Наше лучшее на сегодня понимание Вселенной основано на космологической модели, известной под названием Лямбда-CDM. CDM означает Cold Dark Matter (холодная тёмная материя), поскольку большая часть материи во Вселенной - это не звёзды и планеты, а странная форма материи, тёмная и практически невидимая. Лямбда или L обозначает тёмную энергию. Этот символ используется в уравнениях общей теории относительности для описания параметра Хаббла, или скорости космического расширения. Хотя модель LCDM очень хорошо согласуется с нашими наблюдениями, она не идеальна. И чем больше данных о ранней Вселенной мы собираем, тем менее совершенной она кажется.

Главная трудность заключается в том, что всё чаще наши различные измерения параметра Хаббла не совпадают. Например, если для расчёта параметра использовать флуктуации реликтового излучения, то мы получим значение около 68 км/с на мегапарсек. Если же для измерения этого параметра использовать далёкие сверхновые, то мы получим значение около 73 км/с на мегапарсек. В прошлом погрешность этих значений была достаточно велика, чтобы они совпадали, но теперь мы измерили их с такой точностью, что они действительно расходятся. Эта проблема известна как хаббловская напряжённость - и это одна из самых серьёзных загадок космологии на сегодняшний день.

В последнее время хаббловская напряжённость только усилилась.

Значительная часть усилий по разгадке этой тайны была направлена на лучшее понимание природы тёмной энергии. В ранней модели Эйнштейна космическое расширение - это неотъемлемая часть структуры пространства и времени. Или, что то же самое, космологическая постоянная, которая расширяет Вселенную со стабильной скоростью. Но, возможно, тёмная энергия - это экзотическое скалярное поле, которое допускает переменную скорость расширения или даже расширение, которое слегка меняется в зависимости от того, в какую сторону вы смотрите. Возможно, в период существования ранних галактик скорость была больше, а затем замедлилась, отсюда и разные наблюдения. Мы так мало знаем о тёмной энергии, что существует множество теоретических возможностей.

Возможно, если мы как-то подправим наше представление о тёмной энергии, это позволит разрешить хаббловскую напряжённость - но Санни Вагноцци так не считает. В своей недавней статье он приводит семь аргументов в пользу того, что одной только тёмной энергии будет недостаточно для решения проблемы. Он приводит список данных, которые показывают, насколько на самом деле серьёзна эта космологическая загадка.

Возраст далёких объектов

Идея, лежащая в основе этой теории, проста. Если вы знаете возраст звезды или галактики, находящейся на расстоянии миллиарда световых лет от нас, то вы знаете, что возраст Вселенной миллиард лет назад должен быть не меньше возраста этого объекта. Если этот возраст не согласуется с LCDM, то LCDM неверна. Например, есть несколько звёзд, которые кажутся старше Вселенной, на что скептики большого взрыва часто указывают как на опровержение большого взрыва. Это не очень серьёзный аргумент, поскольку неопределённость в возрасте этих звёзд достаточно большая, чтобы они могли быть чуть моложе Вселенной. Но можно развить эту идею и создать большой космологический тест. Мы можем определить возраст тысяч звёзд на различных расстояниях, затем с помощью статистики определить минимальный космологический возраст в разные эпохи и на его основе вычислить минимальный параметр Хаббла.

Возраст объектов в соотношении с параметром Хаббла.

Этот вопрос рассматривался в нескольких исследованиях, опирающихся на ряд небесных обзоров. Определение возраста звёзд и шаровых скоплений представляет особую сложность, поэтому полученные данные несколько размыты. Хотя можно подогнать эти данные к диапазону параметров Хаббла, которые мы имеем из прямых измерений, данные о возрасте и расстоянии указывают на то, что Вселенная несколько старше, чем допускает LCDM. Другими словами, если данные о возрасте этих объектов точны, то существует расхождение между космическим и звёздным возрастом. Это довольно большое "если", и данный вывод далеко не окончательный, но он заслуживает дальнейшего изучения.

