Что такое хаббловская напряжённость и можно ли её облегчить?

Вселенная расширяется. Это общепризнанный факт, о котором учёные знают уже почти столетие. Впервые этот факт был предложен русским физиком Александром Фридманом в 1922 году, а затем независимо от него в 1927 году бельгийским астрономом Жоржем Леметром. Подтверждающие наблюдения были впервые опубликованы в 1929 году американским астрономом Эдвином Хабблом.

Хотя расширение космоса признаётся научным сообществом практически повсеместно, две очень точные оценки скорости расширения Вселенной расходятся друг с другом. Это называется «хаббловской напряжённостью», и оно может стать первым серьёзным намёком на то, что космологи что-то упустили в своей теории создания и эволюции Вселенной. Хотя объяснение разногласий можно было бы списать на ошибку в одной или обеих оценках, последние измерения указывают на то, что расхождение действительно существует, что заставляет учёных серьёзно взглянуть на всю ситуацию.

Для начала разберёмся в следующем вопросе: а что вообще означает, что Вселенная расширяется? Большинство людей, когда они думают о расширении, представляют себе что-то вроде взрыва: серия осколков, движущихся во всех направлениях, исходящих из одной и той же точки, с разной скоростью. Со временем более быстродвижущиеся компоненты окажутся дальше от источника взрыва и будут иметь большую скорость, в то время как более медленно движущиеся компоненты пройдут меньшее расстояние за то же время, обладая меньшей скоростью.

Хотя для взрыва это верно, в расширяющейся Вселенной дело обстоит совсем не так. Во-первых, у космического расширения нет точки отсчёта; Вселенная расширяется одинаково для всех наблюдателей во всех местах. Во-вторых, при взрыве частиц, которые быстрее всего выбрасываются наружу, обычно меньше всего, а в расширяющейся Вселенной плотность удалённых объектов больше, и удаляются они быстрее, что прямо противоположно тому, что можно было бы предсказать при взрыве. И в-третьих, если бы мы проследили всё, что удаляется, до единой исходной точки, то она оказалась бы удивительно близко к нам: менее 0,1 % размера Вселенной от Млечного Пути. Однако нигде, на протяжении миллиардов световых лет во всех направлениях, мы не видим ничего особенного или примечательного ни у какой области пространства. Так что это был не взрыв.

Вместо этого гораздо более удачной аналогией для расширяющейся Вселенной — и, в отличие от взрыва, такой, которая согласуется с нашей теорией гравитации, общей теорией относительности, — является буханка хлеба с закваской. Представьте, что по всему хлебу беспорядочно распределён изюм, что он находится в невесомости и естественным образом начинает собираться в шар. Теперь представьте, что вы живёте внутри одной из этих изюминок, распределённых в тесте, что каждая из них представляет собой связанную структуру, например, галактику или группу галактик, и что тесто, хотя оно и присутствует, совершенно невидимо для вас во всех отношениях.

Со временем тесто разбухает — это и есть расширению пространства. Но поскольку тесто невидимо, вы будете наблюдать за поведением изюминок, разбросанных по тесту. Чем ближе каждая изюминка была к вам, тем медленнее она будет удаляться от вас. Но чем дальше от вас она находилась изначально, тем быстрее она будет удаляться. В какой-то момент, если ваш шар теста достаточно велик, достаточно удалённый объект (или галактика) окажется на таком расстоянии и будет удаляться так быстро, что свет от него не сможет до вас дойти. Учитывая, что возраст Вселенной, какой мы её знаем, конечен, и начался с горячего Большого взрыва около 13,8 миллиарда лет назад, существуют пределы как наших наблюдений, так и того, как далеко мы можем заглянуть.

Расширение космоса происходит точно так же: более удалённые объекты во Вселенной удаляются от Земли быстрее, чем более близкие. Грубо говоря, удалённые галактики удаляются от Земли со скоростью 70 километров в секунду на каждый миллион парсек расстояния.

Таким образом, галактика, находящаяся в одном мегапарсеке от Земли, удаляется от неё со скоростью 70 км/с, а галактика, удалённая на два мегапарсека, — со скоростью 140 км/с. Эта скорость и называется постоянной Хаббла.

Стоит напомнить, что такое парсек. Если представить себе вытянутый в пространстве прямоугольный треугольник, в котором короткая сторона равна одной а. е. (астрономическая единица, среднее расстояние между Землёй и Солнцем), а угол, противоположный этой стороне, равен одной угловой секунде (1⁄3600 градуса), то парсек определяется как длина прилегающей к этому углу стороны треугольника. Значение парсека может быть выведено с помощью правил тригонометрии. Расстояние от Земли, на котором радиус её солнечной орбиты составляет одну дуговую секунду.

