Пять вопросов о расширении Вселенной, которые вы стеснялись задать (6 фото)


Эффект Доплера

В 1920-е годы, когда астрономы начали изучать спектры звезд в других галактиках, было обнаружено нечто очень интересное: это оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд в нашей собственной галактике, но все они были смещены к красному концу спектра, причем в одинаковой пропорции. Физикам смещение цвета или частоты известно как эффект Доплера.

Мы все знакомы с тем, как это явление воздействует на звук. Прислушайтесь к звуку проезжающего мимо вас автомобиля. Когда он приближается, звук его двигателя или гудка кажется выше, а когда машина уже проехала мимо и стала удаляться, звук понижается. Полицейский автомобиль, едущий к нам со скоростью сто километров в час, развивает примерно десятую долю скорости звука. Звук его сирены представляет собой волну, чередование гребней и впадин. Напомним, что расстояние между ближайшими гребнями (или впадинами) называется длиной волны. Чем меньше длина волны, тем большее число колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон, или частота, звука.

Эффект Доплера вызван тем, что приближающийся автомобиль, испуская каждый следующий гребень звуковой волны, будет находиться все ближе к нам, и в результате расстояния между гребнями окажутся меньше, чем если бы машина стояла на месте. Это означает, что длины приходящих к нам волн становятся меньше, а их частота – выше. И наоборот, если автомобиль удаляется, длина улавливаемых нами волн становится больше, а их частота – ниже. И чем быстрее перемещается автомобиль, тем сильнее проявляется эффект Доплера, что позволяет использовать его для измерения скорости.

Когда источник, испускающий волны, движется по направлению к наблюдателю, длина волн уменьшается. При удалении источника она, напротив, увеличивается. Это и называют эффектом Доплера.

Свет и радиоволны ведут себя подобным же образом. Полиция использует эффект Доплера для определения скорости автомобилей путем измерения длины волны отраженного от них радиосигнала. Свет представляет собой колебания, или волны, электромагнитного поля. Длина волны видимого света чрезвычайно мала – от сорока до восьмидесяти миллионных долей метра. Человеческий глаз воспринимает световые волны разной длины как различные цвета, причем наибольшую длину имеют волны, соответствующие красному концу спектра, а наименьшую – относящиеся к синему концу. Теперь представьте себе источник света, находящийся на постоянном расстоянии от нас, например звезду, испускающую световые волны определенной длины. Длина регистрируемых волн будет такой же, как у испускаемых. Но предположим теперь, что источник света начал отдаляться от нас. Как и в случае со звуком, это приведет к увеличению длины волны света, а значит, спектр сместится в сторону красного конца.

Центр расширения вселенной и горизонт частиц

Просто Вселенная разлетается довольно хитро. Это происходит в каждой точке пространства одинаково. Словно мы взяли координатную сетку и увеличиваем её масштаб. От этого и правда кажется, что все Галактики удаляются от нас. Но, если вы переместимся в другую Галактику, то увидим эту же картину. Теперь все объекты будут удаляться от неё. То есть, в каждой точке космоса будет казаться, что мы находимся в центре расширения. Хотя никакого центра нет. Поэтому, если мы окажемся рядом с Горизонтом частиц, соседние Галактики не будут разлетаться от нас быстрее скорости света. Ведь Горизонт частиц переместиться вместе с нами и опять окажется очень далеко. Соответственно, сместятся границы Наблюдаемой Вселенной и мы увидим новые Галактики, ранее недоступные для наблюдения. И такую операцию можно проделывать бесконечно. Можно раз за разом перемещаться к горизонту частиц, но тогда он сам будет смещаться, открывая взору всё новые просторы Вселенной. То есть, мы не достигнем ее границ никогда, и получается, что Вселенная и правда бесконечна. Ну, а границы есть только у наблюдаемой ее части. Что-то похожее происходит и на Земном шаре. Нам кажется, что горизонт — это граница земной поверхности, но стоит переместиться в ту точку и окажется, что никакой границы то нет. У Вселенной нет предела, за которым отсутствует пространство-время или что-то типа такого. Просто здесь мы наталкиваемся на бесконечностью, которая для нас непривычна. Но можно сказать так, Вселенная всегда была бесконечной и растягивается продолжая оставаться бесконечной. Она может это делать потому, что у пространства нет мельчайшей частицы. Оно может растягиваться сколь угодно долго. Вселенной, для расширения, не нужны границы и области куда расширяться. Так, что этого куда просто не существует.

Так подождите-ка, а как же Большой Взрыв?! Разве всё, что существует в космосе не было сжато в одну малюсенькую точечку?!

Нет! Сжата в точечку была лишь наблюдаемая граница Вселенной. А вся в целом она никогда не имела границ. Чтобы понять это, давайте вообразим себе Вселенную через миллиардные доли секунды после Большого Взрыва, когда наблюдаемая её часть была размером с баскетбольный мяч. Даже тогда мы можем перемещаться к Горизонту частиц и вся видимая Вселенная будет сдвигаться. Мы можем проделывать это сколько угодно раз и окажется, что Вселенная действительно бесконечна. И мы можем проделывать тоже самое и раньше. Таким образом, перемещаясь во времени назад, мы окажемся всё ближе к Большому Взрыву. Но при этом, каждый раз мы будем обнаруживать, что Вселенная бесконечна в каждый период времени! Даже в мгновение Большого Взрыва! И получается, что он случился не в какой-то конкретной точечке, а повсюду, в каждой точечке, не имеющего предела Космоса. Однако, это только теория. Да, достаточно согласованная и логичная, но не лишённая недостатков.

В каком состоянии находилось вещество в мгновение Большого Взрыва? Что было до него и почему он вообще произошел? Пока что, на эти вопросы чётких ответов нет. Но научный мир не стоит на месте, и может быть даже мы станем очевидцами разгадки этих тайн.

Расширение Вселенной

Доказав существование других галактик, Хаббл в последующие годы занимался определением расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время многие предполагали, что галактики движутся беспорядочно, и ожидали, что число спектров, смещенных в синюю сторону, будет примерно таким же, как число смещенных в красную. Поэтому полной неожиданностью стало открытие того, что спектры большинства галактик демонстрируют красное смещение – почти все звездные системы удаляются от нас! Еще более удивительным оказался факт, обнаруженный Хабблом и обнародованный в 1929 году: величина красного смещения галактик не случайна, а прямо пропорциональна их удаленности от нас. Другими словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется!

Отсюда вытекало, что Вселенная не может быть статичной, неизменной в размерах, как считалось ранее. В действительности она расширяется: расстояние между галактиками постоянно растет.

Осознание того, что Вселенная расширяется, произвело настоящую революцию в умах, одну из величайших в двадцатом столетии. Когда оглядываешься назад, может показаться удивительным, что никто не додумался до этого раньше. Ньютон и другие великие умы должны были понять, что статическая Вселенная была бы нестабильна. Даже если в некоторый момент она оказалась бы неподвижной, взаимное притяжение звезд и галактик быстро привело бы к ее сжатию. Даже если бы Вселенная относительно медленно расширялась, гравитация в конечном счете положила бы конец ее расширению и вызвала бы сжатие. Однако, если скорость расширения Вселенной больше некоторой критической отметки, гравитация никогда не сможет его остановить и Вселенная продолжит расширяться вечно.

Здесь просматривается отдаленное сходство с ракетой, поднимающейся с поверхности Земли. При относительно низкой скорости тяготение в конце концов остановит ракету и она начнет падать на Землю. С другой стороны, если скорость ракеты выше критической (больше 11,2 километра в секунду), тяготение не может удержать ее и она навсегда покидает Землю.

В 1965 году два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон из «Белл телефон лабораторис» в Нью-Джерси, отлаживали очень чувствительный микроволновый приемник. (Микроволнами называют излучение с длиной волны около сантиметра.) Пензиаса и Вильсона беспокоило, что приемник регистрировал больший уровень шума, чем ожидалось. Они обнаружили на антенне птичий помет и устранили другие потенциальные причины сбоев, но скоро исчерпали все возможные источники помех. Шум отличался тем, что регистрировался круглые сутки в течение всего года независимо от вращения Земли вокруг своей оси и ее обращения вокруг Солнца. Так как движение Земли направляло приемник в различные сектора космоса, Пензиас и Вильсон заключили, что шум приходит из-за пределов Солнечной системы и даже из-за пределов Галактики. Казалось, он шел в равной мере со всех сторон космоса. Теперь мы знаем, что, куда бы ни был направлен приемник, этот шум остается постоянным, не считая ничтожно малых вариаций. Так Пензиас и Вильсон случайно наткнулись на поразительный пример о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях.

Каково происхождение этого космического фонового шума? Примерно в то же время, когда Пензиас и Вильсон исследовали загадочный шум в приемнике, два американских физика из Принстонского университета, Боб Дик и Джим Пиблс, тоже заинтересовались микроволнами. Они изучали предположение Георгия (Джорджа) Гамова о том, что на ранних стадиях развития Вселенная была очень плотной и добела раскаленной. Дик и Пиблс полагали, что если это правда, то мы должны иметь возможность наблюдать свечение ранней Вселенной, поскольку свет от очень далеких областей нашего мира приходит к нам только сейчас. Однако вследствие расширения Вселенной этот свет должен быть столь сильно смещен в красный конец спектра, что превратится из видимого излучения в микроволновое. Дик и Пиблс как раз готовились к поискам этого излучения, когда Пензиас и Вильсон, услышав об их работе, поняли, что уже нашли его. За эту находку Пензиас и Вильсон были в 1978 году удостоены Нобелевской премии (что кажется несколько несправедливым в отношении Дика и Пиблса, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд тот факт, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, свидетельствует о том, что мы занимаем в ней какое-то особенное место. В частности, может показаться, что раз все галактики удаляются от нас, то мы должны находиться в центре Вселенной. Есть, однако, другое объяснение этого феномена: Вселенная может выглядеть одинаково во всех направлениях также и при взгляде из любой другой галактики.

