Простейшее разрешение противоречия, связанного с расширением Вселенной


Расширяющаяся Вселенная, полная галактик и сложных структур, которую мы наблюдаем сегодня, раньше была более мелкой, горячей, плотной и однородной. Тысячи учёных работали сотни лет, чтобы мы пришли к этой картине, и всё же мы до сих пор не можем сойтись на том, насколько быстро расширяется сегодняшняя Вселенная.

В 1915 году общая теория относительности Эйнштейна дала нам совершенно новую теорию гравитации, основанную на геометрической концепции искривлённого пространства-времени. Материя и энергия сообщали пространству, как ему искривляться; искривлённое пространство сообщало материи и энергии, как им двигаться. К 1922 году учёные обнаружили, что если равномерно заполнить Вселенную материей и энергией, она не сможет оставаться статичной, а будет либо расширяться, либо сжиматься. К концу 1920-х годов благодаря наблюдениям Эдвина Хаббла мы обнаружили, что наша Вселенная расширяется, и впервые измерили скорость её расширения.

Однако по пути к точному определению этой скорости мы наткнулись на препятствие – две различных техники измерения дают несовпадающие результаты. Это может свидетельствовать о наличии новой физики. Но может существовать и более простое решение, о котором никто не хочет говорить.


Стандартные свечи и стандартные линейки – две различных техники, используемые астрономами для измерения расширения пространства в различное время и на различном расстоянии в прошлом. На основе изменения с расстоянием таких вещей, как яркость и угловой размер, мы можем выводить историю расширения Вселенной.

Противоречие в следующем: когда мы наблюдаем удалённую галактику, мы видим её в прошлом. Но не всё так просто – посмотрели на свет, которому понадобился миллиард лет на то, чтобы прибыть к нам, и заключили, что галактика находится в миллиарде лет от нас. Вместо этого галактика окажется ещё дальше.

Почему? Потому, что пространство, составляющее Вселенную, расширяется. Это предсказание ОТО, впервые осознанное в 1920-х, а затем подтверждённое наблюдениями Эдвина Хаббла несколько лет спустя, стало краеугольным камнем современной космологии.


График зависимости видимой скорости расширения (ось y) от расстояния (ось x) соответствует Вселенной, которая в прошлом расширялась быстрее, а теперь в ней растёт скорость удаления далёких галактик. Это современная версия графика, простирающаяся на расстояния в тысячи раз большие, чем те, с которыми изначально работал Хаббл. Отметьте, что точки не формируют прямую линию, что означает, что со временем скорость расширения меняется.

Самый большой вопрос – как это измерить. Как измерить расширение Вселенной? Все методы неизменно базируются на одних и тех же общих правилах:

  • Выберем точку в прошлом Вселенной, которую можно пронаблюдать.
  • Измерим те свойства этой точки, которые можем измерить.
  • Подсчитаем, как Вселенной надо было расширяться с тех пор и по сей день, чтобы воспроизвести наблюдения.

Так работает множество методов, от наблюдения за близлежащими частями Вселенной, до объектов, находящихся в миллиардах световых лет от нас.


Данные со спутника Планк, скомбинированные с другими наборами данных, дают нам очень узкие рамки для допустимых значений космологических параметров. Скорость расширения Хаббла сегодня ограничена величинами от 67 до 68 км/с/Мпк [километры в секунду на мегапарсек / прим. перев.], с весьма малым пространством для манёвра. Измерения, полученные методом космической шкалы расстояний, не совпадают с этим результатом.

Многие годы росло определённое несоответствие. Два различных метода измерений – один – использующий космическую шкалу расстояний, другой – использующий первый наблюдаемый свет во Вселенной, дают взаимно противоречивые результаты. Из этой борьбы может следовать очень серьёзная проблема – мы как-то неправильно описываем Вселенную.

Но есть ещё одно объяснение, гораздо более простое, чем идея о том, что со Вселенной что-то не то, или что нам нужна новая физика. Возможно, что один или несколько методов имеют систематические ошибки: внутреннее несовершенство, которое никто не заметил, влияющее на его результаты. И любой из методов может быть несовершенным. Вот, как это может произойти.


Переменная звезда RS Кормы и её световые эхо, сияющие сквозь межзвёздные облака. Переменные звёзды бывают разные: одну из разновидностей, цефеиды, мы можем измерять как в нашей Галактике, так и в галактиках, расположенных в 50-60 млн световых лет. Это позволяет нам экстраполировать расстояния от нашей Галактики до более удалённых галактик Вселенной.