Один из старейших методов, используемых астрономами для расчёта расстояния до звезды, заключается в записи разности углов между двумя измерениями положения звезды на небе. Первое измерение проводится с Земли, находящейся по одну сторону от Солнца, а второе — примерно через полгода, когда Земля находится по другую сторону от Солнца. Расстояние между двумя положениями Земли в момент проведения двух измерений вдвое больше расстояния между Землёй и Солнцем. Разница в угле между двумя измерениями в два раза больше угла параллакса, который образуют линии от Солнца и Земли до звезды в удалённой вершине. Затем расстояние до звезды можно рассчитать с помощью тригонометрии. Первые успешные опубликованные прямые измерения объекта на межзвёздных расстояниях были проведены немецким астрономом Фридрихом Вильгельмом Бесселем в 1838 году, который использовал этот подход для расчёта 3,5-парсекового расстояния до 61 Лебедя.

Использование парсека в качестве единицы измерения расстояния естественно вытекает из метода Бесселя, поскольку расстояние в парсеках может быть вычислено просто как обратная величина угла параллакса в арксекундах (т. е.: если угол параллакса равен 1 арксекунде, объект находится на расстоянии 1 пк от Солнца; если угол параллакса равен 0,5 арксекунды, объект находится на расстоянии 2 пк; и т. д.). Тригонометрические функции в этом соотношении не требуются, поскольку очень малые углы означают, что можно применить приближённое решение для узкого треугольника, у которого основание гораздо короче сторон.

Хотя термин «парсек» мог использоваться и раньше, впервые он был упомянут в астрономической публикации в 1913 году. Королевский астроном Фрэнк Уотсон Дайсон выразил свою озабоченность по поводу необходимости названия для этой единицы измерения расстояния. Он предложил название «астрон», но упомянул, что Карл Шарлье предлагал «сириометр», а Герберт Холл Тёрнер — «парсек». Именно предложение Тёрнера и закрепилось.

Вернёмся к постоянной Хаббла, H₀. Существует два основных способа её измерения. Примечательно, что они дают разные ответы, и это различие составляет хаббловскую напряжённость. Чтобы понять, почему эта напряжённость может подорвать основы космологии, нам нужно посмотреть, как проводятся измерения.

На этом графике показаны 1550 сверхновых, входящих в анализ Pantheon+, построенные как функция величины против красного смещения. Данные по сверхновым уже много десятилетий (с 1998 года) указывают на то, что Вселенная расширяется особым образом, для чего требуется нечто помимо материи, излучения и/или пространственной кривизны: новая форма энергии, которая управляет расширением, известная как тёмная энергия. Все сверхновые расположены вдоль линии, которую предсказывает наша стандартная космологическая модель, причём даже самые высокочастотные и самые далёкие сверхновые типа Ia придерживаются этой простой связи. Калибровка этого соотношения без существенных ошибок имеет первостепенное значение.

Первый метод — повторить то, что Хаббл сделал в 1929 году, непосредственно измерив скорости и расстояния между галактиками. Измерить скорость очень просто. Она определяется непосредственно по доплеровскому смещению света галактики. Это будет красное смещение, поскольку галактика удаляется от нас.

Измерить расстояние между галактиками сложнее, поскольку для этого необходимо найти так называемые «стандартные свечи». Это объекты, чья световая энергия, то есть собственная светимость, известна. Основной принцип физики заключается в том, что видимая яркость источника света уменьшается с расстоянием до наблюдателя. Поэтому, сравнив, насколько яркой кажется стандартная свеча, с тем, насколько яркой она должна быть, можно вычислить расстояние до неё. В распоряжении астрономов есть множество стандартных свечей, начиная от пульсирующих звёзд и заканчивая сверхновыми. Учитывая расстояния, полученные от стандартных свечей, и скорости, найденные по доплеровскому смещению, астрономы могут получить измерение H₀.

Часть космической лестницы расстояний

Второй способ получения информации о H₀ — реликтовое излучение (РИ), который представляет собой излучение, испускаемое спустя несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва. В то время Вселенная представляла собой не скопление галактик, а скорее ровный суп из частиц и света — плазму. Звуковые волны, проходящие через космическую плазму, оставляли на CMB рябь, которую сегодня можно проанализировать со сверхвысокой точностью. Эти исследования позволяют определить свойства плазмы. Используя теоретические модели космического расширения, астрономы могут предсказать, каким должно быть H₀ сегодня. Эти предсказания становятся так называемыми «ранними измерениями» постоянной Хаббла, и мы можем сравнить их с более прямыми измерениями, которые мы описали выше. (Прямые измерения часто называют «поздними», потому что они получены из галактик, наблюдавшихся в относительно недавние космические эпохи).

Именно в сравнении результатов двух этих методов и рождается хаббловская напряжённость. Измерения раннего времени дают постоянную Хаббла H₀ = 67,4 ± 0,5 (единицы измерения для краткости опустим). Измерения в позднем времени дают постоянную Хаббла H₀ = 74,03 ± 1,42. Сравнение этих чисел показывает, в чём проблема. «Поздняя» H₀ не только больше, чем «ранняя» H₀ — она намного больше, чем позволяют погрешности «ранней». Два метода дают совершенно разные ответы, и эту разницу нельзя списать на экспериментальные ошибки или ошибки измерений.

Когда десять с лишним лет назад хаббловская напряжённость впервые заявила о себе, большинство астрономов считало, что её разрешение — лишь вопрос времени. Проблема, как они полагали, заключалась в точности измерений. Рано или поздно значения, полученные двумя методами, должны были прийти к гармонии. Но этого не произошло.

