Почти столетие назад Эдвин Хаббл открыл, что Вселенная расширяется. Однако современные измерения скорости её расширения расходятся с этим, указывая на то, что наше понимание законов физики может быть неточным. Все ожидали, что острое зрение космического телескопа имени Джеймса Уэбба поможет нам найти ответ. Но долгожданный анализ наблюдений телескопа, опубликованный поздно вечером в понедельник, вновь выявил противоречивые данные о скорости расширения, полученные из разных типов данных, и одновременно указал на возможные источники ошибок, лежащие в основе этого противоречия.
Две конкурирующие команды возглавили работу по измерению скорости расширения космоса, известной как постоянная Хаббла, или H0 . Одна из этих команд, под руководством Адама Рисса,(открывает новую вкладку) В Университете Джонса Хопкинса постоянно измеряют, что значение H0 примерно на 8% превышает теоретический прогноз скорости расширения пространства, основанный на известных компонентах космоса и основных уравнениях. Это расхождение, известное как напряжение Хаббла, предполагает, что теоретической модели космоса может чего-то не хватать — какого-то дополнительного компонента или эффекта, ускоряющего расширение космоса. Такой компонент может быть ключом к более полному пониманию Вселенной. Рисс и его команда опубликовали свои последние измерения(открывает новую вкладку) H0 на основе данных Уэбба этой весной, получив значение, которое согласуется с их более ранними оценками. Но в течение многих лет конкурирующая команда под руководством Венди Фридман(открывает новую вкладку) Из Чикагского университета призвала к осторожности, заявив о необходимости более точных измерений. Собственные измерения H0, проведённые её группой, неизменно оказывались ближе к теоретическим предсказаниям, чем измерения Рисса, что говорит о том, что хаббловское напряжение может быть нереальным. С тех пор, как телескоп Уэбба начал собирать данные в 2022 году, астрофизическое сообщество ждало многостороннего анализа Фридмана, основанного на наблюдениях телескопа за тремя типами звёзд. И вот результаты: два типа звёзд дают оценки H0 , согласующиеся с теоретическим предсказанием, а третий — тот же тип звёзд, что использует Рисс, — соответствует более высокому значению H0, полученному его командой .
По словам Фридмана, тот факт, что три метода расходятся во мнениях, «ничего не говорит нам о фундаментальной физике». «Это говорит о наличии систематической ошибки в одном или нескольких методах измерения расстояний». Результаты Фридмана(открывает новую вкладку)были отправлены в The Astrophysical Journal, но ещё не прошли официальную экспертную оценку, в ходе которой внешние исследователи анонимно проверяют данные и анализ. Сол Перлмуттер(открывает новую вкладку) Лауреат Нобелевской премии по космологии из Калифорнийского университета в Беркли, которому показали препринт группы перед его публикацией, сообщил изданию Quanta , что результаты свидетельствуют о том, что «мы можем иметь напряжение Хаббла прямо в пределах [звёздных] измерений. Именно это напряжение нам действительно нужно попытаться понять, а не пытаться изобрести новые [космологические] модели». Рисс, изучив препринт, сообщил изданию Quanta, что у него есть возражения по поводу небольшого количества сверхновых, которое команда Фридмана использовала на одном из этапов анализа, что, по его словам, может привести к искажению результатов. «Новые измерения прекрасны и, по сути, отлично согласуются с теми же измерениями, полученными… несколько лет назад нашей группой, так что измерения расстояний, похоже, находятся под контролем», — сказал он. «Однако я опасаюсь, что это исследование столь небольшой выборки сверхновых создаёт несколько обманчивое представление о значении постоянной Хаббла».
Результаты появились после нескольких месяцев закулисной драмы: Фридман сначала думала, что её анализ развеял напряжение, связанное с «Хабблом», но вскоре увидела, как оно с новой силой возродилось. «Это было действительно… не скучно, я бы так сказала», — сказала она. Это обычное дело. По словам Перлмуттера, «постоянная Хаббла имеет давнюю и славную традицию оставаться неразрешимой проблемой на протяжении десятилетий».
Столкновение Вселенной
Сложность измерения космического расширения — это измерение расстояний до космических объектов. Американский астроном Генриетта Ливитт впервые обнаружила(открывает новую вкладку) В 1912 году это удалось сделать с помощью пульсирующих звёзд, называемых цефеидами. Эти звёзды мерцают с частотой, которая связана с их внутренней светимостью (и, следовательно, позволяет её определить). Зная яркость цефеиды, можно сравнить её с её яркостью и тусклостью, чтобы оценить дальность её галактики.
