnet) zu kombinieren.

Derzeit beträgt die Messgenauigkeit von H0 basierend auf 47 „Dark Whistle“-Ereignissen in Kombination mit dem GLADE+-Katalog etwa 19 % [12]. Abbildung 3 zeigt die aktuellen Einschränkungen für H0 für verschiedene Beobachtungen. Wie aus der Abbildung ersichtlich ist, haben die aktuellen Gravitationswellen-„Standard Whistle“-Beobachtungen die Genauigkeitsanforderungen zur Lösung der „Hubble-Krise“ noch nicht erreicht (die aus den „Standard Whistle“-Daten abgeleitete H0-Posterior-Verteilung überschreitet die Beschränkungen der CMB-Beobachtungen und der Distanzleitermethode). Daher ist es sehr wichtig, die nächste Generation von Gravitationswellendetektoren zu entwickeln.

Abbildung 3: Posterior-Verteilung von H0 für verschiedene wahre Beobachtungen. Die schwarze Linie stellt die Einschränkung des einzigen Falles von „Bright Whistle“ GW170817 dar. Die graue gestrichelte Linie stellt das Ergebnis dar, wenn nur die „Dark Whistle“-Beschränkung verwendet wird, nachdem die Populationsverteilung der Gravitationswellenereignisse festgelegt wurde. Die durchgezogene blaue Linie stellt die Einschränkungen dar, die sich aus der Kombination von „dunklem Pfeifen“ und „hellem Pfeifen“ mithilfe des GLADE+ K-Band-Katalogs ergeben. Die durchgezogene orange Linie stellt die Einschränkungen bei der Verwendung des GLADE+ K-Band-Katalogs in Kombination mit Dark Whistle dar. Die rosa und grün schattierten Bereiche stellen die 68-%-Konfidenzbereiche von H0 unter Plancks CMB-Beobachtungen bzw. den Einschränkungen der SH0ES-Distanzschrittmethode dar. (Quelle: R. Abbott et al. [12])

3 Starke Allianz zur Krisenbewältigung

Untersuchungen zeigen, dass die erdgebundenen Gravitationswellendetektoren der dritten Generation innerhalb eines Jahrzehnts Millionen von Gravitationswellenereignissen beobachten werden, wobei die höchste Rotverschiebung sogar 100 erreichen wird. Aufgrund der begrenzten Beobachtung elektromagnetischer Gegenstücke machen „helle Pfeifereignisse“ jedoch nur etwa 0,1 % aus. Daher ist es sehr wichtig, die große Zahl der „Dark Whistle“-Ereignisse für die kosmologische Forschung voll auszunutzen. Aufgrund begrenzter Beobachtungsmöglichkeiten werden bei Himmelsdurchmusterungsprojekten häufig einige relativ schwache Galaxien übersehen. Die Vollständigkeit des GLADE+-Sternkatalogs, der derzeit für die Dark-Whistle-Forschung verwendet wird, ist bei einer Rotverschiebung von etwa 0,17 auf 20 % gesunken (je geringer die Vollständigkeit des Katalogs, desto mehr Galaxien fehlen im Katalog), was es schwierig macht, den Dark-Whistle-Forschungsbedarf der nächsten Generation von Gravitationswellendetektoren zu decken. Dazu benötigen wir Sternkataloge aus der nächsten Generation von Himmelsdurchmusterungen, die demnächst starten.

Als Himmelsdurchmusterungsprojekt der nächsten Generation wird CSST seine Durchmusterungsmission voraussichtlich um das Jahr 2035 abschließen und einen erweiterten Sternenkatalog für die erdgebundenen Gravitationswellendetektoren der dritten Generation bereitstellen. Im Vergleich zum GLADE+-Katalog weist CSST eine höhere Katalogvollständigkeit und eine geringere Rotverschiebungsunsicherheit auf. Abbildung 4 zeigt die Verteilung der Vollständigkeit des simulierten CSST-Sternkatalogs mit Entfernung und Rotverschiebung. Es ist ersichtlich, dass die Vollständigkeit des CSST-Katalogs im Vergleich zum GLADE+-Katalog deutlich verbessert wurde (die Vollständigkeit bei Rotverschiebungen bis 0,3 liegt immer noch nahe 100 %). Darüber hinaus haben Studien gezeigt, dass die Unsicherheit bei CSST-Rotverschiebungsmessungen sehr gering ist. Photometrische Untersuchungen können Rotverschiebungsunsicherheiten von mehr als 95 % der Galaxien unter 0,05 (1+z) und etwa 50 % der Galaxien innerhalb von 0,02 (1+z) erreichen. Nahtlose Spektraluntersuchungen können Rotverschiebungsunsicherheiten von Galaxien bis zu einem Niveau von 0,002 (1+z) erreichen [13,14], was mindestens 40 % höher ist als der GLADE+-Katalog. Eine geringere Rotverschiebungsunsicherheit kann die Messgenauigkeit von H0 durch die Entfernungs-Rotverschiebungs-Beziehung direkt verbessern.

