Какова реальность проблемы «хаббловской напряженности» и как ее можно решить?

Два принципиально разных способа измерения расширяющейся Вселенной расходятся во мнениях. В чём же первопричина хаббловской напряжённости?

Как бы кто ни подходил к решению задачи, но если метод каждого надёжен, в результате все должны прийти к одному и тому же правильному решению. Это относится не только к головоломкам, которые мы создаём для наших собратьев здесь, на Земле, но и к самым сложным загадкам, которые может предложить природа. Одна из величайших задач, на решение которой которую мы можем отважиться, — это выяснить, как расширялась Вселенная на протяжении всей своей истории: от Большого взрыва до наших дней. Мы можем представить себе два совершенно разных метода, оба из которых должны быть верными:

1. Начать с самого начала, развить Вселенную во времени в соответствии с законами физики, а затем измерить самые ранние реликтовые сигналы и те отпечатки, которые они оставили во Вселенной, чтобы определить, как она расширялась на протяжении своей истории.

2. В качестве альтернативы можно представить себе, что мы начинаем с настоящего момента, смотрим на самые удалённые объекты, которые мы только можем видеть их, измеряем то, как они удаляются от нас, а затем на основе этих данных делаем выводы о том, как расширялась Вселенная.

Оба эти метода опираются на одни и те же законы физики, одну и ту же теорию гравитации, одни и те же космические ингредиенты и даже одни и те же уравнения. И всё же, когда мы действительно проводим наблюдения и делаем критически важные измерения, мы получаем два совершенно разных ответа, которые не согласуются друг с другом. Эта проблема, — когда первый метод даёт 67 км/с/Мпк, а второй — 73-74 км/с/Мпк, причём погрешность каждого метода составляет всего ~1%, — известна как хаббловская напряжённость и является, пожалуй, самой серьёзной проблемой сегодняшней космологии.

Некоторые всё ещё надеются, что истинный ответ лежит где-то между этими двумя крайностями, но погрешности невелики, и обе группы уверены в своих выводах. Так что значит для Вселенной, если они обе правы?

Основы расширения

Одно из величайших теоретических достижений современной астрофизики и космологии вытекает прямо из общей теории относительности и одного простого понимания: Вселенная в самых крупных космических масштабах одновременно:

1. однородна, или одинакова во всех точках

2. изотропна, или одинакова во всех направлениях.

Как только вы сделаете эти два предположения, уравнения поля Эйнштейна — уравнения, которые определяют, как связаны друг с другом кривизна и расширение пространства-времени, а также содержание материи и энергии во Вселенной, — сводятся к очень простым и понятным правилам.

Эти правила говорят нам о том, что Вселенная не может быть статичной, а должна либо расширяться, либо сжиматься, и что измерение самой Вселенной — единственный способ определить, какой сценарий верен. Более того, измерение скорости расширения с течением времени позволяет узнать, что присутствует в нашей Вселенной и в каких относительных количествах. Точно так же, если вы знаете, как расширяется Вселенная в любой момент её истории, а также какие различные формы материи и энергии присутствуют во Вселенной, вы можете определить, как она расширялась и как будет расширяться в любой момент в прошлом или будущем. Это невероятно мощный теоретический инструмент.

Метод лестницы расстояний

Одна из стратегий максимально проста.

Сначала вы измеряете расстояния до астрономических объектов, которые вы можете измерить непосредственно.

Затем вы пытаетесь найти корреляции между внутренними свойствами этих объектов, которые легко измерить, например, сколько времени требуется переменной звезде, чтобы стать ярче до максимума, потускнеть до минимума, а затем снова стать ярче до максимума, и тем, что измерить сложнее, например, насколько ярким является объект по своей природе.

Затем вы находите такие же объекты на большем расстоянии, например в галактиках, отличных от Млечного Пути, и используете результаты измерений — вместе с вашими знаниями о том, как наблюдаемая яркость и расстояние связаны друг с другом, — чтобы определить расстояние до этих галактик.

Затем вы измеряете чрезвычайно яркие события или свойства этих галактик, например, как колеблется яркость их поверхности, как звёзды в них вращаются вокруг галактического центра или как в них происходят определённые яркие события, например, сверхновые.

И, наконец, вы ищете те же сигнатуры в далёких галактиках, в надежде использовать близкие объекты для «связки» с более далёкими наблюдениями, получая таким образом способ измерения расстояний до очень далёких объектов, а также возможность измерить, насколько Вселенная расширилась за время, прошедшее с момента излучения света до его попадания в наши глаза.

Мы называем этот метод лестницей космических расстояний, поскольку каждая «перекладина» на лестнице проста, но переход на следующую, более дальнюю, зависит от надёжности перекладины, расположенной перед ней. Долгое время для того, чтобы добраться до самых далёких уголков Вселенной, требовалось огромное количество перекладин, и достичь расстояний в миллиард световых лет и более было крайне сложно.