Шкала космических расстояний – старейший метод вычисления расстояний до удалённых объектов. Мы начинаем, измеряя расстояние до чего-то не очень далёкого: к примеру, до Солнца. Затем мы проводим прямые измерения удалённых звёзд, используя движение Земли вокруг Солнца – этот метод известен, как параллакс – чтобы подсчитать расстояния до них. Среди этих звёзд некоторые будут переменными, в частности, цефеидами, которые мы можем измерять как в ближайших, так и в удалённых галактиках, а в некоторых галактиках будут происходить такие события, как сверхновые типа Ia, являющиеся одними из наиболее удалённых объектов.

Проведя все эти измерения, мы можем высчитать расстояния до галактик, находящихся в миллиардах световых лет от нас. Совместив это с легко измеряемым красным смещением, мы приходим к измерению скорости расширения Вселенной.


Конструирование космической шкалы расстояний происходит при переходе от нашей Солнечной системы к звёздам, затем к ближайшим галактикам, затем к удалённым. Каждый “шаг” несёт в себе неопределённости, особенно шаги, связанные с цефеидами и сверхновыми; также значение будет искажено в большую или меньшую сторону, если мы находимся в регионе с пониженной или повышенной плотностью [материи].

Именно так была открыта тёмная энергия, и наши лучшие измерения по космической шкале расстояний дают нам скорость расширения в 73,2 км/с/Мпк, с погрешностью не более 3%.

Однако.

Единственная ошибка на любом шаге этого процесса распространяется на все последующие ступеньки. Мы можем быть уверены в том, что расстояние от Земли до Солнца измерено правильно, но измерения параллакса сейчас уточняются при помощи миссии Гайя, и их неопределённость достаточно высока. У цефеид могут оказаться дополнительные переменные, что исказит результаты. А недавно было показано, что сверхновые Ia немного варьируются – в пределах 5% – от того, что считалось ранее. Возможность наличия ошибки – наиболее пугающая для многих учёных, работающих над космической лестницей расстояний.


Универсальные свойства кривых блеска для сверхновых типа Ia. Этот результат, впервые полученный в конце 1990-х, недавно был подвергнут сомнению; сверхновые могут и не иметь универсальных кривых блеска, как считалось ранее.

С другой стороны, у нас есть данные измерений состава и скорости расширения Вселенной с самого раннего из возможных её изображений: с реликтового излучения. Крохотные флуктуации температуры порядка 1/30 000 демонстрируют совершенно определённую картину на всех масштабах, от крупнейших, охватывающих всё небо, и до участков размером 0,07°, где разрешение ограничено фундаментальной астрофизикой Вселенной.

Оплатите подписку, и реклама отключится


Итоговые результаты коллаборации Планк показывают удивительную согласованность предсказаний космологии, включающей тёмную материю и тёмную энергию (синяя линия) с данными (красные точки, чёрные планки погрешностей). Все 7 акустических пиков совпадают с данными чрезвычайно хорошо.

На основе полного набора данных миссии Планк мы имеем точные результаты измерений состава Вселенной и её расширения в течение её существования. Вселенная на 31,5% состоит из материи (4,9% – нормальная материя, остальное – тёмная материя), на 68,5% из тёмной энергии, и на 0,01% из излучения. Скорость расширения Хаббла определяется равной 67,4 км/с/Мпк, с погрешностью порядка 1%. И это создаёт невероятную напряжённость по отношению к результатам, полученным от космической шкалы расстояний.


Тенденция к скоплениям из-за барионных акустических осцилляций, согласно которой вероятность обнаружения галактики на определённом расстоянии от любой другой галактики определяется отношением тёмной материи к нормальной материи. С расширением Вселенной расширяется и эта характерная дистанция, что позволяет нам измерить константу Хаббла, плотность тёмной материи и даже скалярный спектральный индекс. Результаты согласуются с данными от реликтового излучения.

Кроме того, у нас есть ещё одно измерение далёкой Вселенной, дающее ещё один результат, на основании того, как галактики скапливаются вместе на крупных масштабах. Взяв любую галактику, мы можем задать простой по виду вопрос: какова вероятность найти другую галактику на определённом расстоянии от этой?

На основе того, что нам известно о тёмной материи и нормальной материи, вероятность найти галактику на расстоянии в 500 млн световых лет от другой выше, чем на расстояниях в 400 или 600 млн световых лет. Это сегодняшний результат, и поскольку в прошлом Вселенная была меньше, шкала расстояний, соответствующая этой вероятности, менялась с расширением Вселенной. Этот метод известен, как обратная шкала расстояний, и даёт нам третий способ измерения расширения Вселенной. Он также даёт величину порядка 67 км/с/Мпк, с небольшой погрешностью.


Конфликт современных измерений, сделанных по шкале расстояний (красный) с реликтовым излучением (зелёный) и обратной шкале расстояний (синий). Красные точки взяты с метода шкалы расстояний, зелёные и синие – от методов с “реликтовыми остатками”. Погрешности красных, зелёных и синих измерений не пересекаются.