Барионные акустические осцилляции

Обычная материя состоит из барионов и лептонов. Протоны и нейтроны в атоме - это барионы, а электроны - лептоны. Таким образом, барионная материя - это обычный тип материи, который мы видим каждый день, в отличие от тёмной материи. Барионные акустические осцилляции (БАО) относится к флуктуациям плотности материи в ранней Вселенной. Когда Вселенная находилась в горячем плотном состоянии, эти флуктуации распространялись по космосу подобно звуковым волнам. По мере расширения Вселенной в более плотных областях зарождались галактики и галактические скопления. Масштабы этих скоплений определяются космическим расширением. Таким образом, наблюдая за БAO во всей Вселенной, мы можем изучать эволюцию тёмной энергии во времени.

БAO и CMB согласуются, но с трудом.

Что хорошо в БAO, так это то, что они связывают распределение галактик, которое мы видим сегодня, с инфляционным состоянием Вселенной в период появления реликтового излучения (РИ). Это позволяет сравнить значение раннего параметра Хаббла с более поздним значением. Ранняя инфляция накладывала ограничение на дальность распространения акустических волн. Чем выше была скорость расширения в то время, тем меньше был акустический диапазон. Это так называемый акустический горизонт, который зависит не только от скорости расширения, но и от плотности вещества в то время. Если сравнить наблюдения БAO и РИ, то они действительно согласуются, но только для уровня материи на границе наблюдаемых пределов. Другими словами, если мы получим более точное измерение плотности материи во Вселенной, есть вероятность, что у нас на руках окажется РИ/БAO напряжённость - так же, как в настоящее время у нас есть хаббловская напряжённость.

Космические хронометры

Как измерение параметра Хаббла по сверхновым и космическому микроволновому фону зависит от целого ряда взаимосвязанных моделей. Измерение сверхновых зависит от лестницы космических расстояний, где мы используем различные наблюдательные модели для определения всё больших расстояний. Измерение РИ зависит от модели LCDM, которая имеет некоторую неопределённость в своих параметрах, таких как плотность материи. Космические хронометры - это наблюдаемые измерения параметра Хаббла, которые не зависят от модели.

В качестве одной из таких мер используются астрофизические мазеры. При определённых условиях горячая материя в аккреционном диске чёрной дыры может излучать микроволновое лазерное излучение. Поскольку это излучение имеет вполне определённую длину волны, любое смещение этой длины волны связано с относительным движением или космическим расширением, поэтому мы можем измерить скорость расширения непосредственно по общему красным смещениям мазера, а расстояние - по масштабу аккреционного диска. Ни то, ни другое не требует предположений космологической модели.

Другой подход использует гравитационное линзирование. Если между нами и далёкой сверхновой окажется близлежащая галактика, то свет от неё может искривиться этой галактикой, создавая несколько изображений сверхновой. Поскольку свет каждого изображения проходит свой путь, каждому изображению требуется разное время, чтобы дойти до нас. Если нам повезёт, мы сможем увидеть сверхновую несколько раз. Комбинируя эти наблюдения, мы можем получить прямое измерение параметра Хаббла, опять же без каких-либо модельных предположений.

Мазерный метод даёт значение параметра Хаббла около 72 - 77 (км/с)/Мпк, а метод гравитационного линзирования - около 63 - 70 (км/с)/Мпк. Эти результаты условны и нечётки, но похоже, что даже независимые от модели измерения параметра Хаббла не устранят проблему напряжённости.

Нисходящее красное смещение

В рамках общей теории относительности параметр Хаббла является постоянным. Лямбда - космологическая постоянная, обеспечивающая постоянный темп расширения. Это означает, что плотность тёмной энергии равномерна во времени и пространстве. Какая-то неизвестная экзотическая энергия может стимулировать дополнительное расширение, но в простейшей модели она должна быть постоянной. Поэтому красные смещения далёких галактик должны быть прямо пропорциональны расстоянию. Возможно, существует небольшая вариация красного смещения, связанная с реальным движением галактик в пространстве, но в целом для красного смещения должна существовать простая формула.

HOLiCOW измеряет постоянную Хаббла в зависимости от красного смещения.

Однако есть некоторые свидетельства того, что параметр Хаббла не является постоянным. В ходе исследования далёких квазаров, гравитационно линзированных более близкими галактиками, было рассчитано значение Хаббла для шести различных расстояний красного смещения. Погрешности этих значений довольно велики, но результаты, похоже, не группируются вокруг какого-то одного значения. Напротив, параметр Хаббла для более близких гравитационных линз кажется выше, чем для более далёких. В наилучшем случае параметр Хаббла составляет около 73 (км/с)/Мпк, но это в предположении, что параметр не меняется.