Эдвин Хаббл использовал метод Ливитта для измерения расстояний до нескольких галактик с цефеидами, обнаружив в 1929 году, что более дальние галактики удаляются от нас быстрее. Это означает, что Вселенная расширяется. Хаббл оценил скорость расширения в 500 километров в секунду на мегапарсек (км/с/Мпк), что означает, что две галактики, разделённые 1 Мпк, или примерно 3,2 миллиона световых лет, разлетаются со скоростью 500 км/с.
Это было совершенно не так.
Архивы и специальные коллекции Калифорнийского технологического института
Долгожданное исследование скорости расширения космоса показывает, что когда речь заходит о напряжении Хаббла, космологи все еще что-то упускают.18
Почти столетие назад Эдвин Хаббл открыл, что Вселенная расширяется. Однако современные измерения скорости её расширения расходятся с этим, указывая на то, что наше понимание законов физики может быть неточным. Все ожидали, что острое зрение космического телескопа имени Джеймса Уэбба поможет нам найти ответ. Но долгожданный анализ наблюдений телескопа, опубликованный поздно вечером в понедельник, вновь выявил противоречивые данные о скорости расширения, полученные из разных типов данных, и одновременно указал на возможные источники ошибок, лежащие в основе этого противоречия. Две конкурирующие команды возглавили работу по измерению скорости расширения космоса, известной как постоянная Хаббла, или H0 . Одна из этих команд, под руководством Адама Рисса,(открывает новую вкладку) В Университете Джонса Хопкинса постоянно измеряют, что значение H0 примерно на 8% превышает теоретический прогноз скорости расширения пространства, основанный на известных компонентах космоса и основных уравнениях. Это расхождение, известное как напряжение Хаббла, предполагает, что теоретической модели космоса может чего-то не хватать — какого-то дополнительного компонента или эффекта, ускоряющего расширение космоса. Такой компонент может быть ключом к более полному пониманию Вселенной. Рисс и его команда опубликовали свои последние измерения(открывает новую вкладку)H0 на основе данных Уэбба этой весной, получив значение, которое согласуется с их более ранними оценками. Но в течение многих лет конкурирующая команда под руководством Венди Фридман (открывает новую вкладку) Из Чикагского университета призвала к осторожности, заявив о необходимости более точных измерений. Собственные измерения H0, проведённые её группой, неизменно оказывались ближе к теоретическим предсказаниям, чем измерения Рисса, что говорит о том, что хаббловское напряжение может быть нереальным. С тех пор, как телескоп Уэбба начал собирать данные в 2022 году, астрофизическое сообщество ждало многостороннего анализа Фридмана, основанного на наблюдениях телескопа за тремя типами звёзд. И вот результаты: два типа звёзд дают оценки H0 , согласующиеся с теоретическим предсказанием, а третий — тот же тип звёзд, что использует Рисс, — соответствует более высокому значению H0, полученному его командой .
Эдвин Хаббл использовал метод Ливитта для измерения расстояний до нескольких галактик с цефеидами, обнаружив в 1929 году, что более дальние галактики удаляются от нас быстрее. Это означает, что Вселенная расширяется. Хаббл оценил скорость расширения в 500 километров в секунду на мегапарсек (км/с/Мпк), что означает, что две галактики, разделённые 1 Мпк, или примерно 3,2 миллиона световых лет, разлетаются со скоростью 500 км/с.
Это было совершенно не так.
Измерения H₂0 совершенствовались по мере того, как астрономы совершенствовались в калибровке связи между частотой пульсаций цефеид и их светимостью. Тем не менее, весь подход был ограничен, поскольку цефеиды не обладают высокой яркостью. Чтобы измерить расстояние до галактик в необъятных просторах Вселенной, учёным требовался новый подход. В 1970-х годах исследователи начали использовать цефеиды для калибровки расстояний до ярких сверхновых, что позволило точнее измерять H0 . Тогда, как и сейчас, две исследовательские группы лидировали, используя сверхновые, привязанные к цефеидам, и получив несовпадающие значения 50 км/с/Мпк и 100 км/с/Мпк. «Никакого согласия не было; они просто были полностью поляризованы», — сказал Джордж Эфстатиу (открывает новую вкладку), астрофизик из Кембриджского университета. Запуск космического телескопа «Хаббл» в 1990 году дал астрономам новый, чёткий взгляд на Вселенную. Фридман руководила многолетней программой наблюдений с помощью «Хаббла», и в 2001 году она и её коллеги объявили(открывает новую вкладку) скорость расширения 72 км/с/Мпк, что соответствует отклонению максимум на 10%.