Все галактики удаляются друг от друга. Это напоминает расползание цветных пятен на поверхности надуваемого воздушного шара. С ростом размеров шара увеличиваются и расстояния между любыми двумя пятнами, но при этом ни одно из пятен нельзя считать центром расширения. Более того, если радиус воздушного шара постоянно растет, то чем дальше друг от друга находятся пятна на его поверхности, тем быстрее они будут удаляться при расширении. Допустим, что радиус воздушного шара удваивается каждую секунду. Тогда два пятна, разделенные первоначально расстоянием в один сантиметр, через секунду окажутся уже на расстоянии двух сантиметров друг от друга (если измерять вдоль поверхности воздушного шара), так что их относительная скорость составит один сантиметр в секунду. С другой стороны, пара пятен, которые были отделены десятью сантиметрами, через секунду после начала расширения разойдутся на двадцать сантиметров, так что их относительная скорость будет десять сантиметров в секунду. Скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Тем самым красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас – это та самая зависимость, которую позднее обнаружил Хаббл. Российскому физику и математику Александру Фридману в 1922 году удалось предложить удачную модель и предвосхитить результаты наблюдений Хаббла, его работа оставалась почти неизвестной на Западе, пока в 1935 году аналогичная модель не была предложена американским физиком Говардом Робертсоном и британским математиком Артуром Уокером уже по следам открытого Хабблом расширения Вселенной.

Вследствие расширения Вселенной галактики удаляются друг от друга. С течением времени расстояние между далекими звездными островами увеличивается сильнее, чем между близкими галактиками, подобно тому как это происходит с пятнами на раздувающемся воздушном шаре. Поэтому наблюдателю из любой галактики скорость удаления другой галактики кажется тем больше, чем дальше она расположена.

Расширение Вселенной измерили при помощи размера гравитационных линз

Suyu, Fassnacht, NRAO/AUI/NSF

Астрофизики воспользовались оценкой реальных размеров гравитационных линз для уточнения постоянной Хаббла, которая описывает скорость расширения Вселенной. Ученые использовали полученные величины для корректировки метода стандартных свечей. В результате у них получилось значение 82,4 километров в секунду на мегапарсек ± 10 процентов, пишут авторы в журнале Science

. Результат не согласуется с данными по реликтовому излучению и усугубляет несоответствие разных методов оценки расширения пространства.

Измерения свойств далеких галактик свидетельствуют о расширении Вселенной, причем этот процесс ускоряется со временем. Численным показателем темпа расширения является постоянная Хаббла, которая связывает видимую скорость удаления галактик с расстояниями до них. Сейчас Вселенная расширяется ускоренно, но в ее прошлом были и другие эпохи. В связи с этим постоянная Хаббла на самом деле зависит от времени.

Существует несколько принципиально разных способов определения постоянной Хаббла. Их точность за последние годы возросла настолько, что их оценки перестали перекрываться в пределах ошибок. Первый метод связан с изучением реликтового излучения и дает темп расширения в раннюю эпоху существования Вселенной, из чего можно при задании модели ее эволюции вычислить современное значение. Этот метод дает значение 67,4±0,5 километров в секунду на мегапарсек.

Второй способ, также иногда называемый локальным (в то время как предыдущий способ называют космологическим) основан на оценке светимости стандартных свеч — сверхновых типа Ia. Считается, что абсолютная пиковая светимость этих мощных вспышек связана с характером их затухания. Это позволяет оценивать расстояние до них, сравнивая видимую яркость с теоретической суммарной. Данный метод свидетельствует в пользу значения постоянной Хаббла на уровне 74,03±1,42 километров в секунду на мегапарсек.

Оба способа неидеальны и обладают собственными недостатками. В частности, первый напрямую говорит лишь о ранней Вселенной, а ее последующую эволюцию мы теоретически можем на данный момент представлять не совсем корректно. Второй страдает от систематических ошибок, так как определение расстояний до сверхновых опирается на ряд других непрямых методов, причем неточности их всех накапливаются.

Ин Джи (Inh Jee) из Института астрофизики Общества Макса Планка и его коллеги из Германии и Нидерландов предложили новую калибровку расстояний до сверхновых. Для этого авторы используют эффект гравитационного линзирования, то есть преломления света притяжением массивных тел. В рамках данной работы ученые использовали всего две линзы, известные как CLASS B1608+656 и RXS J1131–1231, чьи красные смещения составляют 0,295 и 0,6304, соответственно.

Гравитационное линзирование и раньше использовали для определения темпа расширения, но в новой работе это делается иначе. Ранее ученые следили за временем, которое проходит между вспышками яркости различных изображений линзируемого объекта. Теперь ученые добавили к этой информации данные о самих линзирующих галактиках.

Астрономы оценили скорость вращения звезд в дисках этих галактик, что вместе с информацией о разности путей лучей линзируемого объекта позволяет найти абсолютный размер галактики-линзы. В результате можно сопоставить полученное значение с измеряемым угловым размером системы, что позволяет получить новую оценку расстояния до далекой галактики, что можно использовать для уточнения шкалы расстояний до сверхновых.

Применив данную калибровку к сверхновым, авторы получили исключительно высокое значение постоянной Хаббла на уровне 82 ± 8 километров в секунду на мегапарсек. Эта оценка едва пересекается по нижней границе с результатами по сверхновым со стандартной калибровкой. При этом она гораздо больше полученной при анализе реликтового излучения.

На данный момент ошибки метода высоки, что в первую очередь связано с маленькой выборкой, в которой всего два объекта. Тем не менее, авторы отмечают, что эти результаты очень слабо зависят от других космологических параметров, что делает данный метод перспективным. Возможно, большая статистика позволит разрешить ставшую особенно острой в последние годы «напряженность Хаббла» между различными оценками скорости расширения Вселенной.

Другая попытка построения альтернативной калибровки для сверхновых была недавно предпринята с помощью красных гигантов. Астрофизики ранее предлагали альтернативные объяснения для космологических оценок, которые позволяют примирить их с локальными. В прошлом были подобные идеи и насчет данных по сверхновым, но новые работы не подтверждают существования необходимых особенностей в распределении вещества в ближайшей космической окрестности.

Тимур Кешелава

Три типа расширения Вселенной

Первый класс решений (тот, который нашел Фридман) предполагает, что расширение Вселенной происходит достаточно медленно, так что притяжение между галактиками постепенно замедляет и в конечном счете останавливает его. После этого галактики начинают сближаться, а Вселенная – сжиматься. В соответствии со вторым классом решений Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитация лишь немного замедлит разбегание галактик, но никогда не сможет остановить его. Наконец, есть третье решение, согласно которому Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, чтобы только избежать схлопывания. Со временем скорость разлета галактик становится все меньше и меньше, но никогда не достигает нуля.

Удивительная особенность первой модели Фридмана – то, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, но при этом нигде в пространстве нет никаких границ. Гравитация настолько сильна, что пространство свернуто и замыкается на себя. Это до некоторой степени схоже с поверхностью Земли, которая тоже конечна, но не имеет границ. Если двигаться по поверхности Земли в определенном направлении, то никогда не натолкнешься на непреодолимый барьер или край света, но в конце концов вернешься туда, откуда начал путь. В первой модели Фридмана пространство устроено точно так же, но в трех измерениях, а не в двух, как в случае поверхности Земли. Идея о том, что можно обогнуть Вселенную и вернуться к исходной точке, хороша для научной фантастики, но не имеет практического значения, поскольку, как можно доказать, Вселенная сожмется в точку прежде, чем путешественник вернется в к началу своего пути. Вселенная настолько велика, что нужно двигаться быстрее света, чтобы успеть закончить странствие там, где вы его начали, а такие скорости запрещены (теорией относительности). Во второй модели Фридмана пространство также искривлено, но иным образом. И только в третьей модели крупномасштабная геометрия Вселенной плоская (хотя пространство искривляется в окрестности массивных тел).

Какая из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Остановится ли когда-нибудь расширение Вселенной, и сменится ли оно сжатием, или Вселенная будет расширяться вечно?

Оказалось, что ответить на этот вопрос труднее, чем поначалу представлялось ученым. Его решение зависит главным образом от двух вещей – наблюдаемой ныне скорости расширения Вселенной и ее сегодняшней средней плотности (количества материи, приходящегося на единицу объема пространства). Чем выше текущая скорость расширения, тем большая гравитация, а значит, и плотность вещества, требуется, чтобы остановить расширение. Если средняя плотность выше некоторого критического значения (определяемого скоростью расширения), то гравитационное притяжение материи сможет остановить расширение Вселенной и заставить ее сжиматься. Такое поведение Вселенной отвечает первой модели Фридмана. Если средняя плотность меньше критического значения, тогда гравитационное притяжение не остановит расширения и Вселенная будет расширяться вечно – как во второй фридмановской модели. Наконец, если средняя плотность Вселенной в точности равна критическому значению, расширение Вселенной будет вечно замедляться, все ближе подходя к статическому состоянию, но никогда не достигая его. Этот сценарий соответствует третьей модели Фридмана.

