Cosmology with supernova Encore in the strong lensing cluster MACS J0138-2155: Lens model comparison and H0 measurement

Dit artikel presenteert een vergelijking van zeven onafhankelijke massamodellen voor het sterk lenzende cluster MACS J0138-2155, dat twee supernova's (Requiem en Encore) van dezelfde gastheersterrenstelsel lens, om de onzekerheid in de modelering te kwantificeren en de Hubble-constante ($H_0$) te meten via voorspellingen van de tijdsvertragingen voor het opnieuw verschijnen van deze supernova's.

De kern

Kosmologie met een supernova in een zwaartekrachtslens: Een verhaal over MACS J0138 en twee sterrenexplosies

Stel je voor dat je door een gigantische, vervormde glazen bol naar het heelal kijkt. De ruimte zelf is zo gekromd door een enorme massa (een cluster van sterrenstelsels) dat het werkt als een natuurlijke telescoop. Dit is wat er gebeurt bij MACS J0138−2155, een enorme verzameling sterrenstelsels die als een gigantische loep fungeert.

In dit artikel vertellen wetenschappers het verhaal van hoe ze deze "kosmische loep" hebben gebruikt om een van de grootste mysteries van de natuurkunde op te lossen: Hoe snel breidt het heelal zich eigenlijk uit?

Hier is het verhaal, vertaald in alledaags taalgebruik:

1. De Grote Loep en de Twee Gasten

Deze sterrenstelselcluster is uniek. Het is de enige plek in het heelal waar we twee verschillende supernova's (sterrenexplosies) hebben gezien die van precies hetzelfde verre sterrenstelsel komen.

• Supernova Requiem: Ontdekt door de Hubble-ruimtetelescoop.
• Supernova Encore: Ontdekt door de nieuwere, krachtigere James Webb-ruimtetelescoop.

Omdat het licht van deze explosies door de zwaartekracht van de cluster wordt gebogen, zien we ze niet één keer, maar meerdere keren op verschillende plekken aan de hemel. Het is alsof je een kaars in een spiegelkabinet zet en overal reflecties ziet. Het licht neemt echter verschillende routes, en sommige routes zijn langer dan andere. Daardoor zien we de explosies niet op hetzelfde moment.

2. Het Grote Experiment: De Blinde Test

Om de snelheid van het heelal (de Hubble-constante, of $H_0$) te meten, moeten we precies weten hoe de "loep" (de cluster) eruitziet. Als je de vorm van de loep verkeerd begrijpt, is je meting fout.

Om zeker te weten dat ze geen fouten maakten door vooroordelen, deden ze iets heel speciaals: een blinde test.

• Ze hadden 7 verschillende teams van experts.
• Elke groep kreeg dezelfde foto's en data.
• Ze mochten niets met elkaar overleggen. Ze bouwden elk hun eigen 3D-model van de cluster, alsof ze in een gesloten kamer zaten.
• Ze moesten voorspellen waar de volgende reflecties van de supernova's zouden verschijnen en wanneer.
• Pas toen iedereen klaar was, werden de antwoorden openbaar gemaakt en vergeleken.

Dit is als zeven verschillende koks die elk een taart bakken met dezelfde ingrediënten, maar zonder elkaar te zien. Als ze allemaal een taart bakken die er ongeveer hetzelfde uitziet, weten we dat het recept (de fysica) klopt.

3. De Resultaten: Een Duidelijk Schilderij

Toen ze hun modellen vergeleken, zagen ze iets moois:

• De meeste modellen kwamen heel goed overeen, vooral op de plekken waar ze de meeste data hadden.
• Ze konden de posities van de al gezien supernova's heel nauwkeurig voorspellen.
• Ze zagen dat de "loep" het licht van de supernova's enorm heeft versterkt (met een factor van 20 tot 40!).

4. De Voorspelling: Wanneer verschijnen de volgende?

Het meest spannende deel is de toekomst. Omdat het licht verschillende routes neemt, zijn er nog meer "reflecties" van deze supernova's die nog moeten aankomen. Het is alsof je een trein ziet die door een tunnel gaat, maar je weet dat er nog een tweede trein achteraan komt die een langere route neemt.

De modellen voorspellen:

• Supernova Encore: Er komt nog een nieuwe "flits" van deze ster. Deze verschijnt waarschijnlijk pas rond 2031.
• Supernova Requiem: Deze komt veel sneller terug! De modellen voorspellen dat de volgende flits van Requiem te zien zal zijn tussen april en december 2026 (als het heelal zich met een bepaalde snelheid uitbreidt) of iets later in 2027.