Рисс, один из лауреатов Нобелевской премии, открывших тёмную энергию, несколько лет спустя включился в игру по теории расширения Вселенной. В 2011 году его группа опубликовала значение H0, равное 73, с оценочной погрешностью 3%.
Вскоре после этого космологи разработали совершенно другой метод. В 2013 году они использовали наблюдения телескопа «Планк» за светом, оставшимся от ранней Вселенной, чтобы определить детальную форму и состав первичного космоса. Затем они ввели эти данные в общую теорию относительности Эйнштейна и продвинули теоретическую модель почти на 14 миллиардов лет вперёд, чтобы предсказать современное состояние Вселенной. Эта экстраполяция предсказывает что в настоящее время космос должен расширяться со скоростью 67,4 км/с/Мпк, с погрешностью менее 1%. Измерение команды Рисса, даже несмотря на повышение точности, осталось на уровне 73. Это более высокое значение означает, что современные галактики разлетаются быстрее, чем должно быть согласно теории. Так родилась концепция напряжения Хаббла. «Если это реальная особенность Вселенной, то это говорит нам о том, что мы что-то упускаем в космологической модели», — сказал Рисс. Это недостающее нечто станет первым новым компонентом космоса, обнаруженным после открытия тёмной энергии. Теоретики размышляют о его природе : возможно, это дополнительная форма отталкивающей энергии, существовавшая в течение короткого времени в ранней Вселенной? Или, может быть, это первичные магнитные поля, возникшие во время Большого взрыва? Или, может быть, то, чего не хватает, имеет большее отношение к нам, чем ко Вселенной.
Способы видения
Некоторые космологи, включая Фридмана, подозревают, что причиной расхождений являются нераспознанные ошибки. Самый распространённый аргумент в этом направлении заключается в том, что цефеиды находятся в дисках молодых галактик, в областях, переполненных звёздами, пылью и газом. «Даже с высочайшим разрешением [Хаббла] вы не увидите ни одной цефеиды, — сказал Эфстатиу, — вы увидите её наложением на другие звёзды». Эта перегруженность затрудняет измерения яркости. Когда в декабре 2021 года был запущен телескоп «Уэбб» размером с дом, Рисс и его коллеги воспользовались его мощной инфракрасной камерой, чтобы исследовать пыль в областях, где концентрируются цефеиды. Они хотели проверить, оказывает ли скученность столь сильный эффект, как утверждают Фридман и другие исследователи.
Когда они сравнили свои новые цифры с расстояниями, рассчитанными по данным телескопа «Хаббл», «мы увидели феноменальное совпадение», — сказал Гагандип Ананд.(открывает новую вкладку), член команды из Научного института космического телескопа. «Это говорит нам, по сути, о том, что работа, проделанная с „Хабблом“, по-прежнему хороша». Их последние результаты с Уэббом подтверждают значение H0, которое они измерили.(открывает новую вкладку) с Хабблом несколько лет назад: 73,0, плюс-минус 1,0 км/с/Мпк. Однако, учитывая опасения по поводу скопления, Фридман уже обратился к альтернативным звёздам, которые могли бы служить индикаторами расстояний. Они находятся на окраинах галактик, вдали от безумной толпы.
Один из типов — звёзды «кончика ветви красных гигантов» (TRGB). Красный гигант — это пожилая звезда с раздутой атмосферой, которая ярко светится в красном свете. По мере старения красный гигант в конечном итоге воспламеняет гелий в своём ядре. В этот момент и температура звезды, и её яркость внезапно падают, говорит Кристен Маккуинн, астроном из Научного института космического телескопа, которая руководила проектом телескопа Уэбба по калибровке измерений расстояний с помощью TRGB. Типичная галактика состоит из множества красных гигантов. Если построить график зависимости яркости этих звёзд от их температуры, можно увидеть момент, когда их яркость падает. Количество звёзд непосредственно перед этим падением яркости служит хорошим индикатором расстояния, поскольку в каждой галактике эта популяция имеет схожий разброс светимостей. Сравнивая наблюдаемую яркость этих звёздных популяций, астрономы могут оценить относительные расстояния. (При любом методе физики должны вывести абсолютное расстояние по крайней мере до одной «якорной» галактики, чтобы откалибровать всю шкалу. В качестве якоря Рисс, Фридман и другие группы используют необычную близлежащую галактику, абсолютное расстояние от которой было определено геометрически.(открывает новую вкладку)(с помощью эффекта параллакса.).