Благодаря последним достижениям не только в технологии телескопов и методах наблюдений, но и в понимании неопределённостей, связанных с отдельными измерениями, мы смогли полностью изменить науку о лестнице расстояний.

Около 40 лет назад на лестнице расстояний было, возможно, семь или восемь ступеней, они выводили вас на расстояния менее миллиарда световых лет, а разброс скорости расширения Вселенной составлял от 50 до 100 км/с/Мпк.

Два десятилетия назад были опубликованы результаты ключевого проекта космического телескопа «Хаббл», и количество необходимых перекладин сократилось примерно до пяти, расстояния достигли нескольких миллиардов световых лет, а неопределённость в скорости расширения уменьшилась до гораздо меньшего значения: между 65 и 79 км/с/Мпк.

Сегодня, однако, на лестнице расстояний требуется всего три ступеньки, поскольку мы можем перейти непосредственно от измерения параллакса переменных звёзд (таких как Цефеиды), что позволяет определить расстояние до них, к измерению тех же классов звёзд в близлежащих галактиках (если в этих галактиках есть хотя бы одна сверхновая типа Ia), к измерению сверхновых типа Ia в самых отдалённых уголках далёкой Вселенной, где мы только можем их увидеть: на расстоянии до десятков миллиардов световых лет.

Благодаря огромным усилиям многих астрономов-наблюдателей, все неопределённости, которые долгое время преследовали эти различные наборы наблюдений, были снижены до уровня ~1%. В целом, скорость расширения теперь надёжно определена на уровне 73-74 км/с/Мпк, с неопределённостью всего лишь ±1 км/с/Мпк. Впервые в истории лестница космических расстояний, начиная с сегодняшнего дня и заканчивая более чем 10 миллиардами лет космической истории, позволила нам определить скорость расширения Вселенной с очень высокой точностью.

Метод раннего реликтового излучения

Между тем существует совершенно другой метод, с помощью которого мы можем независимо решить точно такую же головоломку: метод раннего реликтового излучения. Когда начался горячий Большой взрыв, Вселенная была почти, но не совсем идеально, однородна. Хотя температура и плотность изначально одинаковы везде — во всех местах и во всех направлениях, с точностью до 99,997 %, — в обоих случаях оставались крошечные ~0,003 % несовершенства.

Теория говорит, что они возникли в результате космической инфляции, которая очень точно предсказывает их спектр. Динамически области с плотностью чуть выше средней должны преимущественно притягивать к себе всё больше и больше материи, что приведёт к гравитационному росту структуры и, в конечном итоге, всей космической паутины. Однако наличие двух типов материи — нормальной и тёмной — а также излучения, которое сталкивается с нормальной материей, но не с тёмной, вызывает то, что мы называем «акустическими пиками», то есть материя пытается схлопнуться, но отскакивает, создавая серию пиков и долин в плотностях, которые мы наблюдаем на разных масштабах.

Эти пики и долины появляются в двух местах в очень ранние времена.

Они появляются в оставшемся после Большого взрыва свечении – реликтовом излучении. Когда мы смотрим на флуктуации температуры — или отклонения от средней (2,725 К°) температуры в излучении, оставшемся после Большого взрыва, — мы обнаруживаем, что они составляют примерно ~0,003 % от этой величины на больших космических масштабах, поднимаясь до максимума около ~1 градуса на меньших угловых масштабах. Затем они повышаются, понижаются, снова повышаются и т.д., в общей сложности давая около семи акустических пиков. Размер и масштаб этих пиков, которые можно было рассчитать, когда Вселенной было всего 380 000 лет, в настоящее время зависят исключительно от того, как расширялась Вселенная с момента излучения света до наших дней, 13,8 миллиарда лет спустя.

Также они проявляются в крупномасштабном скоплении галактик, где первоначальный пик размером ~1 градус теперь расширился и соответствует расстоянию около 500 миллионов световых лет. Где бы ни находилась галактика, вероятность найти другую галактику на расстоянии 500 миллионов световых лет несколько выше, чем на расстоянии 400 или 600 миллионов световых лет: это свидетельство того самого эффекта. Проследив, как менялась эта шкала расстояний по мере расширения Вселенной — используя стандартную «линейку» вместо стандартной «свечи», — мы можем определить, как расширялась Вселенная на протяжении своей истории.

Проблема в том, что, независимо от того, используете ли вы космический микроволновый фон или особенности, которые мы видим в крупномасштабной структуре Вселенной, вы получаете один и тот же ответ: 67 км/с/Мпк, с погрешностью всего ±0,7 км/с/Мпк, или ~1%.

В этом и заключается загадка. У нас есть два принципиально разных описания того, как расширялась Вселенная на протяжении своей истории. Каждый из них полностью самосогласован. Все методы лестницы расстояний дают одинаковые ответы и все методы ранних реликтов дают одинаковые ответы, при том, что эти ответы фундаментально расходятся между собой.