Так какая же модель верна? Мы можем определить нынешние темпы расширения Вселенной, если измерим скорость удаления от нас других галактик, используя эффект Доплера. Это можно сделать очень точно. Однако расстояния до галактик известны не очень хорошо, поскольку мы можем измерять их только косвенно. Поэтому нам известно лишь то, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10% за миллиард лет. Еще более расплывчаты наши знания о нынешней средней плотности Вселенной. Так, если мы сложим массы всех видимых звезд в нашей и других галактиках, сумма будет меньше сотой доли того, что требуется для остановки расширения Вселенной, даже при самой низкой оценке скорости расширения.

Но это далеко не все. Наша и другие галактики должны содержать большое количество некой «темной материи», которую мы не можем наблюдать непосредственно, но о существовании которой мы знаем благодаря ее гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Возможно, лучшим свидетельством существования темной материи являются орбиты звезд на периферии спиральных галактик, подобных Млечному Пути. Эти звезды обращаются вокруг своих галактик слишком быстро, чтобы их могло удерживать на орбите притяжение одних только видимых звезд галактики. Кроме того, большинство галактик входят в состав скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о присутствии темной материи между галактиками в этих скоплениях по ее влиянию на движение галактик. Фактически количество темной материи во Вселенной значительно превышает количество обычного вещества. Если учесть всю темную материю, мы получим приблизительно десятую часть от той массы, которая необходима для остановки расширения.

Нельзя, однако, исключать существования других, еще не известных нам форм материи, распределенных почти равномерно повсюду во Вселенной, что могло бы повысить ее среднюю плотность. Например, существуют элементарные частицы, называемые нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с веществом и которые чрезвычайно трудно обнаружить.

За последние несколько лет разные группы исследователей изучали мельчайшую рябь того микроволнового фона, который обнаружили Пензиас и Вильсон. Размер этой ряби может служить индикатором крупномасштабной структуры Вселенной. Ее характер, похоже, указывает, что Вселенная все-таки плоская (как в третьей модели Фридмана)! Но поскольку суммарного количества обычной и темной материи для этого недостаточно, физики постулировали существование другой, пока не обнаруженной, субстанции – темной энергии.

И словно для того, чтобы еще больше усложнить проблему, недавние наблюдения показали, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется

. Вопреки всем моделям Фридмана! Это очень странно, поскольку присутствие в пространстве вещества – высокой или низкой плотности – может только замедлять расширение. Ведь гравитация всегда действует как сила притяжения. Ускорение космологического расширения – это все равно что бомба, которая собирает, а не рассеивает энергию после взрыва. Какая сила ответственна за ускоряющееся расширение космоса? Ни у кого нет надежного ответа на этот вопрос. Однако, возможно, Эйнштейн все-таки был прав, когда ввел в свои уравнения космологическую постоянную (и соответствующий ей эффект антигравитации).

Как открывали расширение Вселенной

Алексей Левин «Популярная механика» №6, 2012

Всего лишь сто лет назад ученые обнаружили, что наше Мироздание стремительно увеличивается в размерах.

Еще сто лет назад представления о Вселенной базировались на ньютоновской механике и евклидовой геометрии. Даже немногие ученые, такие как Лобачевский и Гаусс, допускавшие (только как гипотезу!) физическую реальность неевклидовой геометрии, считали космическое пространство вечным и неизменным. Изображение: «Популярная механика»

В 1870 году английский математик Уильям Клиффорд пришел к очень глубокой мысли, что пространство может быть искривлено, причем неодинаково в разных точках, и что со временем его кривизна может изменяться. Он даже допускал, что такие изменения как-то связаны с движением материи. Обе эти идеи спустя много лет легли в основу общей теории относительности. Сам Клиффорд до этого не дожил — он умер от туберкулеза в возрасте 34 лет за 11 дней до рождения Альберта Эйнштейна.

Красное смещение

Первые сведения о расширении Вселенной предоставила астроспектрография. В 1886 году английский астроном Уильям Хаггинс заметил, что длины волн звездного света несколько сдвинуты по сравнению с земными спектрами тех же элементов. Исходя из формулы оптической версии эффекта Допплера, выведенной в 1848 году французским физиком Арманом Физо, можно вычислить величину радиальной скорости звезды. Подобные наблюдения позволяют отследить движение космического объекта.

Четверть века спустя эту возможность по-новому использовал сотрудник обсерватории во Флагстаффе в штате Аризона Весто Слайфер, который с 1912 года изучал спектры спиральных туманностей на 24-дюймовом телескопе с хорошим спектрографом. Для получения качественного снимка одну и ту же фотопластинку экспонировали по нескольку ночей, поэтому проект двигался медленно. С сентября по декабрь 1913 года Слайфер занимался туманностью Андромеды и с помощью формулы Допплера–Физо пришел к выводу, что она ежесекундно приближается к Земле на 300 км.

В 1917 году он опубликовал данные о радиальных скоростях 25 туманностей, которые показывали значительную асимметрию их направлений. Только четыре туманности приближались к Солнцу, остальные убегали (и некоторые очень быстро).

Слайфер не стремился к славе и не пропагандировал свои результаты. Поэтому они стали известны в астрономических кругах, лишь когда на них обратил внимание знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон.

Из-за расширения Вселенной судить о расстоянии до далеких галактик непросто. Свет, дошедший через 13 млрд. лет от галактики A1689-zD1 в 3,35 млрд. световых лет от нас (А), «краснеет» и ослабевает по мере преодоления расширяющегося пространства, а сама галактика удаляется (B). Он будет нести информацию о дистанции в красном смещении (13 млрд. св. лет), в угловом размере (3,5 млрд. св. лет), в интенсивности (263 млрд. св. лет), тогда как реальное расстояние составляет 30 млрд. св. лет. Изображение: «Популярная механика»

Из-за расширения Вселенной судить о расстоянии до далеких галактик непросто. Свет, дошедший через 13 млрд. лет от галактики A1689-zD1 в 3,35 млрд. световых лет от нас (А

), «краснеет» и ослабевает по мере преодоления расширяющегося пространства, а сама галактика удаляется (
B
). Он будет нести информацию о дистанции в красном смещении (13 млрд. св. лет), в угловом размере (3,5 млрд. св. лет), в интенсивности (263 млрд. св. лет), тогда как реальное расстояние составляет 30 млрд. св. лет. Изображение: «Популярная механика»

В 1924 году он опубликовал монографию по теории относительности, куда включил перечень найденных Слайфером радиальных скоростей 41 туманности. Там присутствовала все та же четверка туманностей с голубым смещением, в то время как у остальных 37 спектральные линии были сдвинуты в красную сторону. Их радиальные скорости варьировали в пределах 150–1800 км/с и в среднем в 25 раз превышали известные к тому времени скорости звезд Млечного Пути. Это наводило на мысль, что туманности участвуют в иных движениях, нежели «классические» светила.

Космические острова

В начале 1920-х годов большинство астрономов полагало, что спиральные туманности расположены на периферии Млечного Пути, а за его пределами уже нет ничего, кроме пустого темного пространства. Правда, еще в XVIII веке некоторые ученые видели в туманностях гигантские звездные скопления (Иммануил Кант назвал их островными вселенными). Однако эта гипотеза не пользовалась популярностью, поскольку достоверно определить расстояния до туманностей никак не получалось.

Эту задачу решил Эдвин Хаббл, работавший на 100-дюймовом телескопе-рефлекторе калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. В 1923–1924 годах он обнаружил, что туманность Андромеды состоит из множества светящихся объектов, среди которых есть переменные звезды семейства цефеид. Тогда уже было известно, что период изменения их видимого блеска связан с абсолютной светимостью, и поэтому цефеиды пригодны для калибровки космических дистанций. С их помощью Хаббл оценил расстояние до Андромеды в 285 000 парсек (по современным данным, оно составляет 800 000 парсек). Диаметр Млечного Пути тогда полагали приблизительно равным 100 000 парсек (в действительности он втрое меньше). Отсюда следовало, что Андромеду и Млечный Путь необходимо считать независимыми звездными скоплениями. Вскоре Хаббл идентифицировал еще две самостоятельные галактики, чем окончательно подтвердил гипотезу «островных вселенных».

Законы Хаббла

Зависимость скорости далеких объектов от красного смещения согласно СТО, ОТО (зависит от модели и времени, кривая показывает настоящее время и текущую модель). При малых смещениях зависимость линейная. Изображение: «Популярная механика»

Эдвин Хаббл эмпирически выявил примерную пропорциональность красных смещений и галактических дистанций, которую он с помощью формулы Допплера–Физо превратил в пропорциональность между скоростями и расстояниями. Так что мы имеем здесь дело с двумя различными закономерностями.

Хаббл не знал, как эти закономерности связаны друг с другом, но что об этом говорит сегодняшняя наука?

Как показал еще Леметр, линейная корреляция между космологическими (вызванными расширением Вселенной) красными смещениями и дистанциями отнюдь не абсолютна. На практике она хорошо соблюдается лишь для смещений, меньших 0,1. Так что эмпирический закон Хаббла не точный, а приближенный, да и формула Допплера–Физо справедлива только для небольших смещений спектра.

А вот теоретический закон, связывающий радиальную скорость далеких объектов с расстоянием до них (с коэффициентом пропорциональности в виде параметра Хаббла V

=
Hd
), справедлив для любых красных смещений. Однако фигурирующая в нем скорость
V
— вовсе не скорость физических сигналов или реальных тел в физическом пространстве. Это скорость возрастания дистанций между галактиками и галактическими скоплениями, которое обусловлено расширением Вселенной. Мы бы смогли ее измерить, только если были бы в состоянии останавливать расширение Вселенной, мгновенно протягивать мерные ленты между галактиками, считывать расстояния между ними и делить их на промежутки времени между измерениями. Естественно, законы физики этого не позволяют. Поэтому космологи предпочитают использовать параметр Хаббла
H
в другой формуле, где фигурирует масштабный фактор Вселенной, который как раз и описывает степень ее расширения в различные космические эпохи (поскольку этот параметр изменяется со временем, его современное значение обозначают
H
0). Вселенная сейчас расширяется с ускорением, так что величина хаббловского параметра возрастает.