Однако использование TRGB в качестве индикаторов расстояний сложнее, чем использование цефеид. Маккуинн и её коллеги использовали девять фильтров длин волн телескопа Уэбба, чтобы точно определить(открывает новую вкладку) как их яркость зависит от их цвета.
Астрономы также начинают использовать новый индикатор расстояния: богатые углеродом гигантские звёзды, принадлежащие к так называемой асимптотической ветви гигантов J-области (JAGB). Эти звёзды также находятся вдали от яркого диска галактики и излучают много инфракрасного света. Технологии наблюдения за ними на больших расстояниях были неэффективны до эпохи Уэбба, говорит аспирантка Фридмана Эбигейл Ли. Фридман и её команда подали заявку на использование телескопа Уэбба для наблюдения TRGB и JAGB, а также более известных индикаторов расстояния — цефеид — в 11 галактиках. «Я убеждённый сторонник различных методов», — сказала она.
Испаряющийся раствор
13 марта 2024 года Фридман, Ли и остальные члены их команды собрались за столом в Чикаго, чтобы раскрыть то, что они скрывали от самих себя. В течение предыдущих месяцев они разделились на три группы. Каждой было поручено измерить расстояние до 11 галактик, рассматриваемых в их исследовании, одним из трёх методов: цефеид, TRGB или JAGB. В этих галактиках также наблюдались соответствующие типы сверхновых, поэтому расстояния до них могли служить калибровкой расстояний до сверхновых во многих других более далёких галактиках. Скорость удаления этих далёких галактик от нас (которую легко определить по их цвету), делённая на расстояние до них, даёт значение H0 .
Три группы рассчитали свои измерения расстояния, добавив к данным уникальное случайное смещение. При личной встрече они устранили каждое смещение и сравнили результаты. Все три метода дали схожие результаты расстояний с погрешностью в 3%. Это было «просто потрясающе», — сказал Фридман. Команда вычислила три значения H0 , по одному для каждого показателя расстояния. Все они оказались в пределах теоретического прогноза 67,4. В тот момент им, казалось бы, удалось устранить напряжение, связанное с Хабблом. Но когда они углубились в анализ и записали результаты, то обнаружили проблемы. Анализ JAGB прошёл успешно, но два других анализа были ошибочными. Команда заметила большие погрешности в измерении TRGB. Они попытались уменьшить их, включив больше TGRB. Но когда им это удалось, они обнаружили, что расстояние до галактик оказалось меньше, чем они изначально предполагали. Это изменение привело к увеличению значения H0 . При анализе цефеид команда Фридмана обнаружила ошибку: примерно к половине цефеид поправка на скученность применялась дважды. Исправление этой ошибки значительно увеличило результирующее значение H0 . «Это позволило нам лучше согласиться с Адамом [Риссом], что должно его немного порадовать», — сказал Фридман. Противоречие с Хабблом вновь всплыло.
Однако Фридман подозревает, что измерение H0 , основанное на цефеидах, не так достоверно, как другие. Оно чрезвычайно чувствительно к предположениям, например, об элементном составе цефеид и окрестностях каждой звезды. Пыль в галактических дисках, где обитают цефеиды, может поглощать их свет и затемнять их. Инфракрасное зрение телескопа «Уэбб» проникает сквозь пыль, но астрономам необходимо знать, сколько пыли поглощает свет, чтобы вносить поправки. Для этого Фридман и её коллеги обратились к архивным данным телескопа «Хаббл», которые фиксируют «глубину пыли», но их разрешение не такое высокое, как у данных «Уэбба». Это добавило неопределённости в расчётные расстояния, сказала она. Возникла ещё одна проблема. 11 галактик, изученных ими с помощью телескопа Уэбба, — это ближайшие к Земле галактики, в которых находятся все четыре объекта (JAGB, TRGB, цефеиды и соответствующий тип сверхновых). Но, по словам Фридман, сверхновые в этих галактиках, по всей видимости, изначально ярче, чем в более далёких галактиках. Рисс и его коллеги также обеспокоены тем, что эта выборка может быть обманчивой и предвзятой. В любом случае, это ещё одна загадка, которую космологам ещё предстоит решить, и она также влияет на значение H0 . «Думаю, именно на этом нам всем придётся сосредоточить своё внимание в ближайшие несколько лет», — сказала Фридман.
