Новые данные скорости расширения вселенной могут изменить физику

Это было в начале 1990-х годов. Обсерватория Карнеги в Пасадене, штат Калифорния, опустела на рождественские каникулы. Венди Фридман, одна в библиотеке, трудилась над огромной и тернистой проблемой: скорость расширения Вселенной. Карнеги была благодатной почвой для такого рода работ. Именно здесь, в 1929 году, Эдвин Хаббл впервые увидел далекие галактики, улетающие прочь от Млечного Пути, подпрыгивая во внешнем потоке расширяющегося пространства. Скорость этого потока стала называться постоянной Хаббла. 

Тихая работа Фридман вскоре была прервана, когда в библиотеку ворвался коллега-астроном Аллан Сэндидж, научный наследник Хаббла, который десятилетиями правил и уточнял постоянную Хаббла, последовательно защищая медленные темпы расширения. Фридман одной из последних защищала более высокие темпы, и Сэндидж видел ее еретическое исследование.

«Он был так зол», вспоминает Фридман, теперь работающая в Чикагском университете в штате Иллинойс, «что в тот момент я осознала, что мы остались вдвоем в целом здании. Я сделала шаг назад и подумала, что мы работаем не в самой дружественной из областей науки».

Это противостояние поутихло, но не совсем. Сэндидж умер в 2010 году, и к тому времени большинство астрономов сошлись на постоянной Хаббла в узком диапазоне. Однако новейшие данные, которые наверняка понравились бы самому Сэндиджу, говорят в пользу того, что постоянная Хаббла на 8% ниже, чем ведущее число. Почти сто лет астрономы вычисляли ее, тщательно измеряя расстояния в ближайшей к нам части вселенной и продвигаясь все дальше и дальше. Но недавно астрофизики измерили постоянную снаружи, основываясь на картах космического микроволнового фона (CMB), пятнистого послесвечения Большого Взрыва, которое стало фоном для видимой части Вселенной. Делая предположения о том, как тяни-толкайка энергии и материи во Вселенной меняла темп космического расширения с тех пор, как сформировался космический микроволновый фон, астрофизики могут брать свои карты и подстраивать постоянную Хаббла к современной локальной Вселенной. Цифры должны совпадать. Но они не совпадают.

Возможно, в одном из подходов есть что-то неправильное. Обе стороны ищут недостатки в методах своих и других, и старшие фигуры, такие как Фридман, спешат представить собственные предложения. «Мы не знаем, в какую сторону все это приведет», говорит Фридман.

Но если согласие не будет достигнуто, это станет трещиной на небосводе современной космологии. Это может означать, что в существующих теориях отсутствует некий ингредиент, который вмешивался между настоящим и древним прошлым, вплетаясь в цепочку взаимодействий CMB с настоящей постоянной Хаббла. Если это так, то история будет повторяться. В 1990-х годах Адам Рисс, в настоящее время астрофизик из Университета Джона Хопкинса в Балтиморе, штат Мэриленд, возглавил одну из групп, открывших темную энергию, отталкивающую силу, которая ускоряет расширение Вселенной. Это один из факторов, которые расчеты CMB должны принимать во внимание.

Теперь команда Рисса ведет поиски постоянной Хаббла в близлежащем пространстве и за его пределами. Его цель не только в том, чтобы уточнить число, но и уловить, меняется ли оно со временем таким образом, что даже темная энергия не может это объяснить. Пока что он слабо понимает, каким может быть недостающий фактор. И ему очень интересно, что же происходит.

В 1927 году Хаббл вышел за пределы Млечного Пути, вооружившись самым большим на тот момент телескопом в мире, 2,5-метровым телескопом Гукера, который стоял на горе Вилсон над Пасаденой. Он сфотографировал слабые спиральные пятна, которые теперь известны нам как галактики, и измерил покраснение их света по мере их доплеровского сдвига к длинным волнам света. Сравнивая красное смещение галактик с их яркостью, Хаббл пришел к любопытным выводам: чем тусклее и, предположительно, дальше была галактика, тем быстрее она удалялась. Следовательно, Вселенная расширяется. И значит, у Вселенной есть конечный возраст, отсчет которого начался с Большого Взрыва.