Измеряя космологические красные смещения, мы получаем информацию о степени расширения пространства. Свет галактики, пришедший к нам с космологическим красным смещением z

, покинул ее, когда все космологические дистанции были в 1 +
z
раз меньшими, нежели в нашу эпоху. Получить об этой галактике дополнительные сведения, такие как ее нынешняя дистанция или скорость удаления от Млечного Пути, можно лишь с помощью конкретной космологической модели. Например, в модели Эйнштейна—де Ситтера галактика с
z
= 5 отдаляется от нас со скоростью, равной 1,1
с
(скорости света). А если сделать распространенную ошибку и просто уравнять
V
/
c
и
z
, то эта скорость окажется впятеро больше световой. Расхождение, как видим, нешуточное.

Справедливости ради стоит отметить, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астроном Эрнст Опик, чей результат — 450 000 парсек — был ближе к правильному. Однако он использовал ряд теоретических соображений, которые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла.

К 1926 году Хаббл провел статистический анализ наблюдений четырех сотен «внегалактических туманностей» (этим термином он пользовался еще долго, избегая называть их галактиками) и предложил формулу, позволяющую связать расстояние до туманности с ее видимой яркостью. Несмотря на огромные погрешности этого метода, новые данные подтверждали, что туманности распределены в пространстве более или менее равномерно и находятся далеко за границами Млечного Пути. Теперь уже не приходилось сомневаться, что космос не замыкается на нашей Галактике и ее ближайших соседях.

Модельеры космоса

Эддингтон заинтересовался результатами Слайфера еще до окончательного выяснения природы спиральных туманностей. К этому времени уже существовала космологическая модель, в определенном смысле предсказывавшая эффект, выявленный Слайфером. Эддингтон много размышлял о ней и, естественно, не упустил случая придать наблюдениям аризонского астронома космологическое звучание.

Современная теоретическая космология началась в 1917 году двумя революционными статьями, представившими модели Вселенной, построенные на основе общей теории относительности. Одну из них написал сам Эйнштейн, другую — голландский астроном Виллем де Ситтер.

Эйнштейн в духе времени считал, что Вселенная как целое статична (он пытался сделать ее еще и бесконечной в пространстве, но не смог найти корректные граничные условия для своих уравнений). В итоге он построил модель замкнутой Вселенной, пространство которой обладает постоянной положительной кривизной (и поэтому она имеет постоянный конечный радиус). Время в этой Вселенной, напротив, течет по-ньютоновски, в одном направлении и с одинаковой скоростью. Пространство-время этой модели искривлено за счет пространственной компоненты, в то время как временная никак не деформирована. Статичность этого мира обеспечивает специальный «вкладыш» в основное уравнение, препятствующий гравитационному схлопыванию и тем самым действующий как вездесущее антигравитационное поле. Его интенсивность пропорциональна особой константе, которую Эйнштейн назвал универсальной (сейчас ее называют космологической постоянной).

Эйнштейновская модель позволила вычислить размер Вселенной, общее количество материи и даже значение космологической постоянной. Для этого нужна лишь средняя плотность космического вещества, которую, в принципе, можно определить из наблюдений. Не случайно этой моделью восхищался Эддингтон и использовал на практике Хаббл. Однако ее губит неустойчивость, которую Эйнштейн просто не заметил: при малейшем отклонении радиуса от равновесного значения эйнштейновский мир либо расширяется, либо претерпевает гравитационный коллапс. Поэтому к реальной Вселенной такая модель отношения не имеет.

Пустой мир

Де Ситтер тоже построил, как он сам считал, статичный мир постоянной положительной кривизны. В нем присутствует эйнштейновская космологическая константа, но зато полностью отсутствует материя. При введении пробных частиц сколь угодно малой массы они разбегаются и уходят в бесконечность. Кроме того, время на периферии вселенной де Ситтера течет медленней, нежели в ее центре. Из-за этого с больших расстояний световые волны приходят с красным смещением, даже если их источник неподвижен относительно наблюдателя. Поэтому в 1920-е годы Эддингтон и другие астрономы задались вопросом: не имеет ли модель де Ситтера чего-нибудь общего с реальностью, отраженной в наблюдениях Слайфера?

Эти подозрения подтвердились, хоть и в ином плане. Статичность вселенной де Ситтера оказалась мнимой, поскольку была связана с неудачным выбором координатной системы. После исправления этой ошибки пространство де Ситтера оказалось плоским, евклидовым, но нестатичным. Благодаря антигравитационной космологической константе оно расширяется, сохраняя при этом нулевую кривизну. Из-за этого расширения длины волн фотонов возрастают, что и влечет за собой предсказанный де Ситтером сдвиг спектральных линий. Стоит отметить, что именно так сегодня объясняют космологическое красное смещение далеких галактик.

Сопутствующие координаты

В космологических вычислениях удобно пользоваться сопутствующими координатными системами, которые расширяются в унисон с расширением Вселенной.

В идеализированной модели, где галактики и галактические кластеры не участвуют ни в каких собственных движениях, их сопутствующие координаты не меняются. А вот дистанция между двумя объектами в данный момент времени равна их постоянной дистанции в сопутствующих координатах, умноженной на величину масштабного фактора для этого момента. Такую ситуацию легко проиллюстрировать на надувном глобусе: широта и долгота каждой точки не меняются, а расстояние между любой парой точек увеличивается с ростом радиуса.

Использование сопутствующих координат помогает осознать глубокие различия между космологией расширяющейся Вселенной, специальной теорией относительности и ньютоновской физикой. Так, в ньютоновской механике все движения относительны, и абсолютная неподвижность не имеет физического смысла. Напротив, в космологии неподвижность в сопутствующих координатах абсолютна и в принципе может быть подтверждена наблюдениями.

Специальная теория относительности описывает процессы в пространстве-времени, из которого можно с помощью преобразований Лоренца бесконечным числом способов вычленять пространственные и временные компоненты. Космологическое пространство-время, напротив, естественно распадается на искривленное расширяющееся пространство и единое космическое время. При этом скорость разбегания далеких галактик может многократно превышать скорость света.

От статистики к динамике

История открыто нестатичных космологических теорий начинается с двух работ советского физика Александра Фридмана, опубликованных в немецком журнале Zeitschrift fur Physik

в 1922 и 1924 годах. Фридман просчитал модели вселенных с переменной во времени положительной и отрицательной кривизной, которые стали золотым фондом теоретической космологии. Однако современники эти работы почти не заметили (Эйнштейн сначала даже счел первую статью Фридмана математически ошибочной). Сам Фридман полагал, что астрономия еще не обладает арсеналом наблюдений, позволяющим решить, какая из космологических моделей более соответствует реальности, и потому ограничился чистой математикой. Возможно, он действовал бы иначе, если бы ознакомился с результатами Слайфера, однако этого не случилось.

По-другому мыслил крупнейший космолог первой половины XX века Жорж Леметр. На родине, в Бельгии, он защитил диссертацию по математике, а затем в середине 1920-х изучал астрономию — в Кембридже под руководством Эддингтона и в Гарвардcкой обсерватории у Харлоу Шепли (во время пребывания в США, где он подготовил вторую диссертацию в МIT, он познакомился со Слайфером и Хабблом). Еще в 1925 году Леметру впервые удалось показать, что статичность модели де Ситтера мнимая. По возвращении на родину в качестве профессора Лувенского университета Леметр построил первую модель расширяющейся вселенной, обладающую четким астрономическим обоснованием. Без преувеличения, эта работа стала революционным прорывом в науке о космосе.

Вселенская революция

Космологическая модель Леметра, описывающая расширение Вселенной, намного опередила свое время. Вселенная Леметра начинается с Большого взрыва, после которого расширение сначала замедляется, а затем начинает ускоряться. Изображение: «Популярная механика»

В своей модели Леметр сохранил космологическую константу с эйнштейновским численным значением. Поэтому его вселенная начинается статичным состоянием, но со временем из-за флуктуаций вступает на путь постоянного расширения с возрастающей скоростью. На этой стадии она сохраняет положительную кривизну, которая уменьшается по мере роста радиуса. Леметр включил в состав своей вселенной не только вещество, но и электромагнитное излучение. Этого не сделали ни Эйнштейн, ни де Ситтер, чьи работы были Леметру известны, ни Фридман, о котором он тогда ничего не знал.

Леметр еще в США предположил, что красные смещения далеких галактик возникают из-за расширения пространства, которое «растягивает» световые волны. Теперь же он доказал это математически. Он также продемонстрировал, что небольшие (много меньшие единицы) красные смещения пропорциональны расстояниям до источника света, причем коэффициент пропорциональности зависит только от времени и несет информацию о текущем темпе расширения Вселенной. Поскольку из формулы Допплера–Физо следовало, что радиальная скорость галактики пропорциональна красному смещению, Леметр пришел к выводу, что эта скорость также пропорциональна ее удаленности. Проанализировав скорости и дистанции 42 галактик из списка Хаббла и приняв во внимание внутригалактическую скорость Солнца, он установил значения коэффициентов пропорциональности.