В их статье приводятся три отдельных значения H0 . Измерение JAGB, проведённое совершенно вслепую, без какой-либо последующей коррекции, даёт 67,96 км/с/Мпк, плюс-минус 1,71 км/с/Мпк. Это в точности соответствует теоретическому предсказанию и, по-видимому, подтверждает стандартную модель космологии. TRGB-измерения дают значение 69,85 с аналогичными погрешностями. Результат также снимает напряжение, связанное с Хабблом.
Метод цефеид дал значение H 0 выше, 72,05, но с большей долей субъективности: различные предположения о характеристиках звезд привели к тому, что значение оказалось в диапазоне от 69 до 73. Верхний предел диапазона совпадает с измерениями Рисса; на нижнем пределе напряжение Хаббла практически исчезает. «Не думаю, что мы можем просто сказать, что постоянная Хаббла равна 73», — сказал Фридман. «Я думаю, это первая проверка шкалы расстояний цефеид», то есть JAGB и TRGB служат для проверки более устоявшегося метода. «И мы получаем другой ответ при проверке цефеид. Поэтому я считаю это важным». Объединение методов и неопределённостей дало среднее значение H0, равное 69,96, с неопределённостью 4%. Эта погрешность совпадает как с теоретическим предсказанием скорости расширения космоса, так и с более высоким значением, полученным группой Рисса. «Думаю, у нас пока нет доказательств, позволяющих однозначно заключить о наличии [хаббловского] напряжения», — сказал Фридман. «Я его просто не вижу». «Все зависит от отслеживания всех этих систематических ошибок», — сказал Перлмуттер.
Напряженность и разрешения
Космический телескоп имени Джеймса Уэбба также открывает новые возможности измерения H0 . Например, астрономы находятся на ранних этапах использования пестроты галактики в качестве показателя расстояния до неё. Идея проста: более близкие галактики выглядят более сгруппированными, поскольку можно различить некоторые из их звёзд, тогда как более далёкие галактики выглядят более гладкими. «По сути, это способ превратить плотность в меру расстояния», — сказал Ананд, который участвует в этом проекте в дополнение к своей работе с Риссом.
Другой метод также даёт некоторую надежду: массивное скопление галактик действует подобно искривлённому увеличительному стеклу, изгибая и увеличивая изображение объекта за ним и создавая несколько изображений одного и того же объекта, поскольку его свет проходит несколько путей. Астроном из Университета Аризоны Бренда Фрай Руководит программой наблюдения семи скоплений с помощью телескопа Уэбба. Когда Фрай и её коллеги в прошлом году увидели свой первый снимок с телескопа, на котором было видно массивное скопление галактик G165, «мы все просто спросили: „Что это за три точки, которых раньше не было?“» — вспоминает она. Эти точки представляли собой три отдельных изображения одной и той же сверхновой, взорвавшейся позади скопления. После многократного наблюдения изображения они смогли вычислить разницу во времени прибытия трёх линзированных изображений сверхновой. Эта задержка пропорциональна постоянной Хаббла и может быть использована для её определения. «[Это] одношаговое измерение H0» , — сказал Фрай, — «что делает его полностью независимым». Они измерили (открывает новую вкладку) Скорость расширения составляет 75,4 км/с/Мпк, хотя и с большой погрешностью +8,1 или −5,5 км/с/Мпк. Фрай рассчитывает уточнить эти погрешности после ещё нескольких лет подобных измерений. Команды Рисса и Фридмана также ожидают, что следующие несколько лет наблюдений JWST позволят им получить ответ с помощью традиционных методов, основанных на наблюдении за звездами.
«С улучшением данных эта проблема в конечном итоге будет решена, и я думаю, довольно быстро», — сказал Фридман. «Мы докопаемся до сути».