Диспут на тему постоянной Хаббла и темпа расширения Вселенной заиграл с новой силой. Астрономы приходили к определенному числу, используя классическую методику «лестницы дистанций», или астрономические наблюдения локальной вселенной. Но эти значения конфликтуют с космологическими оценками, сделанными на основе карт ранней вселенной и подвязанными к сегодняшнему дню. Из этого спора следует, что рост вселенной может подпитывать недостающий ингредиент.

Чтобы определить скорость расширения — и соответствующую постоянную — Хабблу нужны были реальные расстояния до галактик, а не только относительные, основанные на их видимой яркости. Поэтому он начал трудоемкий процесс построения дистанционной лестницы — от Млечного Пути до соседних галактик и дальше, к самым границам расширяющегося пространства. Каждая ступень лестницы должна быть откалибрована «стандартными свечами»: объектами, которые смещаются, пульсируют, вспыхивают или вращаются таким образом, чтобы можно было точно установить, как далеко они находятся.

Первая ступень казалась достаточно надежной: переменные звезды, называемые цефеидами, которые наращивают и снижают яркость по прошествии нескольких дней или недель. Длина этого цикла указывает на внутреннюю яркость звезды. Сравнивая наблюдаемую яркость цефеиды с яркостью, исходящей из ее колебаний, Хаббл мог рассчитать расстояние до нее. Телескоп Маунт-Вилсон смог разглядеть несколько цефеид в ближайших галактиках. Для далеких галактик он предполагал, что яркие звезды в них будут иметь такую же внутреннюю яркость. Даже в самых далеких галактиках, предполагал Хаббл, будут стандартные свечи с однородной светимостью.

Очевидно, эти предположения были не самыми лучшими. Первая опубликованная Хабблом постоянная составляла 500 километров в секунду на мегапарсек — то есть на каждые 3,25 миллиона световых лет, на которые он заглядывал в космос, расширяющаяся Вселенная расталкивала галактики на 500 километров в секунду быстрее. Это число было неверным и подразумевало, что Вселенной всего 2 миллиарда лет, то есть почти в семь раз меньше, чем считается сегодня. Но это было только начало.

В 1949 году завершилось строительство 5,1-метрового телескопа в Паломаре в южной Калифорнии — как раз к тому времени, когда Хаббла настиг сердечный приступ. Он передал мантию Сэндиджу, козырному наблюдателю, который провел последующие десятилетия, проявляя фотографические пластинки во время ночных сессий, работая с гигантским аппаратом телескопа, дрожа от холода и нуждаясь в перерывах.

С более высоким разрешением Паломара и высокой светособирательной силой, Сэндидж смог выудить цефеиды из более удаленных галактик. Он также осознал, что яркие звезды Хаббла были, в сущности, целыми звездными скоплениями. Они были ярче по своей природе и, следовательно, гораздо дальше, чем думал Хаббл, что, помимо других поправок, подразумевало гораздо более низкую постоянную Хаббла. В 1980-м годам Сэндидж остановился на значении в 50, которое яростно отстаивал. Один из его самых известных противников, французский астроном Жерар де Вокулер, предлагал значение в 50. Один из самых важных параметров в космологии разбегался буквально в два раза.

В конце 1990-х годов Фридман, пережив словесное оскорбление Сэндиджа, поставила перед собой задачу решить эту головоломку при помощи нового инструмента, словно намеренно созданного для ее работы: космического телескопа Хаббла. Его четкий взгляд поверх атмосферы позволил команде Фридман выявить отдельные цефеиды в 10 раз дальше, чем Сэндиджу удалось с Паломаром. Иногда в этих галактиках были как цефеиды, так и более яркие маяки — сверхновые типа Ia. Эти взрывающиеся белые карликовые звезды видны через космос и вспыхивают с постоянной и максимальной яркостью. Откалиброванные по цефеидам, сверхновые могут быть использованы сами по себе для зондирования самых далеких пределов космоса. В 2001 году команда Фридмана сузила постоянную Хаббла до 72 плюс-минус 8, что положило конец распре Сэндиджа и де Вокулера. «Я была истощена», говорит она. «Я думала, никогда не вернусь к работе над постоянной Хаббла».