Незамеченная работа

Свою работу Леметр опубликовал в 1927 году на французском языке в малочитаемом журнале «Анналы Брюссельского научного общества». Считают, что это послужило основной причиной, из-за которой она поначалу осталась практически незамеченной (даже его учителем Эддингтоном). Правда, осенью того же года Леметр смог обсудить свои выводы с Эйнштейном и узнал от него о результатах Фридмана. У создателя ОТО не было технических возражений, однако он решительно не поверил в физическую реальность леметровской модели (подобно тому, как раньше не принял фридмановские выводы).

Графики Хаббла

Между тем в конце 1920-х годов Хаббл и Хьюмасон выявили линейную корреляцию между расстояниями до 24 галактик и их радиальными скоростями, вычисленными (в основном еще Слайфером) по красным смещениям. Хаббл сделал из этого вывод о прямой пропорциональности радиальной скорости галактики расстоянию до нее. Коэффициент этой пропорциональности сейчас обозначают H

0 и называют параметром Хаббла (по последним данным, он немного превышает 70 (км/с)/мегапарсек).

Статья Хаббла с графиком линейной зависимости между галактическими скоростями и дистанциями была опубликована в начале 1929 года. Годом ранее молодой американский математик Хауард Робертсон вслед за Леметром вывел эту зависимость из модели расширяющейся Вселенной, о чем Хаббл, возможно, знал. Однако в его знаменитой статье эта модель ни прямо, ни косвенно не упоминалась. Позднее Хаббл высказывал сомнения, что фигурирующие в его формуле скорости реально описывают движения галактик в космическом пространстве, однако всегда воздерживался от их конкретной интерпретации. Смысл своего открытия он видел в демонстрации пропорциональности галактических расстояний и красных смещений, остальное предоставлял теоретикам. Поэтому при всем уважении к Хабблу считать его первооткрывателем расширения Вселенной нет никаких оснований.

И все-таки она расширяется!

Тем не менее Хаббл подготовил почву для признания расширения Вселенной и модели Леметра. Уже в 1930 году ей воздали должное такие мэтры космологии, как Эддингтон и де Ситтер; немногим позже ученые заметили и по достоинству оценили работы Фридмана. В 1931 году с подачи Эддингтона Леметр перевел на английский свою статью (с небольшими купюрами) для «Ежемесячных известий Королевского астрономического общества». В этом же году Эйнштейн согласился с выводами Леметра, а годом позже совместно с де Ситтером построил модель расширяющейся Вселенной с плоским пространством и искривленным временем. Эта модель из-за своей простоты долгое время была очень популярна среди космологов.

В том же 1931 году Леметр опубликовал краткое (и без всякой математики) описание еще одной модели Вселенной, объединявшей в себе космологию и квантовую механику. В этой модели начальным моментом выступает взрыв первичного атома (Леметр также называл его квантом), породивший и пространство, и время. Поскольку тяготение тормозит расширение новорожденной Вселенной, его скорость уменьшается — не исключено, что почти до нуля. Позднее Леметр ввел в свою модель космологическую постоянную, заставившую Вселенную со временем перейти в устойчивый режим ускоряющегося расширения. Так что он предвосхитил и идею Большого взрыва, и современные космологические модели, учитывающие присутствие темной энергии. А в 1933 году он отождествил космологическую постоянную с плотностью энергии вакуума, о чем до того никто еще не додумался. Просто удивительно, насколько этот ученый, безусловно достойный титула первооткрывателя расширения Вселенной, опередил свое время!

Ошибка Эйнштейна

Расширение Вселенной могло быть предсказано в любой момент в девятнадцатом или восемнадцатом веке и даже в конце семнадцатого столетия. Однако вера в статическую Вселенную была столь сильна, что заблуждение сохраняло власть над умами до начала двадцатого столетия. Даже Эйнштейн был настолько уверен в статичности Вселенной, что в 1915 году внес специальную поправку в общую теорию относительности, искусственно добавив в уравнения особый член, получивший название космологической постоянной, который обеспечивал статичность Вселенной.

Космологическая постоянная проявлялась как действие некой новой силы – «антигравитации», которая, в отличие от других сил, не имела никакого определенного источника, а просто была неотъемлемым свойством, присущим самой ткани пространства-времени. Под влиянием этой силы пространство-время обнаруживало врожденную тенденцию к расширению. Подбирая величину космологической постоянной, Эйнштейн мог варьировать силу данной тенденции. С ее помощью он сумел в точности уравновесить взаимное притяжение всей существующей материи и получить в результате статическую Вселенную.

Позже Эйнштейн отверг идею космологической постоянной, признав ее своей «самой большой ошибкой». Как мы скоро убедимся, сегодня есть причины полагать, что в конце концов Эйнштейн мог все же быть прав, вводя космологическую постоянную. Но Эйнштейна, должно быть, более всего удручало то, что он позволил своей вере в неподвижную Вселенную перечеркнуть вывод о том, что Вселенная должна расширяться, предсказанный его же собственной теорией. Кажется, только один человек разглядел это следствие общей теории относительности и принял его всерьез. Пока Эйнштейн и другие физики искали, как избежать нестатичности Вселенной, российский физик и математик Александр Фридман, наоборот, настаивал на том, что она расширяется.

Фридман сделал относительно Вселенной два очень простых предположения: что она одинаково выглядит, в каком бы направлении мы ни смотрели, и что данное положение верно, независимо от того, из какой точки Вселенной мы смотрим. Опираясь на эти две идеи и решив уравнения общей теории относительности, он доказал, что Вселенная не может быть статической. Таким образом, в 1922 году, за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман в точности предсказал расширение Вселенной!

Столетия назад христианская церковь признала бы его еретическим, так как церковная доктрина постулировала, что мы занимаем особое место в центре мироздания. Но сегодня мы принимаем это предположение Фридмана по едва ли не противоположной причине, из своего рода скромности: нам показалось бы совершенно удивительным, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только для нас, но не для других наблюдателей во Вселенной!

Расширение Вселенной и сфера Хаббла

Давайте представим, что наблюдаем в суперогромный телескоп, в которой видно, что угодно во Вселенной. Она расширяется и её галактики удаляются от нас. Причём, чем пространственно дальше относительно нас находятся они, тем быстрее галактики удаляются. Давайте посмотрим всё дальше и дальше. И на каком-то расстоянии выяснится, что все тела удаляются относительно нас со световой скоростью. Так образуется сфера, которая называется, сфера Хаббла. Сейчас до неё чуть менее 14 млрд.св.лет, и всё за её пределами улетает относительно нас быстрее света. Казалось бы, что это противоречит Теории Относительности, ведь скорость не может превышать световую. Но нет, ведь тут речь не о скорости самих объектов, а о скорости расширения пространства. А это совсем другое и она может быть какой угодно. Но мы можем посмотреть и дальше. На некотором расстоянии объекты удаляются настолько быстро, что мы их вообще никогда не увидим. Фотоны, испущенные в нашу сторону просто никогда не достигнут Земли. Они словно человек, идущий против движения эскалатора. Будут уноситься назад быстро расширяющимся пространством. Граница, где такое происходит, называется Горизонтом частиц. Сейчас до него около 46,5 млрд.св.лет. Расстояние это увеличивается, ведь Вселенная расширяется. Это граница, так называемой, Наблюдаемой Вселенной. И всё за пределами этой границы, мы никогда никогда не увидим. И вот тут вот самое интересное. А что же за ней? Может быть, это и есть ответ на вопрос?! Оказывается всё очень прозаично. На самом-то деле никакой границы нет. И там на миллиарды миллиарды километров простираются такие же Галактики, звёзды и планеты.

Но как?! Как так получается?!

Космологи спорят о скорости расширения Вселенной

Новые измерения могут разрушить стандартную теорию космоса, царившую 21 год — с момента открытия тёмной энергии.

В 1998 году две команды космологов пришли к выводу, что десятки далёких сверхновых звёзд, за которыми они наблюдали, удаляются от Земли всё быстрее и быстрее. Это означает, что — вопреки ожиданиям — расширение Вселенной ускоряется, и, следовательно, её пространство более чем на две трети должна заполнять толкающая «тёмная энергия». За это открытие глава Космологического проекта исследования сверхновых (Supernova Cosmology Project) Сол Перлмуттер (Saul Perlmutter) и лидеры Команды поиска сверхновых на больших красных смещениях (High-Z Supernova Search Team) Брайан Шмидт (Brian Schmidt) и Адам Рисс (Adam Guy Riess) получили Нобелевскую премию по физике 2011 года.

Перенесёмся в июль нынешнего года.

Три недели назад утром в понедельник многие ведущие космологи мира собрались в Санта-Барбаре, Калифорния, чтобы обсудить пути выхода из весьма щекотливой ситуации. Адам Рисс, которому сейчас 49 лет, вышел к доске семинарской аудитории, чтобы выступить перед собравшимися со вступительной речью. Рисс, человек-бульдог в клетчатой рубашке с короткими рукавами, изложил добытые им самим и другими космологами факты, говорящие о том, что в настоящее время Вселенная расширяется очень быстро — быстрее, чем получается при экстраполяции теоретического описания ранней Вселенной на её нынешнее состояние. «Если поздняя Вселенная не соответствует ранней, нам следует задуматься о создании новой физики», — заявил он.

На карту поставлена судьба стандартной теории космоса, воцарившейся в космологии после открытия тёмной энергии. Эта теория, которую называют ΛCDM, охватывая всю видимую материю и энергию Вселенной, а также тёмную энергию, представленную в названии греческой буквой Λ («лямбда»), и холодную тёмную материю (cold dark matter, CDM), объясняет их развитие в соответствии с теорией гравитации Альберта Эйнштейна. ΛCDM прекрасно описывает характерные свойства ранней Вселенной — паттерны, ярче всего проявляющие себя в реликтовых микроволнах, приходящих из того критического момента развития космоса, когда ему было всего лишь 380 000 лет. С тех пор, как в 2013 году была создана первая карта этого «космического микроволнового фона» по данным космического телескопа «Планк», учёные смогли точно построить шкалу расстояний в ранней Вселенной и, используя ΛCDM для быстрой перемотки с о до о, получить текущую скорость космического расширения, известную как постоянная Хаббла, или H0.

