Ученые расходятся во мнениях относительно того, насколько быстро расширяется Вселенная, а новые технологии ухудшают ситуацию

Во Вселенной происходит что-то очень странное. Наука космология, изучающая Вселенную в широком масштабе, находится в состоянии кризиса. За последнее столетие ученые нашли горы доказательств того, что Вселенная расширяется с течением времени, поскольку они заметили, что чем дальше от Земли находится галактика, тем быстрее она удаляется от нас.

Проблема в том, что никто не знает, насколько быстро происходит это расширение. Два разных способа измерения этой величины, называемой постоянной Хаббла, дают два разных результата. В последние десятилетия лучшие теории и эксперименты, которые человечество могло придумать, пытались объяснить, как это могло быть так.

Обычно, когда возникает подобное несоответствие, новые технологии позволяют получить более точные экспериментальные данные, которые помогают разгадать загадку. Но в случае с загадкой, называемой напряжением Хаббла, чем больше мы узнаем, тем труднее объяснить это несоответствие.

Космологическая лестница расстояний

Когда в 1990 году был запущен космический телескоп «Хаббл», одной из его основных целей было исследование расширения Вселенной. Споры о скорости этого расширения бушевали, и ученые стремились дать более точный ответ, потому что эта информация имела решающее значение для понимания возраста Вселенной, а в то время этот возраст мог составлять всего 8 миллиардов лет. лет или целых 20 миллиардов лет.

К концу 2000-х годов ученые отточили эту цифру, наблюдая за звездами, которые светятся в определенном ритме, называемом переменными цефеид, и за особым типом сверхновых, называемым сверхновыми типа Ia . Оба этих объекта имеют предсказуемый уровень яркости, а это значит, что их можно использовать для измерения расстояний — цефиды для более близких галактик и сверхновые типа Ia для более далеких — поэтому их используют в качестве «стандартных свечей» для астрономических измерений.

Благодаря этим точным измерениям расстояний учёные Хаббла пришли к выводу, что расширение Вселенной составляет 72 километра в секунду на мегапарсек. Это измерение степени расширения во времени на расстоянии , потому что чем дальше от нас находятся галактики, тем быстрее они движутся. Парсек равен 3,26 светового года, а мегапарсек — миллиону парсеков. Итак, если мы посмотрим на галактику, находящуюся на расстоянии 3,26 миллиона световых лет от нас, она будет удаляться от нас со скоростью около 70 километров в секунду или около 150 000 миль в час.

Это измерение было огромным научным шагом вперед, но его потенциальная ошибка все еще составляла около 10%. Последующим исследованиям удалось уменьшить эту ошибку, отточив недавнюю цифру 73,2 км/с/Мпк с частотой ошибок менее 2%, но они столкнулись с физическими ограничениями телескопа.

Новый телескоп в наборе инструментов

Пока одна группа астрономов была занята данными космического телескопа «Хаббл», другая смотрела совсем в другом месте, исследуя космический микроволновый фон, или реликтовое излучение. Это остаточная энергия, оставшаяся от Большого взрыва, и она повсюду видна как постоянный, очень слабый фоновый гул. При расчете постоянной Хаббла на основе этих данных исследователи нашли совсем другую цифру: 67 км/с/Мпк. Эта разница может показаться небольшой, но она упряма: чем точнее каждая группа проводила свои измерения, тем более глубоким казался разрыв.

Но когда в 2021 году был запущен космический телескоп Джеймса Уэбба, у исследователей появился новый и еще более точный инструмент для своих измерений. Группа исследователей, в том числе Ричард Андерсон из Швейцарского федерального технологического института в Лозанне, приступила к двойной проверке измерений Хаббла с использованием этой новой технологии. Возможно, измерения космического телескопа «Хаббл» были неточными из-за ограничений телескопа, что могло бы объяснить разные цифры, и этот новый инструмент может помочь доказать, так ли это.

Преимущество Джеймса Уэбба перед Хабблом в этом контексте заключается в более высоком пространственном разрешении при наблюдении за цефидами. «Раньше, когда у вас было более низкое разрешение, вам нужно было статистически корректировать свет источников, которые сливаются вместе», — объяснил Андерсон Digital Trends. И эта статистическая поправка внесла крупицу сомнения в данные Хаббла. Некоторые утверждали, что, возможно, скорость расширения, измеренная Хабблом, была неточной, потому что статистические инструменты, использованные для этой поправки, были неточными.