Но потом появился физик, который нашел независимый способ расчета постоянной Хаббла при помощи самого далекого и смещенного в красную часть спектра — микроволнового фона. В 2003 году зонд WMAP опубликовал свою первую карту, на которой показал спектры колебаний температуры в CMB. Эта карта предоставила не стандартную свечу, а стандартный критерий: картину горячих и холодных пятен в первичном супе, создаваемую звуковыми волнами, которые рябью прокатывались по всей новорожденной Вселенной.

Сделав несколько предположений об ингредиентах в этом бульоне — в виде знакомых частиц, атомов и фотонов, некоторые дополнительных невидимых веществ вроде темной материи и темной энергии — команда WMAP смогла вычислить физический размер этих первичных звуковых волн. Его можно сравнить с кажущимся размером звуковых волн, записанных в пятнах CMB. Это сравнение дало расстояние до микроволнового фона и значение скорости расширения Вселенной в тот изначальный момент. Сделав предположения о том, как обычные частицы, темная энергия и темная материя с тех пор изменили расширение, команда WMAP смогла привести постоянную величину в соответствие с ее текущей скоростью нарастания. Первоначально они вывели значение в 72, в соответствии с тем, что нашла Фридман.

Но с тех пор астрономические измерения постоянной Хаббла показывали более высокие значения, хотя погрешность снижалась. В последних публикациях Рисс вышел вперед, используя инфракрасную камеру, установленную в 2009 году на телескопе Хаббла, которая может как определить расстояния до цефеид Млечного Пути и выделить их самых далеких, более красных родственников среди более синих звезд, которые обычные окружают цефеиды. Последний результат, который выдала команда Рисса — 73,24.

Между тем, миссия Планка (ЕКА), которая показала CMB в высоком разрешении и с повышенной температурной точностью, остановилась на значении 67,8. По законам статистики, эти две величины разделены пробелом в 3,4 сигма — не в 5 сигма, которые в физике частиц говорят о значительном результате, но уже почти. «Это сложно объяснить статистической ошибкой», говорит Чак Беннет, астрофизик из университета Джона Хопкинса, руководивший командой WMAP.

Каждая сторона тычет пальцем в другую. Георг Эфстатиус, ведущий космолог в команде Планка из Кембриджского университета, говорит, что данные Планка «абсолютно незыблемы». Свежий анализ результатов Планка в 2013 году заставил его задуматься. Он загрузил данные Рисса и опубликовал собственный анализ с более низкой и менее точной постоянной Хаббла. Он считает, что астрономы нащупали «грязную» лестницу.

В ответ астрономы утверждают, что производят фактическое измерение современной Вселенной, поскольку метод измерения CMB полагается на множество космологических предположений. Если они не сходятся, говорят они, почему бы тогда не изменить космологию? Вместо этого «Георг Эфстатиус выходит и говорит, мол, я собираюсь переосмыслить все ваши данные», говорит Барри Мадор из Чикагского университета, муж и коллега Фридман с 1980-х годов. Что делать? Нужно разрубить гордиев узел.

Венди Фридман считала, что ее исследование от 2001 года выявило постоянную Хаббла, но споры разгорелись с новой силой.

На стороне астрономов есть метод так называемого гравитационного линзирования. Вокруг массивной галактики сама гравитация искажает пространство, образуя гигантскую линзу, которая может искажать свет, идущий от далекого источника света, например, квазара. Если выравнивание линзы и квазара будет определенным, свет по нескольким дорожкам устремится к Земле и создаст множество изображений линзирующей галактики. Если повезет, квазар будет меняться в яркости, то есть мерцать. Каждое клонированное изображение тоже будет мерцать, но не одновременно, потому что лучи света от каждого изображения выбирают разные пути через искаженное пространство. Задержка между мерцаниями указывает на разницу в длинах путей; совместив их с размером галактики, астрономы могут использовать тригонометрию, чтобы рассчитать абсолютную дистанцию до линзирующей галактики. Только три галактики были тщательно измерены таким образом и еще шесть изучаются в настоящий момент. В конце января астрофизик Шерри Сую из Института астрофизики Макса Планка в Германии и ее коллеги опубликовали свои лучшие расчеты постоянной Хаббла. «Наше измерение соответствует подходу лестницы дистанций», говорит Сую.