Если ни одна из команд действительно не допускает серьёзных ошибок, то в нашем понимании того, как расширялась Вселенная, что-то просто не сходится. С 380 000 лет после Большого взрыва до сегодняшнего дня, 13,8 миллиарда лет спустя, нам известны:

• степень расширения Вселенной;

• составляющие различных видов энергии, которые существуют во Вселенной;

• правила, управляющие Вселенной, такие как общая теория относительности.

Если только где-то нет ошибки, которую мы не выявили, крайне сложно придумать объяснение, которое примирило бы эти два класса измерений, не прибегая к какой-то новой, экзотической физике.

Сердце головоломки

Если мы знаем, что находится во Вселенной — обычная материя, тёмная материя, излучение, нейтрино и тёмная энергия, — то мы знаем, как расширялась Вселенная с момента Большого взрыва до появления космического микроволнового фона и с момента появления космического микроволнового фона до наших дней.

Этот первый шаг, от Большого взрыва до испускания реликтового излучения, задаёт акустическую шкалу (масштабы пиков и долин), и это шкала, которую мы непосредственно измеряем в различные космические времена. Мы знаем, как расширялась Вселенная с 380 000 лет до наших дней, и «67 км/с/Мпк» — единственное значение, которое даёт правильную акустическую шкалу в те ранние времена.

Между тем, второй этап, с момента появления космического микроволнового фона до настоящего времени, можно измерить непосредственно по звёздам, галактикам и звёздным взрывам, и «73 км/с/Мпк» — единственное значение, которое даёт правильную скорость расширения. Никакие изменения в этом режиме, включая изменения в поведении тёмной энергии (в рамках уже существующих наблюдательных ограничений), не могут объяснить это расхождение.

Другие, менее точные методы усредняют свои оценки скорости космического расширения примерно до ~70 км/с/Мпк, и вы можете едва-едва обосновать согласованность с данными по всем методам, если заставите это значение быть верным. Но с невероятными данными, полученными из реликтового излучения и барионных акустических осцилляций для определения акустической шкалы и удивительно точными сверхновыми типа Ia для измерения расширения по лестнице расстояний, даже 70 км/с/Мпк — это предел возможностей обоих наборов данных.

Что, если правы все?

В основе теории расширяющейся Вселенной лежит предположение, которое делают все, но которое не обязательно должно быть верным: энергетическое содержание Вселенной — то есть количество нейтрино, количество частиц обычной материи, количество и масса частиц тёмной материи, количество тёмной энергии и т. д. — остаётся принципиально неизменным по мере расширения Вселенной. Ни один вид энергии не аннигилировал, не распался и/или не превратился в другой вид энергии за всю историю существования Вселенной.

Но вполне возможно, что в прошлом происходило какое-то значительное преобразование энергии, подобно тому как

• вещество превращается в излучение в результате ядерного синтеза в звёздах,

• нейтрино ведут себя как излучение в начале, когда Вселенная горячая, и как вещество позже, когда Вселенная холодная,

• нестабильные массивные частицы распадаются, превращаясь в смесь менее массивных частиц и излучения,

• энергия, присущая пространству, — форма тёмной энергии — распалась в конце инфляции, чтобы создать горячий Большой взрыв, полный материи и излучения,

• а пары массивных частиц-античастиц, которые ведут себя как материя, аннигилируют в излучение.

Всё, что вам нужно, — это чтобы какая-то форма энергии изменилась с того момента, когда эти ранние, реликтовые сигналы были созданы и запечатлены примерно 13,8 миллиарда лет назад, до того момента, когда мы начнём наблюдать самые далёкие объекты, позволяющие нам проследить историю расширения Вселенной с помощью метода лестницы расстояний несколько миллиардов лет спустя.

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, составляя несколько процентов Вселенной, и которая распалась к тому времени, когда во Вселенной образовались нейтральные атомы.

• Могло произойти небольшое изменение кривизны Вселенной — от чуть большего значения к чуть меньшему, что составляет около 2 % от общей плотности энергии Вселенной.

• Могло возникнуть взаимодействие тёмной материи и нейтрино, которое было важно при высоких энергиях и температурах, но не имеет значения в поздние времена.

• Могло существовать дополнительное количество излучения, которое присутствовало и влияло на космическое расширение на ранних этапах, например, какие-то безмассовые «тёмные фотоны», которые присутствовали.

• Или же 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, самый мощный теоретический шаг, который вы можете сделать, — это выяснить, как завершить её с минимальным количеством дополнений – например, добавив всего один дополнительный компонент. Мы уже добавили в космическую картину 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 Вселенную в равновесие. В этом нельзя быть уверенным. Но в эпоху, когда доказательства уже нельзя игнорировать, пора задуматься о том, что Вселенная может быть ещё сложнее, чем мы пока осознаём.

 

Источник