Однако с лучшим пространственным разрешением новых данных Уэбба эта статистическая поправка намного меньше. «Поэтому, если вам не нужно так много корректировать, вы добавляете меньше ошибок, и ваши измерения становятся более точными», — сказал Андерсон. Данные Уэбба не только согласуются с предыдущими измерениями Хаббла, но и повышают точность этих измерений.

Доказательства есть , и они очевидны: измерения Хабблом скорости расширения верны. Конечно, ничто столь сложное не может быть доказано вне всякой тени сомнения, но измерения настолько точны, насколько мы можем их провести на практике.

Сложная проблема

Так что, если данные телескопа Хаббл верны, возможно, проблема в другом измерении. Может быть, данные о космическом микроволновом фоне неверны?

Однако это тоже сложно. Потому что точно так же, как исследователи уточняли цифры на основе данных Хаббла, исследователи реликтового излучения делали свои собственные цифры все более и более точными. Самым большим шагом вперед в этой области стал запуск космической обсерватории Планк Европейского космического агентства в 2009 году. Эта миссия была специально разработана для измерения реликтового излучения и позволила получить наиболее точные данные о небольших изменениях температуры в реликтовом излучении. Это важно, потому что, хотя температура реликтового излучения практически везде одинакова, существуют небольшие изменения в этой температуре – 1 часть на 100 000.

Какими бы незначительными ни были эти изменения температуры, они важны, поскольку представляют собой изменения, которые присутствовали во время формирования Вселенной. Глядя на существующие сейчас вариации, исследователи могут повернуть время вспять, чтобы понять, как должна была выглядеть Вселенная на самых ранних стадиях своего развития.

Когда исследователи использовали эти данные «Планка» для оценки расширения Вселенной, основываясь на нашем понимании Вселенной, какой она существовала в молодости, они отточили цифру для постоянной 67,4 км/с/Мпк с ошибкой менее более 1%. Между неопределенностями этих двух цифр больше нет пересечения — они оба надежны и не согласуются друг с другом.

История расширения

Ученые изучают реликтовое излучение с 1960-х годов, и за это время исследование продвинулось до такой степени точности, которая позволяет специалистам быть уверенными в своих выводах. По словам Джейми Бока из Калифорнийского технологического института, руководителя предстоящей миссии НАСА SPHEREx по исследованию реликтового излучения, когда дело доходит до моделирования инфляции Вселенной на ранних стадиях, они добились максимально точного результата.

«Микроволновой фон очень близок к достижению космологических пределов этих измерений», — сказал Бок. «Другими словами, лучшего эксперимента невозможно построить. Вы просто ограничены в том, какую часть Вселенной вы можете видеть».

SPHEREx будет космической миссией, которая не будет проводить прямые измерения постоянной Хаббла. Но это поможет исследователям узнать об истории расширения Вселенной, исследуя период ранней Вселенной, называемый инфляцией, когда Вселенная быстро расширялась. В этот очень ранний период Вселенная была намного меньше, горячее и плотнее, и это повлияло на то, как она расширялась. За время своего существования наиболее важные движущие факторы расширения Вселенной изменились: она выросла, остыла и стала менее плотной. Мы знаем, что сегодня гипотетическая форма энергии, называемая темной энергией, является основной силой, подталкивающей Вселенную к расширению. Но в другие периоды истории Вселенной другие факторы, такие как наличие темной материи, были более значимыми.

«Траектория Вселенной задается типом материи и энергии, которые доминируют в данный момент», — объяснил Бок. Темная энергия, например, «начала доминировать в расширении Вселенной только во второй половине ее возраста. До этого именно темная материя двигала эволюцию Вселенной».

Одна из популярных теорий, объясняющих разницу в этих двух измерениях, заключается в том, что виновником может быть темная энергия. Возможно, в ранней Вселенной было больше темной энергии, чем сейчас считается, что заставляло ее расширяться быстрее. Мы могли бы узнать больше об этой возможности с помощью новых миссий, таких как ESA Euclid , которая была запущена недавно и направлена ​​на составление карты огромной части Вселенной в 3D для изучения темной материи и темной энергии.