По расчётам команды обсерватории «Планк» выходит, что Вселенная должна расширяться со скоростью 67,4 километра в секунду на мегапарсек. Другими словами, глядя всё дальше в пространство, вы должны видеть его уменьшающимся всё быстрее со скоростью 67,4 километра в секунду на каждый мегапарсек. Такая же картина при надувании воздушного шарика: расстояние между двумя метками на его поверхности растёт тем быстрее, чем дальше эти метки друг от друга. Измерение характерного свойства ранней Вселенной под названием «барионные акустические колебания» дало точно такой же результат, какой получила команда «Планка»: H0 = 67,4. Тем не менее, Рисс и члены его группы, наблюдая за реальной Вселенной в течение шести лет, пришли к выводу, что данные расчёты ущербны.

В то июльское утро в семинарской аудитории, из которой местами был виден Тихий океан, в глазах Адама Рисса, похоже, маячила вторая Нобелевская премия. Ни один из сотни собравшихся здесь специалистов, — а на конференцию были приглашены представители всех крупных космологических проектов, теоретики и другие учёные, занимающиеся вопросами космологии, — никто не мог отрицать, что в минувшую пятницу шансы Рисса на успех значительно выросли.

Накануне конференции команда космологов, именующая себя H0LiCOW, опубликовала свой новый расчёт скорости расширения Вселенной. С помощью света шести далёких квазаров H0LiCOW получила для H0 73,3 километра в секунду на мегапарсек, что существенно выше результата, полученного командой «Планка». Но важнее было другое: насколько близки числа для H0 команды H0LiCOW и команды SH0ES во главе с Риссом. SH0ES измеряет космическое расширение, используя «лестницу космических расстояний» — ступенчатый метод определения дальности. Последнее измерение, выполненное SH0ES в марте, дало для H0 число 74,0, что не выходит за рамки погрешности по отношению к результату, полученному командой H0LiCOW.

«Это следует называть не напряжённостью или проблемой, а кризисом». Дэвид Гросс

«Моё сердце трепетало», — поведал мне Рисс о том, какое впечатление произвёл на него результат измерений H0LiCOW, опубликованный за две недели до Санта-Барбары.

Шесть лет команда SH0ES утверждала, что обнаружила несоответствие теоретической картины ранней Вселенной современным эмпирическим данным. И вот объединённые измерения SH0ES и H0LiCOW перешли статистический порог, известный как «пять сигм», а это означает открытие новой физики. Если реальное численное значение постоянной Хаббла не 67, а 73 или 74, то получается, что ΛCDM не учитывает некий фактор, ускоряющий космическое расширение, и, добавив этот ингредиент к уже известному сочетанию вещества и энергии, можно выйти на более глубокое теоретическое описание космоса по сравнению с той космологической картиной, которая создана в рамках ΛCDM.

В своей вступительной речи Рисс подчеркнул принципиальное значение различия между числами 67 и 73: «Эту разницу, по-видимому, нельзя не учитывать».

«У нас это называется «напряжением, которое создаёт постоянная Хаббла», — добавил он, — но не пришло ли время назвать это проблемой?»

Вопрос Рисса был адресован нобелевскому лауреату Дэвиду Гроссу (David Gross), исследователю элементарных частиц и бывшему директору Института теоретической физики имени Кавли (Kavli Institute for Theoretical Physics, KITP), на территории которого проходила конференция.

«Это следует называть не напряжением или проблемой, а кризисом, — ответил Гросс.

«А раз так, то мы оказались в критическом состоянии».

Для теоретиков, исследующих космос, кризис — это шанс сделать важное открытие. После Рисса выступил Ллойд Нокс (Lloyd Knox), член команды «Планка». «Возможно, — сказал он, — что напряжение, создаваемое постоянной Хаббла, — это впечатляющий крах ΛCDM, которого мы все или многие из нас ждали и на который надеялись».

Бессмыслица постоянной Хаббла

Когда запланированные на этот день выступления закончились, немало участников конференции, чтобы добраться до отеля, набилось в автобус. Он повёз нас по дороге, вдоль которой росли пальмы. Справа был вид на океан, слева — на маячившие вдали горы Санта-Инес. Венди Фридман (Wendy Freedman), ветеран измерения постоянной Хаббла, получившая за эту работу ряд наград, сидела во втором ряду. Худая, тихая женщина 62 лет, Фридман возглавляла команду, которая в 2001 году впервые измерила H0 с точностью ±10%. Полученный тогда результат — 72.

Водитель автобуса, молодой бородач-калифорниец, узнав о Hubble trouble (о расхождении, возникшем при измерении постоянной Хаббла), предложил называть эту трудность не напряжением, проблемой или кризисом, а бессмыслицей (surd): бессмыслицей постоянной Хаббла.

Хотя данное расхождение стало очевидным, Фридман, однако, выглядела гораздо менее возбуждённой, чем большинство участников конференции, и не спешила признать возникшую ситуацию критической. «Нам предстоит ещё много работы», — тихо сказала она, еле произнося слова.

Используя метод лестницы космических расстояний, Фридман потратила десятилетия на то, чтобы улучшить измерение H0. В течение долгого времени она калибровала ступени своей лестницы, используя как «стандартные свечи» цефеиды — те же пульсирующие звезды известной яркости, какие с той же целью использует и SH0ES. Однако неизвестные источники ошибок постоянно держат её в напряжении. «Она знает, где шкаф со скелетами», — сказал муж Фридман и её ближайший помощник Барри Мадор (Barry Madore), мужчина с седыми бакенбардами, сидевший впереди рядом с водителем.

«Если поздняя Вселенная не соответствует ранней, нам следует задуматься о создании новой физики». Адам Рисс

По словам Фридман, несколько лет назад она и Мадор в рамках созданной ими Программы измерения постоянной Хаббла института Карнеги и Чикагского университета (Carnegie-Chicago Hubble Program, CCHP) решили использовать звёзды «вершины ветви красных гигантов» (tip of the red giant branch, TRGB) для калибровки новой лестницы космических расстояний. TRGB — это этап эволюции звёзд, подобных нашему солнцу, который ненадолго наступает в конце их жизни. Распухшие и красные, они, становясь всё ярче и ярче, достигают, наконец, характерной для них максимальной яркости, создаваемой внезапным воспламенением гелия в их ядрах. В 1993 году Фридман, Мадор и Ли Мён Гён (Myung Gyoon Lee) первыми указали на то, что достигшие пика яркости красные гиганты могут играть роль стандартных свечей. И вот Венди Фридман заставила эти звёзды работать на космологию. Приехав к отелю, мы вышли из автобуса, и я спросила её, когда состоится её выступление. «Мой доклад завтра, второй после ланча», — ответила она.

«Не пропусти», — сказал мне Мадор с задорным блеском в глазах, перед тем как мы расстались.

Оказавшись в своём номере отеля, я заглянула в «Твиттер» и обнаружила, что всё изменилось. Группа космологов во главе с Фридман и Мадором только что опубликовала научную статью. Используя звёзды вершины ветви красных гигантов, команда CCHP измерила постоянную Хаббла и получила значение 69,8. Это число существенно меньше, чем 74,0 команды SH0ES, использовавшей цефеиды, и 73,3 команды H0LiCOW, использовавшей квазары, и от него больше, чем полпути, до 67,4 команды «Планка». «На данном этапе нашей дискуссии в неё решила вмешаться Вселенная, не так ли?» — твитнул один из астрофизиков. Бессмыслица нарастала.

От Дэна Сколника (Dan Scolnic), молодого очкарика из команды SH0ES, которая базируется в Университете Дьюка (Duke University), я узнала, что он, Рисс и два других члена команды собрались вместе, «пытаясь понять содержание этой научной статьи». «Потом, — поведал мне Сколник, — Адам и я пошли ужинать, и мы были весьма озадачены, ибо цефеиды и звёзды TRGB во всех известных нам более ранних публикациях давали результаты с высоким уровнем корреляции».

Вскоре они нашли ключ к разгадке: при изучении текста статьи их внимание привлекло то, что на первой ступени лестницы космических расстояний команда CCHP применила новый способ измерения воздействия пыли при калибровке свойственной звёздам TRGB яркости. «У нас возникла масса вопросов по отношению к этому новому методу», — сказал Сколник. Как и другие участники конференции, распределённые по всему отелю Best Western Plus, Рисс и члены его команды жаждали услышать, что скажет Фридман, и потому с нетерпением ждали следующего дня. «Завтра будет интересно», — твитнул Сколник.

Построить лестницу расстояний

Напряжённость, проблема, кризис, бессмыслица — вот с чем ассоциировалась постоянная Хаббла на протяжении 90 лет, с тех пор как американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) показал на диаграммах космических расстояний и скоростей удаления галактик, что космическое пространство и всё, что в нём находится, удаляются от нас (впрочем, сам Хаббл не признавал справедливость этого утверждения). Расширение космоса, одно из величайших космологических открытий всех времён, подразумевает конечность существования Вселенной.

Отношение скорости удаления космического объекта к расстоянию до него даёт постоянную Хаббла. Но если скорость удаления звезды или галактики рассчитать легко, — достаточно измерить доплеровское смещение частоты идущего к нам сигнала, подобное изменению тона сирены уезжающей кареты скорой помощи, — то расстояние до этой точки, светящейся в ночном небе, определить гораздо труднее.