Между тем космологи тоже имеют козыри в рукаве: барионные акустические колебания (БАО). По мере того, как Вселенная взрослеет, те же звуковые волны, что были отпечатаны на CMB, оставили сгустки материи, которые выросли в галактические скопления. Расположение галактик на небе должны сохранить изначальные соотношения звуковых волн, и, как и раньше, сравнение очевидной картины с ее расчетным фактическим размером определяет дистанцию. Как и метод CMB, метод БАО позволяет сделать космологическое предположение. Но последние несколько лет он поддерживает значения постоянной Хаббла на уровне с Планком. Четвертая итерация Sloan Digital Sky Survey, глобального обследования неба, составляющее галактическую карту, поможет уточнить эти измерения.

Это не означает, что команды, ведущие борьбу за лестницу дистанций и CMB, просто ждут других способов разрешения спора. Чтобы укрепить фундамент дистанционной лестницы, расстояний до цефеид в Млечном Пути, миссия Gaia Европейского космического агентства пытается определить точные расстояния до миллиарда различных близлежащих звезд, включая цефеиды. Gaia, которая находится на орбите возле Солнце за пределами Земли, использует самые надежные меры: параллакс, или кажущееся смещение звезд относительно небесного фона, когда космический аппарат достигает противоположных точек своей орбиты. Когда в 2022 году будет выпущен полный набор данных Gaia, он предоставит дополнительную почву для уверенности астрономов. Рисс уже обнаружил намеки в пользу своей более высокой постоянной Хаббла, когда использовал предварительные результаты Gaia.

Космологи тоже надеются закрепить свои измерения с помощью космологического телескопа в Атакаме в Чили и телескопа Южного полюса, который может проверить высокоточные результаты Планка. И если результаты откажутся сходиться, тогда закрыть пробел попытаются теоретики. «Хорошо, когда модель разбивается. Подтверждение модели — это неинтересно».

Например, можно было бы добавить дополнительную частицу в Стандартную модель Вселенной. CMB предлагает оценку общего энергетического бюджета вскоре после Большого Взрыва, когда он был разделен на материю и высокоэнергетическое излучение. Как следует из знаменитой формулы эквивалентности Эйнштейна E = mc2, энергия действовала как материя, замедляя расширение пространства своей гравитацией. Но материя — более эффективный тормоз. Со временем излучение — фотоны света и другие легкие частицы вроде нейтрино — остывали и теряли энергию, гравитационное воздействие ослабевало.

В настоящее время известно три типа нейтрино. Если существовал четвертый, как предполагали некоторые теоретики, на стороне излучения в изначальном энергетическом бюджете вселенной было немного больше, и рассеивалась бы эта часть быстрее. Это, в свою очередь, означало бы, что ранняя вселенная расширялась быстрее, чем предсказывает список ингредиентов современной космологии. В дальнейшем это дополнение могло бы помирить два разных результата. Но детекторы нейтрино пока не выявили никаких намеков на нейтрино четвертого типа, а прочие измерения Планка ограничили общий объем избыточного излучения.

Другой вариант — так называемая фантомная темная энергия. Настоящие космологические модели подразумевают под темной энергией постоянную силу. Если же темная энергия становится сильнее с течением времени, она бы объяснила, почему космос сегодня расширяется быстрее, чем можно было бы подумать, глядя на раннюю Вселенную. Однако вариативная темная энергия кажется совершенно лишней. Космологи и астрофизики склоняются к тому, что проблемы скорее в существующих методах, а не в новой физике.

Фридман считает, что единственное решение — бороться с огнем огнем — лежит в новых наблюдениях Вселенной. Вместе с Мадором они готовятся провести отдельное измерение, откалиброванное не только по цефеидам, но и по другим типам переменных звезд и ярким красным гигантам. Ближайшие примеры можно будет изучить при помощи автоматического телескопа шириной в 30 сантиметров, а далекие помогут исследовать космические телескопы Хаббл и Спитцер. Раз уж она смогла совладать с темным и буйствующим Сэндиджем, она готова ответить на дерзкий вызов команды Планка и Рисса.