Термометр для нашего понимания Вселенной

Вы можете думать о двух значениях постоянной Хаббла как об измерении Вселенной, какой мы ее видим сейчас, называемой поздней Вселенной, по сравнению с измерениями Вселенной, какой она была в молодости, называемой ранней Вселенной. Когда два разных показателя были рассчитаны с использованием менее точных методов, возможно, они действительно совпали, но просто оказались дальше друг от друга из-за перекрывающихся ошибок.

Но поскольку ученые сокращают количество ошибок все меньше и меньше, это объяснение больше не работает. Либо одно из измерений неверно (это всегда возможно, но все менее вероятно, учитывая массу данных по каждому из них), либо во Вселенной есть что-то фундаментальное, чего мы еще не понимаем.

«То, что мы имеем здесь, похоже на термометр того, насколько хорошо мы в настоящее время понимаем космос», — сказал Андерсон. «И я думаю, что термометр говорит нам, что у нас жар и что у нас есть проблема».

И имейте в виду, что постоянная Хаббла — не второстепенная проблема. Это фундаментальное измерение, возможно, самое важное число в космологии. И чем точнее становятся наши измерения, тем глубже становится тайна.

Ищем независимую проверку

Это еще один способ измерения Вселенной, какой мы ее видим сейчас, — изучение гравитационных волн. Когда сталкиваются достаточно массивные объекты, например, слияние двух черных дыр, огромные силы создают рябь в пространстве-времени, называемую гравитационными волнами, которую можно обнаружить на расстоянии миллиардов световых лет.

Эти пульсации могут быть обнаружены на Земле с помощью специализированных объектов, таких как LIGO (Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория), и могут использоваться для определения расстояния до источника, что означает, что теоретически их можно использовать и для измерения скорости расширения.

Это измерение поздней Вселенной, но оно также совершенно независимо от цефид и сверхновых, использованных в других исследованиях. Это означает, что если измерения скорости расширения на основе данных гравитационных волн окажутся схожими, мы сможем быть еще более уверены в том, что более высокая цифра верна, а если это не так, то мы будем лучше знать, в чем проблема.

Преимущество использования гравитационных волн для этого типа измерений заключается в том, что сигнатура очень чистая — «единственное, что на нее влияет, — это очень тяжелые массы», — сказал эксперт по гравитационным волнам Стефан Балмер из Сиракузского университета. А когда черные дыры сливаются, их динамическое поведение очень стабильно, независимо от их размера. Это делает их идеальными стандартными свечами для измерения расстояний — «настолько хорошими», по словам Балмера.

Таким образом, измерить расстояние с помощью гравитационных волн относительно просто. Проблема с использованием этих измерений для расчета скорости расширения заключается в определении скорости. В случае со сверхновыми легко узнать красное смещение (которое дает вам скорость), но трудно узнать абсолютную яркость (которая дает вам расстояние). В то время как в случае с гравитационными волнами легко узнать расстояние, но сложно узнать скорость.

Один из способов решения проблемы скорости — искать слияния, происходящие в соседних галактиках, а затем использовать известное красное смещение этих галактик для определения скорости гравитационных волн. Это работает только тогда, когда вы можете найти источник гравитационных волн и указать его местонахождение где-то поблизости.

Но в будущем, когда учёные будут наблюдать достаточное количество этих гравитационно-волновых явлений, они смогут составить картину того, как выглядит среднее событие, и использовать эту информацию для расчёта скорости расширения в больших масштабах.

Следующее поколение объектов

Однако для этого нам понадобятся сотни точек данных о гравитационно-волновых событиях по сравнению с тем немногим, что у нас есть сейчас. Это совершенно новая область исследований, и наша способность обнаруживать гравитационные волны все еще ограничена небольшим количеством объектов. В настоящее время неопределенности скорости расширения, измеренной с помощью гравитационных волн, все еще больше, чем у двух других методов.

«На данный момент наш сигнал находится посередине между двумя другими результатами», — сказал Балмер.

Однако в будущем это может измениться. Со следующим поколением детекторов гравитационных волн, строительство которых запланировано на ближайшие десятилетия, эти измерения могут стать все более и более точными.

Углубление этой загадки может стать источником разочарования, но оно также дает стимул для новых и лучших экспериментов, поскольку ученые из самых разных областей решают один из величайших вопросов о Вселенной, какой мы ее видим.

«Единственный способ узнать это — улучшить эксперимент», — сказал Балмер. «Это мир, в котором мы живем».