Возможно, что в обеих этих методах тоже есть ошибки. В частности, многие параметры связаны друг с другом, и если увеличить один, придётся уменьшать или увеличивать другие. Хотя данные с Планка говорят о скорости расширения в 67,4 км/с/мПк, она может быть выше, например, 72 км/с/Мпк. Если так, это просто означало бы, что нам надо меньше материи (26% вместо 31,5%), больше тёмной энергии (74% вместо 68,5%) и больший скалярный спектральный индекс (ns) для описания флуктуаций плотности (0,99 вместо 0,96).

Это считается крайне маловероятным, но демонстрирует, как одна небольшая ошибка при нашей невнимательности может не давать этим независимым измерениям сходиться.


До Планка лучшей оценкой, сделанной на основе имеющихся данных, была величина параметра Хаббла около 71 км/с/Мпк, однако теперь известно, что её величина от 70 и выше будет слишком большой как для плотности тёмной материи (ось х), которую мы вычислили другими способами, так и для скалярного спектрального индекса (правая часть оси у), которая требуется, чтобы крупномасштабные структуры Вселенной имели смысл.

У космологии появится много проблем, если команды, измеряющие реликтовое излучение и обратную космическую шкалу расстояний, ошибутся. Во Вселенной, если верить нашим сегодняшним измерениям, не должно быть низкой плотности тёмной материи или высокого скалярного спектрального индекса, логически следующих из высокого значения константы Хаббла. Если это значение на самом деле окажется близким к 73 км/с/Мпк, мы вплотную подойдём к космической революции.


Корреляции между определённым аспектами значения температурных флуктуаций (ось у) как функции уменьшающегося углового масштаба (ось х) демонстрируют Вселенную, соответствующую скалярному спектральному индексу 0,96 – 0,97, но не 0,99 или 1,00.

С другой стороны, если ошибается команда, считающая космическую шкалу расстояний, виной чему любая из ступенек этой лестницы, кризиса удастся избежать. Одну систематику мы проглядели, и когда с ней разберутся, все кусочки космической головоломки лягут на свои места. Возможно, скорость расширения Хаббла лежит где-то между 66,5 и 68 км/с/Мпк, и нам нужно лишь определить одну астрономическую ошибку, чтобы попасть в этот диапазон.


Флуктуации в реликтовом излучении, формирование и корреляции между крупномасштабными структурами, современные наблюдения за гравитационным линзированием, в дополнение ко всем прочим, показывают одну и ту же картину: ускоряющаяся Вселенная, полная тёмной материи и тёмной энергии.

Возможность того, что нам потребуется капитально пересмотреть многие из наиболее интересных выводов, достигнутых нами за последние два десятилетия, вполне увлекательна, и стоит того, чтобы её тщательно изучить. Обе группы могут оказаться правыми, и может существовать физическая причина того, почему измерения ближних расстояний искажаются по отношению к измерению дальних. Обе группы также могут ошибаться.

Но это несоответствие может оказаться астрономическим эквивалентом плохо вставленного кабеля в эксперименте OPERA. У группы измерений космической шкалы расстояний может выявиться ошибка, а наши крупномасштабные космологические измерения могут быть точными. Это будет самое простое разрешение этой интереснейшей саги. Но до тех пор, пока не выйдут критически важные данные, мы этого не узнаем. А пока наше научное любопытство требует исследований. Ведь на кону не меньше, чем сама Вселенная.

Источник

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

1,035 просмотров всего, 7 просмотров сегодня

Ещё записи на эту тему

Найдено прямое доказательство того, что первые звёзды появились не позже 250 млн лет после Большого ... Большое изображение слева заполнено множеством галактик массивного скопления MACS J1149+2223. Гравитационное линзирование гигантского скопления усиливает свет недавно обнаруженной галактики, MACS 11...
Спросите Итана: можем ли мы отправить миссию типа Кассини к Урану или Нептуну?... Вояджер-2 пролетел мимо Урана (справа) и Нептуна (слева), открыв нам их свойства, цвета, атмосферы и системы колец. У обеих планет нашлись кольца, много интересных лун, и атмосферные, а также поверх...
Впервые обнаруженные штормы на Титане доказывают, что эта луна больше похожа на Землю, чем мы думали... С тех пор, как орбитальная станция "Кассини" вошла в систему Сатурна в июле 2004, учёные и общественность получали постоянный поток данных, касающихся этого окольцованного гиганта и множества его ...
Спросите Итана: откуда берётся “энергия” в тёмной энергии?... Чем дальше мы заглядываем, тем ближе то, что мы видим, оказывается к Большому взрыву. Текущий рекордсмен среди квазаров виден нам таким, каким он был, когда Вселенной было всего 690 млн лет. А ещё э...