Одно из распространённых заблуждений относительно загадки хаббловской напряжённости заключается в том, что существует несовместимость между:

• данными о сверхновых, где сверхновые типа Ia — это наиболее далёкие из надёжных наблюдаемых свечей, используемые группами учёных, применяющими метод лестницы космических расстояний,
• данными о кластеризации галактик, запечатлённой в крупномасштабной структуре Вселенной (также известной как особенность барионных акустических колебаний, или БАО, которая обнаруживает характерную шкалу расстояний, расширяющуюся вместе с расширяющейся Вселенной),
• и данные РИ, которые дают нам более прямое измерение физического масштаба «пика», наблюдаемого в температурных флуктуациях остаточного свечения Большого взрыва, показывая, каким был «акустический масштаб», когда Вселенной было всего 380 000 лет.

Но загадка с напряжением Хаббла совсем не связана с тем, что эти наборы данных взаимно несовместимы.

На самом деле, все наборы данных удивительно совместимы и непротиворечивы. Данные по сверхновым типа Ia и барионным акустическим осцилляциям существенно перекрываются в пространстве и не вызывают разногласий друг с другом. Связь между расстоянием и яркостью сверхновых отлично работает и не обнаруживает никаких противоречий между связью между расстоянием и акустическим масштабом (т. е. угловым размером) в кластеризации галактик. Это часто удивляет людей, когда они слышат подобное заявление, поскольку они часто считают, что различные наборы данных — это именно те вещи, которые противоречат друг другу.

Однако это не совсем так. Напротив, противоречия возникают при выборе метода калибровки этих наборов данных.

• Для метода лестницы расстояний обычно выбирают близкий «якорь»: говорят что-то вроде «на этих близких расстояниях сверхновые имеют такую-то яркость и находятся на таком-то расстоянии, а теперь мы будем использовать наблюдаемую яркость и измеренное красное смещение (косвенный показатель расстояния) для более далёких сверхновых», чтобы сделать вывод о том, как расширялась Вселенная за свою историю.
• Для РИ или БAO, «ранних реликтов», мы начинаем с наполнения нашей Вселенной (например, согласно ΛCDM — «стандартной модели» космологии) и правил расширения Вселенной, а затем используем измеренные характеристики (например, акустическую шкалу), чтобы определить, какой была Вселенная давным-давно. Затем, наблюдая свет и его особенности сегодня (либо через РИ, либо через БAO в космической истории), мы можем сделать вывод о том, как расширялась Вселенная на протяжении своей истории.

Отсюда и возникает противоречие: выбираете ли вы точку привязки, находящуюся поблизости, и затем расширяете её во всё более удалённую Вселенную, или выбираете точку привязки, находящуюся близко по времени к Большому взрыву, и затем продвигаетесь вперёд, чтобы измерить историю космического расширения с того времени. Метод лестницы расстояний — это метод «начни здесь, а потом посмотри наружу», который неизменно приводит к значениям скорости расширения ~73 км/с/Мпк, тогда как метод ранних реликтов — это метод «начни раньше и смотри, как растёт акустическая шкала по мере приближения к настоящему времени», который неизменно приводит к значениям ~67 км/с/Мпк.

Вот выборка возможных теоретических решений, которые могли бы объяснить это наблюдаемое расхождение, оставив оба наблюдательных лагеря «правильными» за счёт изменения в той или иной форме энергетического содержимого Вселенной с течением времени:

• Могла существовать форма «ранней тёмной энергии», которая присутствовала на стадиях горячего Большого взрыва с преобладанием излучения, и составляла несколько процентов от энергетического наполнения Вселенной, и которая исчезла без следа к тому времени, когда во Вселенной образовались нейтральные атомы.
• Могло произойти небольшое изменение кривизны Вселенной — от чуть большего значения к чуть меньшему, которое могло составить около 2% от общей плотности энергии Вселенной.
• Могло существовать взаимодействие тёмной материи и нейтрино, имевшее значение при высоких энергиях и температурах, но потерявшее значение в поздние времена.
• Могло существовать дополнительное излучение, влиявшее на космическое расширение на ранних этапах, например, какие-то безмассовые «тёмные фотоны».
• Также возможно, что тёмная энергия не была истинной космологической константой на протяжении всей нашей истории, а скорее эволюционировала либо по величине, либо по уравнению состояния с течением времени.

Когда вы собрали все кусочки головоломки, но всё равно остался недостающий фрагмент, с точки зрения теоретической науки лучше всего попытаться выяснить, как дополнить эту головоломку минимальным количеством новых понятий. Мы уже добавили в картину Вселенной тёмную материю и тёмную энергию и только сейчас обнаружили, что, возможно, этого недостаточно для решения проблем. Если добавить ещё один компонент — а существует множество возможных воплощений того, как он может проявиться, — существование некой формы ранней тёмной энергии может окончательно привести теорию Вселенной в равновесие. Нет гарантий, что у нас это получится – но поскольку имеющиеся доказательства уже нельзя игнорировать, пора задуматься о том, что во Вселенной может быть что-то ещё.