5. Het Grote Geheim: De Snelheid van het Heelal

Waarom is dit zo belangrijk? De tijd die het licht nodig heeft om van de ene route naar de andere te gaan, hangt af van hoe snel het heelal zich uitbreidt.

• Als het heelal snel uitbreidt, is de tijd anders dan als het langzaam uitbreidt.
• Door de tijd te meten tussen de verschillende flitsen, kunnen ze de snelheid van het heelal berekenen.

Met de eerste meting van de tijd tussen de twee al gezien flitsen van Encore, hebben ze een schatting gemaakt: 66,9 km per seconde per megaparsec.
De onzekerheid is nu nog vrij groot (ongeveer 14%), maar dat komt vooral omdat de eerste meting van de tijd nog niet perfect was.

6. De Toekomst: Een Precisie-Meting

Het echte goud zit in de toekomst. Als de nieuwe flits van Requiem (in 2026/2027) en die van Encore (in 2031) worden gezien, kunnen ze de tijd meten met een precisie van 1%.

• Dit zou de onzekerheid in de snelheid van het heelal verlagen tot slechts 2-3%.
• Dit zou eindelijk kunnen vertellen wie er gelijk heeft in de grote strijd tussen de verschillende metingen van de snelheid van het heelal (de zogenaamde "Hubble-spanning").

Samenvatting in één zin

Wetenschappers hebben met een "blinde test" van zeven teams een perfecte kaart getekend van een kosmische loep, waardoor ze kunnen voorspellen wanneer de volgende flitsen van twee verre sterrenexplosies verschijnen; deze flitsen zullen ons eindelijk vertellen hoe snel het heelal zich precies uitbreidt.

De analogie:
Het is alsof je een uurwerk hebt dat ergens ver weg staat, maar je ziet het via een gekke, gebogen spiegel. Je ziet de wijzers op verschillende tijden staan. Als je precies weet hoe de spiegel gebogen is (het model van de cluster), kun je uit die tijdsverschillen afleiden hoe groot de kamer is waarin het uurwerk staat (de grootte en snelheid van het heelal). En nu weten we eindelijk wanneer de volgende wijzerbeweging te zien zal zijn!

Technische samenvatting

Probleemstelling

Het meten van de Hubble-constante ($H_0$) is een fundamenteel probleem in de moderne kosmologie, gekenmerkt door de zogenaamde "Hubble-spanning": een discrepantie tussen waarden afgeleid uit vroege-universe-metingen (zoals de kosmische microgolfachtergrondstraling van Planck) en late-universe-metingen (zoals de lokale afstandsladder met Type Ia-supernova's).
Een onafhankelijke methode om $H_0$ te meten is tijdvertraging-kosmografie met behulp van zwaartekrachtslenzen. Wanneer een achtergrondbron (zoals een supernova) door een massief cluster wordt gelensd, ontstaan er meerdere beelden die op verschillende tijdstippen aankomen. De tijdvertraging tussen deze beelden hangt direct af van $H_0$.
De uitdaging bij deze methode is dat de nauwkeurigheid van de $H_0$-meting sterk afhankelijk is van de precisie van het massamodel van de lens (het voorgrondcluster). Verschillende modelleerbenaderingen en software kunnen leiden tot systematische onzekerheden. Er is dus behoefte aan een robuuste, onbevooroordeelde vergelijking van massamodellen om deze systematische fouten te kwantificeren.

Methodologie

De auteurs hebben een blinde analyse uitgevoerd voor het sterrenstelselcluster MACS J0138−2155. Dit cluster is uniek omdat het twee sterk gelensde supernova's bevat uit dezelfde gastheergalaxie op een roodverschuiving van $z = 1.949$: SN Requiem (ontdekt door HST) en SN Encore (ontdekt door JWST).

1. Data: De analyse gebruikte hoogwaardige data van de Hubble Space Telescope (HST), James Webb Space Telescope (JWST) en de Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE). Hieruit werden acht "gouden" lenssystemen geïdentificeerd met in totaal 23 meerdere beelden met bevestigde spectroscopische roodverschuivingen, plus één "zilveren" systeem.
2. Blind Experiment: Zeven onafhankelijke teams gebruikten zes verschillende lensmodelleersoftwarepakketten (waaronder glafic, GLEE, Lenstool, Zitrin-analytic, MrMARTIAN en WSLAP+) om massamodellen te construeren.
   • De teams werkten volledig onafhankelijk zonder uitwisseling van resultaten.
   • Ze kregen dezelfde invoerdata (fotometrie en spectroscopie) maar mochten hun modellen niet afstemmen op de tijdvertragingen van de supernova's, aangezien die metingen (door Pierel et al. 2026) pas later werden vrijgegeven.
   • Elk team leverde een "baseline" model in (met cirkelvormige positiestrukkies) en optioneel een "ultiem" model.
3. Modelleerbenaderingen:
   • Parametrisch: De massa wordt gemodelleerd als een som van analytische halos (bijv. NFW, dPIE) met schaalrelaties voor clusterleden.
   • Vrij-vorm (Free-form) / Hybride: De lensvlakte wordt opgedeeld in cellen of een raster, soms aangevuld met analytische componenten, om minder aannames over de massa-distributie te maken.
4. Statistische Analyse: De modellen werden vergeleken op basis van $\chi^2$-waarden voor de posities van de beelden, de root-mean-square (rms) afwijkingen, en de Bayesiaanse Informatie Criterium (BIC). De onzekerheden werden geschat via Markov Chain Monte Carlo (MCMC) methoden.