Ранний интегрированный эффект Сакса-Вольфа

Когда мы смотрим на свет от реликтового излучения, для нас он не абсолютно чёткий. Чтобы добраться до нас, свету РИ приходится преодолевать миллиарды световых лет, а это значит, что ему часто приходится проходить через плотные области скоплений галактик и огромные пустоты между галактиками. При этом свет может быть более красным или более синим из-за гравитационных колебаний скоплений и пустот. В результате участки РИ могут казаться теплее или холоднее, чем они есть на самом деле. Это явление известно как интегрированный эффект Сакса-Вольфа (ISW).

Аномалии в космическом микроволновом фоне.

Когда мы рассматриваем флуктуации в РИ, большинство из них соответствует масштабу, предсказанному моделью LCDM, но есть и более крупномасштабные флуктуации, которые не укладываются в схему - мы называем их аномалиями. Большинство этих аномалий можно объяснить с помощью интегрированного эффекта Сакса-Вольфа. Для космической инфляции это связано с тем, что, поскольку большая часть ISW происходит в ранний период существования Вселенной, это накладывает ограничения на то, как сильно можно подстроить тёмную энергию для решения проблемы напряжённости. Нельзя просто сдвинуть скорость раннего расширения, не учитывая при этом аномалии РИ на каком-то уровне.

Ограничения на дробную плотность материи

В целом наша космологическая модель зависит от двух параметров: доли тёмной энергии и доли материи. Так же как тёмная энергия способствует космическому расширению, удаляя галактики друг от друга, тёмная материя и обычная материя противодействуют космическому расширению. Влияние плотности материи мы видим в основном по кластеризации галактик, но общая плотность материи во Вселенной также гасит наблюдаемую скорость расширения.

Наблюдения плотности материи во Вселенной.

Плотность космического вещества можно определить с помощью многих из тех же наблюдательных тестов, которые используются для определения космического расширения. Все они сходятся в том, что плотность материи составляет около 30% от общей массы-энергии Вселенной, но в наблюдениях ранней Вселенной этот показатель несколько ниже. Само по себе это не проблема, но увеличение скорости расширения ранней Вселенной, как правило, ухудшает, а не улучшает эту проблему.

Спектр мощности галактик

Спектр мощности в данном случае - немного неправильный термин. Он имеет отношение не к количеству энергии, которой обладает галактика, а к масштабу, на котором галактики группируются. Если посмотреть на распределение галактик по всей Вселенной, то можно увидеть и малые скопления галактик, и большие скопления галактик, и все промежуточные варианты. На одних масштабах скопления встречаются чаще, на других - реже. Поэтому одним из полезных инструментов для астрономов является построение "спектра мощности", отражающего количество скоплений на каждом масштабе.

Галактический спектр мощности.

Спектр мощности галактик зависит как от материи, так и от энергии Вселенной. На него также влияет начальное горячее плотное состояние Большого взрыва, которое мы можем наблюдать через РИ. Измерения спектра мощности галактик проводились в нескольких галактических исследованиях, например, в спектроскопическом исследовании барионных колебаний (BOSS). В целом они указывают на более низкую скорость космического расширения - более близкую к той, которую показывают результаты исследования РИ.

Что же всё это значит?

Как говорится, всё сложно. Следует подчеркнуть, что ни один из этих результатов ни в коей мере не опровергает теорию Большого взрыва. В целом наша стандартная модель космологии стоит на очень прочном фундаменте. Но это показывает, что проблема хаббловской напряжённости - не единственная проблема, находящаяся на краю нашего понимания. Существует множество мелких загадок, и все они нетривиальным образом взаимосвязаны. Простая корректировка тёмной энергии вряд ли решит все эти проблемы. Скорее всего, для этого потребуется комбинация корректировок. Или это может означать радикальное изменение понимания некоторых основ физики.

Мы прошли огромный путь от ранних представлений о космосе. Мы знаем гораздо больше, чем десять лет или даже два года назад. Но сила науки заключается в том, что мы не останавливаемся на достигнутом. Какими бы успешными ни были наши модели, в конечном счёте, их никогда не бывает достаточно.