Welche Leistung wird CSST also bei der Messung von H0 erbringen, wenn es mit den erdgebundenen Gravitationswellendetektoren der dritten Generation kombiniert wird? Abbildung 5 zeigt die Begrenzungsergebnisse verschiedener Gravitationswellendetektoren der dritten Generation, darunter ET, CE und ein Gravitationswellendetektornetzwerk, das aus 1 ET und 2 CEs besteht (ET2CE). Wir stellen fest, dass die Hubble-Konstante für jeden Gravitationswellendetektor der dritten Generation auf weniger als 1 % begrenzt werden kann, indem man nur etwa 300 Gravitationswellenereignisse verwendet, die innerhalb des 100 %-Vollständigkeitsbereichs des CSST liegen (Rotverschiebung kleiner als 0,3). Durch die Verwendung zuverlässiger statistischer Methoden zur Beseitigung statistischer Verzerrungen durch unvollständige Sternkataloge hoffen wir, in Zukunft mehr Gravitationswellenereignisse berücksichtigen zu können. Bis dahin wird die Kombination aus CSST und erdgebundenen Gravitationswellendetektoren der dritten Generation präzisere Ergebnisse für die Einschränkungen kosmologischer Parameter liefern.

Abbildung 4: Die Verteilung der Vollständigkeit des Sternkatalogs, die vom CSST-Photometrie-Durchmusterungsprojekt als Funktion der photometrischen Entfernung und Rotverschiebung bereitgestellt wird. Linien unterschiedlicher Farbe stellen Situationen für verschiedene Arten von Galaxien dar. Die durchgezogene blaue Linie stellt Galaxien dar, in denen Sterne entstehen, die gestrichelte orange Linie stellt Spiralgalaxien späten Typs dar, die gepunktete grüne horizontale Linie stellt Spiralgalaxien frühen Typs dar und die gepunktete rote Linie stellt hellrote Galaxien dar. (Quelle: Song et al. 2024 [1])

Abbildung 5: Die Posterior-Verteilung der Hubble-Konstante, abgeleitet aus dem CSST in Kombination mit den bodengestützten Gravitationswellenerkennungen der dritten Generation. (Quelle: Song et al. 2023 [1])

【Referenzen】

[1] JY Song et al., Synergie zwischen CSST-Galaxiendurchmusterung und Gravitationswellenbeobachtung: Ableitung der Hubble-Konstante aus dunklen Standard-Sirenen, Sci. China-Phys. Mech. Astron. 67, 230411 (2024), doi: 10.1007/s11433-023-2260-2

[2] Z.-H. Zhu, Dunkle Sirenen mit CSST beleuchten, Sci. China-Phys. Mech. Astron. 67, 230431 (2024), doi: 10.1007/s11433-023-2277-5

[3] http://www.bao.ac.cn/csst/

[4] BP Abbott et al., Beobachtung von Gravitationswellen aus der Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher, Phys. Ehrw. Lett. 116, 061102 (2016), doi: 10.1103/PhysRevLett.116.061102

[5] M Punturo et al., Das Einstein-Teleskop: ein Gravitationswellen-Observatorium der dritten Generation, Klasse. Quantengravitation. 27, 194002 (2010), doi: 10.1088/0264-9381/27/19/194002

[6] BP Abbott et al., Erforschung der Empfindlichkeit von Gravitationswellendetektoren der nächsten Generation, Klasse. Quantengravitation. 34, 044001 (2017), doi: 10.1088/1361-6382/aa51f4

[7] A. Einstein, Die Feldgleichungen der Gravitation, Sitzungsber. Preuss. Akad. Wiss. Berlin (Math. Phys.) 1915, 844-847 (1915)

[8] E. Hubble, Eine Beziehung zwischen Entfernung und Radialgeschwindigkeit bei extragalaktischen Nebeln, Proc. Nat. Akad. Wissenschaft 15, 168 (1929), doi: 10.1073/pnas.15.3.168

[9] Bernard F. Schutz, Bestimmung der Hubble-Konstante aus Gravitationswellenbeobachtungen, Nature 323, 310-311 (1915), doi:10.1038/323310a0

[10] https://www.aura-astronomy.org/blog/2023/03/06/our-mysterious-universe-still-evades-cosmological-understanding/

[11] BP Abbott et al., Eine Gravitationswellen-Standardsirenenmessung der Hubble-Konstante, Nature 551, 85 (2017), doi: 10.1038/nature24471

[12] R. Abbott et al., Einschränkungen der kosmischen Expansionsgeschichte von GWTC-3, Astrophys. J. 949, 76 (2023), doi: 10.3847/1538-4357/ac74bb

[13] Y. Cao et al., Testen photometrischer Rotverschiebungsmessungen mit Filterdefinition der Chinese Space Station Optical Survey (CSS-OS), Mo. Nicht. Roy. Astron. Soc. 480, 2178 (2018), doi: 10.1093/mnras/sty1980

[14] Y. Gong, et al., Kosmologie der optischen Untersuchung der chinesischen Raumstation (CSS-OS), Astrophys. J. 883, 203 (2019), doi: 10.3847/1538-4357/ab391e