Belangrijkste Bijdragen

• Eerste Blinde Vergelijking: Dit is een van de eerste keer dat een volledig blind experiment wordt uitgevoerd voor lensmodellen van een cluster met meerdere gelensde supernova's, wat experimentele bias uitsluit.
• Unieke Dataset: Het gebruik van twee supernova's (Requiem en Encore) in hetzelfde cluster biedt een ongeëvenaarde kans om de geometrie van het universum te testen via tijdvertragingen.
• Kwantificering van Systematische Onzekerheden: Door zeven modellen te vergelijken, konden de auteurs de spreiding in voorspellingen voor posities, vergrotingen en tijdvertragingen kwantificeren, wat essentieel is voor betrouwbare kosmologische inferentie.

Resultaten

1. Model Consistentie: De modellen toonden over het algemeen goede overeenstemming in de voorspelde posities, vergrotingen en tijdvertragingen, vooral voor de teams met de beste fits ($\chi^2_{im} \leq 25$). De oppervlakte-massadichtheidsprofielen van de clusters kwamen goed overeen op afstanden van 20-70 kpc van het Brightest Cluster Galaxy (BCG).
2. Voorspellingen voor Toekomstige Beelden: Alle modellen voorspellen dat er nog meerdere beelden van SN Encore en SN Requiem zullen verschijnen met lange tijdvertragingen:
   • SN Encore: Volgende beelden (~3000 dagen vertraging).
   • SN Requiem: Volgende beelden (~3700-4000 dagen vertraging).
   • De voorspellingen voor de verschijningsdata zijn afhankelijk van $H_0$. Bijvoorbeeld, voor $H_0 = 73$ km/s/Mpc verschijnt het volgende beeld van Requiem rond april-december 2026; voor $H_0 = 67$ km/s/Mpc rond maart-november 2027.
3. Meting van $H_0$:
   • Na het vrijgeven van de tijdvertraging tussen de twee reeds waargenomen beelden van SN Encore ($\Delta t_{1b,1a} = -39.8^{+3.9}_{-3.3}$ dagen), werd $H_0$ berekend.
   • Door de modellen te wegen op basis van hun waarschijnlijkheid (likelihood) voor de waargenomen beeldposities, werd de volgende waarde afgeleid:
     $$H_0 = 66.9^{+11.2}_{-8.1} \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$$
   • De onzekerheid wordt momenteel gedomineerd door de onnauwkeurigheid in de korte tijdvertraging van SN Encore (ongeveer 9-10%).
4. Toekomstige Potentieel: De modellen suggereren dat de meting van de lange tijdvertragingen van de toekomstige beelden (met een verwachte precisie van ~1%) de onzekerheid in $H_0$ kan verlagen tot 2-3%. Dit zou voldoende precisie bieden om de Hubble-spanning definitief op te lossen.

Betekenis

Deze studie levert een robuust raamwerk voor toekomstige kosmologische analyses met sterk gelensde supernova's.

• Het bewijst dat verschillende modelleerbenaderingen tot consistente resultaten kunnen leiden als er voldoende kwalitatieve data (zoals van JWST) beschikbaar is.
• De huidige meting van $H_0$ is statistisch consistent met eerdere metingen van gelensde supernova's (SN Refsdal, SN H0pe) en met lokale afstandsladders (SH0ES) en CMB-metingen (Planck), maar de onzekerheid is nog te groot om de spanning op te lossen.
• De voorspelling dat het volgende beeld van SN Requiem binnen enkele jaren (2026-2027) zal verschijnen, biedt een concrete kans om binnenkort een veel nauwkeurigere meting van $H_0$ te verkrijgen. Dit maakt MACS J0138−2155 tot een cruciaal laboratorium voor het testen van de kosmologie en de aard van donkere energie.