В 1908 году Генриетта Суон Ливитт (Henrietta Swan Leavitt), человек-компьютер из обсерватории Гарвардского колледжа, обнаружила, что звёзды-цефеиды пульсируют с частотой, пропорциональной их светимости. Большие, яркие цефеиды пульсируют медленнее, чем маленькие, тусклые (точь-в-точь как в случае с аккордеоном: чем больше инструмент, тем труднее сжимать-разжимать его мех). А раз так, то по пульсации далёкой цефеиды можно рассчитать, какова её действительная яркость. Сравнение полученного результата с тем, насколько тусклой выглядит звезда, позволяет определить, какое до неё расстояние — а также расстояние до галактики, в которой она находится.

В 20-х годах ХХ века Хаббл с помощью цефеид и закона Ливитт исследовал туманность Андромеды и другие «спиральные туманности» (как их тогда называли). Вывод оказался таким: эти туманности — автономные галактики, находящиеся далеко за пределами нашего Млечного пути. Так впервые удалось продемонстрировать, что Млечный Путь — это не вся Вселенная, что Вселенная, на самом деле, необозримо велика. Затем Хаббл применил цефеиды для определения расстояний до близлежащих галактик, в результате чего по графикам скоростей их удаления был установлен факт расширения космического пространства.

У Хаббла скорость этого расширения получилась слишком большой: 500 километров в секунду на мегапарсек, но впоследствии космологи, используя цефеиды для калибровки всё более точных лестниц космических расстояний, получили значительно меньшее число. Начиная с 70-х годов ХХ века выдающийся астроном-космолог и протеже Хаббла Аллан Сэндидж (Allan Sandage) взялся утверждать, что H0 равняется примерно 50. Его конкуренты, опираясь на различные астрономические наблюдения, выставляли вдвое большее значение — примерно 100. В начале 80-х годов дискуссия на тему «50 или 100» была такой яростной, что представители обеих сторон не стеснялись язвительно высмеивать друг друга. Именно в это бурное время молодая канадка Фридман, работавшая как постдок там же, где и Сэндидж, — в Обсерваториях Института Карнеги (Carnegie Observatories) в Пасадене, Калифорния, — приступила к улучшению космических лестниц.

Чтобы построить лестницу расстояний, начинают с калибровки расстояния до звёзд известной светимости, таких как цефеиды. Они играют роль стандартных свечей и используются для калибровки расстояний до более слабых цефеид в далёких галактиках. Так становятся известными расстояния до «сверхновых типа 1a» в этих же галактиках — до предсказуемых вспышек, которые тоже служат в качестве стандартных свечей. Сверхновые — довольно редкое явление, но зато они гораздо ярче, чем цефеиды. Затем эти сверхновые используются для калибровки расстояний до сотен более далёких сверхновых в галактиках, которые свободно движутся, увлекаемые «потоком Хаббла» — течением расширяющегося космического пространства. Это и есть те сверхновые, отношение скорости удаления которых к расстоянию до них позволяет с большой точностью определить H0.

Но тут возникают проблемы. Хотя, как считают учёные, по тусклости стандартной свечи можно судить о её удалённости от нас, на яркость звёзд влияет и пыль, заставляя думать, что они дальше, чем на самом деле. Напротив, звёзды кажутся ярче и, следовательно, ближе, если их окружают другие звёзды. Кроме того, даже у звёзд, которые, с точки зрения науки, представляют собой надёжные стандартные свечи, есть индивидуальные особенности, связанные с их возрастом и металличностью, а раз так, то надо вводить соответствующие поправки. Фридман разработала ряд методов, позволяющих эффективно бороться со многими источниками систематических ошибок. Когда она, измеряя H0, стала получать более высокие числа, чем то, которое установил Сэндидж, их отношения серьёзно испортились. «Для него я была зелёной выскочкой», — сказала Фридман, беседуя со мной в 2020 году. Тем не менее, в 90-х годах ХХ века ей удалось возглавить проект по созданию и запуску на околоземную орбиту космического телескопа «Хаббл». Реализация этой миссии сделала возможным измерение расстояний до цефеид и сверхновых с гораздо большей точностью, чем прежде. В 2001 году команда Фридман, объявив, что H0 равняется 72, оказалась примерно посередине между противоборствующими сторонами в дискуссии «50 или 100».

«У нас три мегахита за последнюю неделю. И я никак не могу уразуметь, к чему мы пришли». Дэн Сколник

Два года спустя Фридман назначили директором Обсерваторий Карнеги, и Сэндидж превратился в её подчинённого. Она проявляла учтивость, и он оттаял. Но, по её словам, «он до самого последнего дня считал, что у постоянной Хаббла должно быть очень низкое значение».

Спустя несколько лет после того, как Фридман получила число 72 с точностью ±10%, в борьбу за улучшение лестницы космических расстояний вступил Адам Рисс, профессор Университета Джонса Хопкинса. Он твёрдо решил свести погрешность при измерении H0 к 1%, чтобы лучше понять, что такое открытая им (вместе с Перлмуттером и Шмидтом) тёмная энергия. С тех пор его команда SH0ES постоянно укрепляла ступени лестницы — особенно первую и самую важную: ступень калибровки. Рисс высказался об этом так: «Стоит научиться определять расстояния — и жить становится легче: остаётся измерять соотношения». В настоящее время SH0ES использует пять независимых способов определения расстояний до цефеид, используемых в качестве калибраторов. «Уровень корреляции довольно высок, и это вселяет в нас уверенность», — заявил он. В 2009 году, собирая данные и улучшая анализ, команде Рисса удалось снизить погрешность при измерении H0 до 5%. В последующие годы погрешность довели до 3,3%, потом до 2,4%, и, наконец, в марте нынешнего года дошли до 1,9% .

Между тем, начиная с 2013 года, всё более точные итерации команды «Планка» при создании карты космического микроволнового фона позволили ей экстраполировать полученные данные на определение с небывалой точностью значения H0. Согласно анализу 2020 года, проведённому этой командой, H0 равняется 67,4 с точностью ±1%. Поскольку разница между результатами команд «Планка» и SH0ES составила более чем «четыре сигмы», возникла острая необходимость в проведении независимых измерений.

Томмазо Треу (Tommaso Treu), один из основателей команды H0LiCOW и профессор Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе (University of California, Los Angeles), ещё на студенческой скамье в Пизе мечтал об измерении постоянной Хаббла с помощью космографии, использующей задержки во времени, (time-delay cosmography) — метода, который позволяет определять космические расстояния, не проходя ступени космологической лестницы. Вместо ступенчатого продвижения вы напрямую измеряете расстояние до квазара — мерцающего, сияющего центра далёкой галактики — путём тщательного измерения при появлении различных его образов задержки во времени, возникающей из-за того, что его свет огибает некий промежуточный сгусток материи.

Но пока Треу и его коллеги занимались сбором и анализом данных о квазарах, Фридман, Мадор, их аспиранты и постдоки разворачивали свои исследования в сторону звёзд вершины ветви красных гигантов. Если цефеиды молоды и, чтобы их обнаружить, нужно рыскать по пыльным, густонаселённым галактическим центрам, то звёзды TRGB старые и их местонахождение — чистые окраинные зоны галактик. Используя космический телескоп «Хаббл», чтобы наблюдать звёзды TRGB в 15 галактиках, где имеются и сверхновые типа 1a, команда CCHP Венди Фридман смогла раздвинуть свою лестницу до сверхновых звёзд в потоке Хаббла, измерить H0 и получить ещё одно число в дополнение к 67,4 команды «Планка» и 74,0 команды SH0ES.

«На каком-то уровне, мне кажется, у тебя обязательно свербит: «Послушай, ты не можешь не прийти к какому-то из имеющихся результатов», верно? — сказала мне Фридман. — И вот ты как бы… очутилась в середине. И — «О! Это интересно. Окей». Вот к этому мы и пришли».

Застряли в середине

Утром после того вечера, когда была опубликована статья Фридман, моим соседом в автобусе оказался теоретик по имени Фрэнсис-Ян Кир-Расин (Francis-Yan Cyr-Racine) из Университета Нью-Мексико (University of New Mexico). В этом году, ещё до конференции, он, Лиза Рэндалл (Lisa Randall) из Гарвардского университета (Harvard University) и ряд других исследователей предложили свой вариант устранения напряжения, создаваемого постоянной Хаббла. По их мнению, расширение космического пространства могло получить ускорение благодаря появившемуся в ранней Вселенной недолговечному полю толкающей энергии. Эту идею, как и другие попытки привести теоретические расчёты в соответствие с данными наблюдений и тем самым устранить космологическое напряжение, большинство специалистов оценило как надуманную.

Когда я упомянула о статье Фридман, Кир-Расин проявил невозмутимость. «Вероятно, правильное число — 70», — сказал он про H0. То есть, по его мнению, в конечном итоге среднее из полученных ныне значений постоянной Хаббла позволит согласовать теорию ранней Вселенной с данными наблюдений, и окажется, что ΛCDM вполне жизнеспособна. (Позже Кир-Расин заявил, что он высказался полушутя).

«Мы возимся с весьма занятными данными. С теми, которые могут поведать нам кое-что интересное о развитии Вселенной». Венди Фридман

В семинарской аудитории Барри Мадор, сев рядом со мной и другим репортёром, спросил: «Ну, как вы думаете, к чему всё это клонится?» Очевидно, к середине. «Вы знаете эту песню — „Мы застряли в середине“ (Stuck in the middle with you)? — спросил он. — Вы слышали её? „Слева клоуны от нас, справа шутники. Здесь мы застряли в середине“».

Ещё один кручёный мяч прилетел перед ланчем. Марк Рейд (Mark Reid) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) представил новые расчёты, выполненные им в предыдущие недели. Речь шла о четырёх мазерах — лазероподобных галактических генераторах микроволновой энергии. Используя их для определения расстояний, удалось получить значение H0, равное 74,8 плюс-минус 3,1. Адам Рисс сфотографировал слайд Рейда с данным результатом, а Сколник твитнул: «Для этой недели перебор. Иди домой, H0, ты пьяна».

Во время полуденного перерыва я побеседовала с Риссом. Новые измерения, по-видимому, ошеломили его. В течение нескольких лет, посетовал Рисс, он и его коллеги из SH0ES «подставляли шею», заявляя о несоответствии их значения постоянной Хаббла значению, которое получила команда «Планка». «В то время все охали: это напряжение, это несоответствие, и, как вы знаете, нам пришлось ох как несладко», — сказал он. Но потом всего за две недели появились три новых числа, требующие анализа, и его «чувство полного одиночества» рассеялось. В целом, заявил Рисс, «напряжение нарастает, ибо, как вы знаете, никаких чисел, которые ниже числа команды «Планка», никто не выставляет». Если всё было ошибкой, почему ни одна команда не получила скорость расширения 62 или 65?

Что касается числа 69,8 и метода, разработанного Фридман, то у Рисса возникли вопросы относительно калибровки с помощью TRGB в Большом Магеллановом Облаке первой ступени её лестницы расстояний. «В данном случае Большое Магелланово Облако — именно облако, а не галактика. Это пыльное аморфное образование, — сказал Рисс. — И тут много пищи для иронии. Они ведь обратились к звёздам TRGB, чтобы уйти от пыли, но эти звёзды нужно откалибровать, то есть нужно выбрать несколько звёзд TRGB там, где, как они говорят, уже удалось измерить расстояние другим методом. И они не нашли лучшего места, чем Большое Магелланово Облако».

Через час Венди Фридман, выйдя к доске с безмятежным видом, в юбке с цветочками, сделала свой доклад. «Положив все яйца в корзину с цефеидами, нам никогда не распутать неизвестные неизвестности», — заявила она.

Она объяснила, что её команда использовала звёзды TRGB Большого Магелланового Облака в качестве калибраторов в силу того, что расстояние до него очень точно измерено несколькими способами. При этом был разработан и применён новый метод коррекции влияния пыли на яркость звёзд TRGB — метод, при создании которого задействовано изменение их яркости как функции цвета. Фридман отметила, что спаренная со сверхновой звезда TRGB на второй ступени её лестницы расстояний даёт меньший разброс значений, чем спаренная со сверхновой цефеида, применявшаяся в расчётах Рисса. Следовательно, ей удалось достигнуть большей точности при измерении расстояний.

В ходе обсуждения её доклада Фридман подчеркнула, что всё ещё необходимо совершенствовать измерения, чтобы исключить систематические ошибки. «Я думаю, что это и есть то, к чему мы пришли, — сказала она. — Это не более чем реальность».

Далее дискуссия перешла в спарринг между Фридман и Риссом. «Венди, для ответа на твой вопрос, — сказал Рисс, хотя Фридман не задавала никаких вопросов, — было представлено целых пять результатов, полученных независимо друг от друга. Если хочешь к чему-то прийти, надо к этому прийти».

Комната, где это происходит (The Room Where It Happens)

Сколник, учёный из команды SH0ES и сотрудник Рисса, предложил мне выйти на улицу. Мы сели на освещённую солнцем скамейку возле здания персикового цвета. С Тихого океана дул солёный ветер. «Этот день определённо не похож на все, что были прежде», — сказал Сколник.

У него появилось чувство, будто новому результату команды H0LiCOW, так же как фридмановскому (со звёздами TRGB) и рейдеровскому (с мазерами), уже год. «У нас три мегахита за последнюю неделю, — отметил Сколник. — И я никак не могу уразуметь, к чему мы пришли». Даже если расхождение при измерении постоянной Хаббла возникло не случайно, сказал он, «для него нет сейчас толкового объяснения — ни теоретического, ни эмпирического. Потому-то всё и выглядит таким загадочным».

«Мне пришли на ум слова из мюзикла “Гамильтон”, — добавил он. — Вот “та комната, где это происходит” прямо сейчас».

Со стороны обрывистого берега с видом на океан появилась Фридман.

«Привет, Венди, — сказал Сколник. — Венди, я только что вспомнил мюзикл “Гамильтон”. А тебе не кажется, что мы “в комнате, где это происходит”? И не хочется ли тебе — очень-очень, как маленькому ребёнку, — быть в этой комнате?»

«А разве здесь — это не там, где нам хочется быть? — ответила Фридман. — Мы возимся с весьма занятными данными. С теми, которые могут поведать нам кое-что интересное о развитии Вселенной».

«И наши числа мало чем отличаются друг от друга: мы спорим о нескольких процентах, — сказал Сколник. — Забавно, что вся эта социологическая драма разыгралась вокруг трёх километров в секунду на мегапарсек».

«У тебя правильное отношение к делу», — сказала Фридман.

Пришло время присутствовать на обеде для участников конференции, поэтому Сколник и Фридман пошли узнать, как снова проникнуть в закрытое после рабочего дня здание.

Новая физика

Третий день принёс два новых расчёта постоянной Хаббла: космическая лестница расстояний, откалиброванная по миридам, дала 73,6, а использование флуктуации поверхностной яркости галактик — 76,5 плюс-минус 4. Адам Рисс снова фотографировал, и в конце дня была создана диаграмма, на которой нашли своё отражение все предложенные к тому времени варианты измерений.

На левой стороне диаграммы отмечены два одинаковых числа (67,4) с «жёсткими» (короткими) барами ошибок, полученные на основе исследований ранней Вселенной. Пять результатов измерений поздней Вселенной выстроились справа, в районе чисел 73 и 74. А в середине диаграммы оказалось число Фридман (69,8) — палка в колесе измерения постоянной Хаббла, дыра в космологической картине мира, мучительно-примирительное предположение о том, что все измерения в конце концов сойдутся в какой-то точке, оставляющей неразгаданными странности ΛCDM и не дающей никаких новых знаний о природе.

Впрочем, все измерения H0, проводившиеся в рамках поздней Вселенной, даже измерения Фридман, оказались справа от 67,4. Погрешность у этих вычислений разная: у одних низкая, у других высокая. Так что возможно, несоответствие результатов измерения H0 не случайно.

Кир-Расин, последний из выступавших на конференции, провёл голосование о том, как следует называть это несоответствие. Большинство проголосовало за «напряжение» или «проблему». После конференции Грэйм Аддисон (Graeme Addison), специалист по барионным акустическим колебаниям, в своём электронном письме высказался так: «Сдаётся мне, что несоответствие Хаббла — реальная проблема и что мы упускаем какие-то очень важные для физики вещи. Как бы то ни было, все принятые на данный момент решения не очень-то убеждают».

А вот сходство результатов, полученных командами H0LiCOW и SH0ES, Аддисон нашёл весьма убедительным. В статье Фридман высказано предположение о том, что «неопределённости, связанные с цефеидами SH0ES, по-видимому, недооценили». Однако, по мнению Аддисона, есть вопросы и в связи с калибровкой звёзд TRGB Большого Магелланового Облака. Фридман утверждает, что улучшила измерение пылевого влияния, но Рисс и его коллеги оспаривают это.

В начале августа на сайте arxiv.org

была опубликована статья Рисса и его коллег. При калибровке звёзд TRGB, утверждается там, Фридман и её команда использовали данные телескопа с низким разрешением. По мнению авторов статьи, замена этих данных на более качественные поднимет численное значение H0 с 69,8 до 72,4, и оно окажется в диапазоне чисел, которые получили при измерении поздней Вселенной SH0ES, H0LiCOW и все другие команды, кроме CCHP. В ответ на статью Рисса и его коллег Фридман заявила, что, «похоже, они допустили ряд очень серьёзных ошибок при интерпретации» метода калибровки, применённого её командой. Она и её коллеги, используя более свежие данные, провели свой анализ заново, но, как написано в её электронном письме, «мы НЕ получили предсказанного [Риссом и его соавторами] результата».

Если четыре новых результата измерения H0, представленных в правой части диаграммы, похоже, не смогли перевесить в сознании некоторых космологов среднее число, полученное Фридман, то это отчасти объясняется её обычной невозмутимостью. Кроме того, «её чрезвычайно уважают и у неё репутация исследователя, который делает своё дело кропотливо и тщательно», отметил Дэниел Хольц (Daniel Holz) — чикагский астрофизик, использующий в качестве «стандартных сирен» столкновения нейтронных звёзд — новый многообещающий метод измерения H0.

Между тем, следующий пакет данных с космического телескопа Gaia

, который должен поступить в распоряжение учёных через два или три года, позволит космологам провести калибровку цефеид и звёзд TRGB геометрическими методами на основе их параллакса, то есть изменения видимого расстояния между ними в зависимости от положения наблюдателя. Космический телескоп «Джеймс Уэбб», преемник «Хаббла», который начнёт работать в 2021 году, также станет источником новых и более качественных данных. Космология определит значение H0 — возможно, не более чем за десять лет, — и, если всё ещё будет наблюдаться несоответствие результатов, к концу десятилетия она будет готова объяснить, в чём тут дело. Она выяснит, что это — напряжение или кризис, но уже сейчас ясно, что это — не бессмыслица.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4.5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: