Долгожданное исследование скорости космического расширения говорит о том, что, когда речь заходит о хаббловской напряжённости, космологи всё ещё что-то упускают.

Почти сто лет назад Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная становится больше. Однако современные измерения скорости её расширения расходятся во мнениях, что говорит о том, что наше понимание законов физики может быть ошибочным. Все ожидали, что острое зрение космического телескопа им. Джеймса Уэбба поможет найти ответ на этот вопрос. Но долгожданный анализ наблюдений телескопа, опубликованный в августе 2024, дал лишь новые противоречивые заключения о скорости расширения, составленные на основе данных разных типов, при этом намекнув на возможные источники ошибок, лежащие в основе конфликта.

Две конкурирующие команды возглавили работу по измерению скорости космического расширения, которая известна как постоянная Хаббла, или H₀. Одна из них, возглавляемая Адамом Риессом (откроется новая вкладка) из Университета Джонса Хопкинса, периодически измеряет H₀, получая значение, которое примерно на 8 % превышает теоретическое предсказание того, как быстро должен расширяться космос — исходя из известных составляющих Вселенной и управляющих им уравнений физики. Это расхождение, известное как хаббловская напряжённость, говорит о том, что в теоретической модели космоса чего-то не хватает — какого-то дополнительного ингредиента или эффекта, ускоряющего космическое расширение. Такой ингредиент может стать ключом к более полному пониманию Вселенной.

Весной этого года Рисс и его команда опубликовали результаты последнего измерения H₀ на основе данных «Уэбба», получив значение, согласующееся с их предыдущими оценками.

Но в течение многих лет конкурирующая команда под руководством Венди Фридман из Чикагского университета призывала к осторожности, утверждая, что необходимы более точные измерения. Измерения H₀, проведённые её командой, неизменно оказывались ближе к теоретическому предсказанию, чем измерения Рисса, что говорит о том, что хаббловская напряжённость может быть фикцией.

С тех пор как в 2022 году телескоп «Уэбб» начал принимать данные, астрофизическое сообщество ожидало многостороннего анализа Фридман, используя наблюдения телескопа за тремя типами звёзд. Теперь результаты получены: два типа звёзд дают оценки H₀, которые соответствуют теоретическому предсказанию, а третий — тот же тип звёзд, который использует Рисс, — соответствует более высокому значению H₀, предложенному его командой.

То, что три метода расходятся во мнениях, «не говорит нам о фундаментальной физике», — сказал Фридман. «Это говорит о том, что в одном или нескольких методах определения расстояний есть систематическая ошибка».

Результаты Фридмана были представлены в «Астрофизический журнал», но ещё не прошли официальное рецензирование, когда сторонние исследователи анонимно проверяют данные и анализ. Сол Перлмуттер, лауреат Нобелевской премии, космолог из Калифорнийского университета в Беркли, которому показали препринт работы команды до его публикации, сообщил журналу Quanta, что результаты предполагают, что «наша хаббловская напряжённость может существовать только в рамках измерений, основанных на звёздах. Это та напряжённость, которую мы действительно должны пытаться разрешить, а не изобретать новые [космологические] модели».

Рисс, ознакомившись с препринтом, рассказал Quanta, что его беспокоит небольшой набор сверхновых, который команда Фридмана использовала на одном из этапов анализа, что, по его словам, может исказить результаты. «Новые измерения прекрасны и фактически находятся в отличном согласии с теми же измерениями, полученными... несколько лет назад нашей группой, так что измерения расстояний, кажется, находятся под контролем», — сказал он. «Однако я опасаюсь, что это исследование столь малой выборки сверхновых даёт несколько искажённое представление о значении постоянной Хаббла».

Результаты были получены после нескольких месяцев закулисной драмы, когда Фридман сначала думала, что её анализ уничтожил хаббловскую напряжённость, но потом увидела, что она снова ожила. «Это было действительно... не скучно, я бы так сказала», — говорит она.

Всё идёт своим чередом. По словам Перлмуттера, «у постоянной Хаббла есть такая долгая и славная традиция — быть невозможной проблемой на протяжении десятилетий».

Противоречивая Вселенная

Самая сложная часть измерений космического расширения — это измерение расстояний до объектов в космосе. Американский астроном Генриетта Ливитт впервые обнаружила способ сделать это в 1912 году с помощью пульсирующих звёзд, называемых Цефеидами. Эти звёзды мерцают с частотой, которая связана с их собственной светимостью (и, следовательно, из одного можно вычислить другое). Узнав собственную яркость Цефеиды, можно сравнить её с видимой яркостью, чтобы оценить, насколько далеко от неё находится её галактика.

Эдвин Хаббл использовал метод Ливитта для измерения расстояний до нескольких галактик с Цефеидами, и в 1929 году обнаружил, что галактики, расположенные дальше от нас, удаляются быстрее. Это означает, что Вселенная расширяется. Хаббл определил скорость расширения в 500 километров в секунду на мегапарсек (км/с/Мпк), то есть две галактики, разделённые 1 Мпк, или примерно 3,2 миллиона световых лет, разлетаются со скоростью 500 км/с.

Это оказалось ужасно далеко от истины.

Измерения H₀ улучшались по мере того, как астрономам удавалось лучше калибровать зависимость между частотой пульсаций Цефеид и их светимостью. Тем не менее, подход имел принципиальные ограничения, потому что яркость Цефеид имеет пределы. Чтобы измерить расстояние до далёких галактик во всей необъятной Вселенной, учёным нужен был новый подход.

В 1970-х годах исследователи начали использовать Цефеиды для калибровки расстояний до ярких сверхновых, что позволило провести более точные измерения H₀. Как тогда, так и сейчас, две исследовательские группы, используя сверхновые, привязанные к Цефеидам, пришли к расходящимся значениям в 50 км/с/Мпк и 100 км/с/Мпк. «Не было никакого консенсуса; мнения были полностью полярными», — говорит Джордж Эфстатиу, астрофизик из Кембриджского университета.

Запуск космического телескопа «Хаббл» в 1990 году дал астрономам новый, чёткий взгляд на Вселенную. Фридман возглавила многолетнюю кампанию наблюдений с помощью «Хаббла», и в 2001 году она и её коллеги объявили о значении скорости расширения в 72 км/с/Мпк, оценив погрешность не более, чем в 10%.

Рисс, который является одним из лауреатов Нобелевской премии за открытие тёмной энергии, включился в игру по космическому расширению несколько лет спустя. В 2011 году его команда опубликовала значение H₀, равное 73, с погрешностью в 3 %.

Вскоре после этого космологи впервые применили другой метод. В 2013 году они использовали наблюдения телескопа «Планк» за светом, оставшимся от ранней Вселенной, чтобы определить детальную форму и состав первобытного космоса. Затем они подключили эти компоненты к общей теории относительности Эйнштейна и прокрутили теоретическую модель почти на 14 миллиардов лет вперёд, чтобы предсказать текущее состояние Вселенной. Согласно этой экстраполяции, в настоящее время космос расширяется со скоростью 67,4 км/с/Мпк, с погрешностью менее 1%.

Измерения команды Рисса, даже несмотря на повышение точности, остались на уровне 73. Это более высокое значение означает, что галактики сегодня разлетаются быстрее, чем это должно быть согласно теории. Так родилась хаббловская напряжённость. «Если это реальная особенность Вселенной, то это говорит нам о том, что мы что-то упускаем в космологической модели», — говорит Рисс.

Это недостающее нечто станет первым новым компонентом космоса, обнаруженным после появления тёмной энергии. Теоретики строят догадки о его природе: возможно, это дополнительная форма энергии отталкивания, которая существовала в ранней Вселенной в течение короткого времени? А может, это первобытные магнитные поля, возникшие во время Большого взрыва?

А может быть, чего-то не хватает не Вселенной, а нам.

Способы наблюдений

Некоторые космологи, включая Фридмана, подозревают, что в расхождении виноваты непризнанные ошибки.

Самый распространённый аргумент в этой области — то, что звёзды Цефеиды живут в дисках более молодых галактик, в областях, переполненных звёздами, пылью и газом. «Даже с прекрасным разрешением [Хаббла] вы не увидите одиночную Цефеиду, — говорит Эфстатиу, — вы увидите её наложенной на другие звёзды». Такое скопление усложняет измерения яркости.

Когда в декабре 2021 года был запущен телескоп «Уэбб», размером сравнимый с домом, Рисс и его коллеги обратились к его мощной инфракрасной камере, чтобы пробить пыль в переполненных областях, где живут Цефеиды. Они попытались проверить, так ли сильно влияет столпотворение звёзд на измерения, как утверждали Фридман и другие исследователи.

Сравнив свои новые числа с расстояниями, рассчитанными по данным телескопа «Хаббл», «мы увидели феноменальную согласованность», — сказал Гагандип Ананд, член команды, работающей в Научном институте космического телескопа. «Это говорит нам о том, что работа, проделанная с «Хабблом», по-прежнему хороша».

Последние результаты, полученные с помощью «Уэбба», подтверждают значение H₀, которое они измерили с помощью «Хаббла» несколько лет назад: 73,0, плюс-минус 1,0 км/с/Мпк.

Однако, учитывая опасения по поводу скученности, Фридман уже обратился к альтернативным звёздам, которые могли бы служить индикаторами расстояния. Они встречаются на окраинах галактик, вдали от больших толп.

Один из типов таких звёзд — «звёзды из вершины ветви красных гигантов», или TRGB. Красный гигант — это пожилая звезда с раздутой атмосферой, ярко светящаяся в красном диапазоне. Старея, красный гигант в конце концов воспламеняет гелий в своём ядре. В этот момент температура звезды и её яркость внезапно падают, говорит Кристен Маккуинн, астроном из Научного института космического телескопа, возглавлявшая проект телескопа «Уэбб» по калибровке измерений расстояний с помощью TRGB.

В типичной галактике много красных гигантов. Если вы построите график зависимости яркости этих звёзд от их температуры, то увидите точку, в которой их яркость падает. Популяция звёзд непосредственно перед этим падением — хороший индикатор расстояния, потому что в каждой галактике эта популяция будет иметь схожий разброс светимостей. Сравнивая наблюдаемую яркость этих звёздных популяций, астрономы могут оценить относительные расстояния.

(При любом методе физики должны определить абсолютное расстояние хотя бы до одной «якорной» галактики, чтобы откалибровать всю шкалу. В качестве «якоря» Рисс, Фридман и другие группы используют необычную близлежащую галактику, абсолютное расстояние которой было определено геометрически с помощью эффекта, похожего на параллакс).

Однако использовать TRGB в качестве индикаторов расстояния сложнее, чем использовать Цефеиды. Маккуинн и её коллеги использовали девять волновых фильтров телескопа «Уэбб», чтобы точно выяснить, как их яркость зависит от цвета.

Астрономы также начинают обращаться к новому индикатору расстояния: богатым углеродом звёздам-гигантам, принадлежащим к так называемой асимптотической гигантской ветви J-региона (JAGB). Эти звёзды находятся вдали от яркого диска галактики и излучают много инфракрасного света. По словам аспирантки Фридмана Эбигейл Ли, технология наблюдения за ними на больших расстояниях была недоступна до эпохи «Уэбба».

Фридман и её команда подали заявку на время работы телескопа «Уэбб», чтобы наблюдать TRGBs и JAGBs наряду с более известными индикаторами расстояния, Цефеидами, в 11 галактиках. «Я убеждённая сторонница различных методов», — сказала она.

Исчезающее решение

13 марта 2024 года Фридман, Ли и остальные члены их команды сели за стол в Чикаго, чтобы раскрыть то, что они скрывали друг от друга. В течение предыдущих месяцев они разделились на три группы. Перед каждой из них стояла задача измерить расстояние до 11 галактик, участвующих в исследовании, используя один из трёх методов: Цефеиды, TRGBs или JAGBs. В этих галактиках также появляются сверхновые соответствующих видов, поэтому их расстояния могут служить калибровкой расстояний до сверхновых во многих других галактиках, расположенных гораздо дальше. Скорость удаления от нас этих галактик (которую легко определить по их цвету), делённая на их расстояние, даёт H₀.

Три группы рассчитали свои измерения расстояний с уникальным случайным смещением, добавленным к данным. Когда они встретились лично, они убрали каждое из смещений и сравнили результаты.

Все три метода дали одинаковые расстояния с погрешностью в 3%. Это было «просто потрясающе», — сказал Фридман. Команда рассчитала три значения H₀, по одному для каждого показателя расстояния. Все они оказались в пределах теоретического предсказания 67,4.

В тот момент казалось, что хаббловская напряжённость устранена. Но когда они углубились в анализ, чтобы записать результаты, то обнаружили проблемы.

С анализом JAGB всё было в порядке, а вот с двумя другими — нет. Команда заметила большие погрешности в измерении TRGB. Они попытались уменьшить их, включив больше TGRB. Но когда они это сделали, то обнаружили, что расстояние до галактик оказалось меньше, чем они думали сначала. Это изменение дало большее значение H₀.

В анализе Цефеид команда Фридмана обнаружила ошибку: примерно у половины Цефеид поправка на скученность была применена дважды. Исправление этой ошибки значительно увеличило полученное значение H₀. Это «привело нас к большему согласию с Адамом [Риессом], что должно сделать его немного счастливее», — сказал Фридман. Хаббловская напряжённость воскресла.

Однако Фридман подозревает, что измерение H₀ по цефеидам не так надёжно, как другие. Оно чрезвычайно чувствительно к предположениям, например, об элементном составе Цефеид и соседстве каждой звезды. Пыль в галактических дисках, где живут Цефеиды, может поглощать их свет и приглушать его. Инфракрасное зрение «Уэбба» проникает сквозь пыль, но астрономам необходимо знать, сколько пыли поглощает свет, чтобы сделать поправку на это. Для этого Фридман и её коллеги обратились к архивным данным телескопа «Хаббл», которые фиксируют «глубину пыли», но они не такого высокого разрешения, как данные «Уэбба». По её словам, это вносит неопределённость в расчётные расстояния.

Возникла и другая проблема. 11 галактик, изученных с помощью телескопа Уэбба, — это ближайшие к Земле галактики, в которых присутствуют все четыре соответствующих объекта (JAGBs, TRGBs, Цефеиды и соответствующий тип сверхновой). Но, по словам Фридмана, сверхновые в этих галактиках казались изначально ярче, чем в более далёких галактиках. Рисс и его коллеги также опасаются, что эта выборка может вводить в заблуждение и быть необъективной. В любом случае, это ещё одна загадка, которую космологам ещё предстоит понять, и она также влияет на значение H₀. «Я думаю, что в ближайшие несколько лет нам всем придётся сосредоточить своё внимание именно на этом», — сказал Фридман.

В их работе приводятся три отдельных значения H₀. Измерение JAGB — то, которое было выполнено полностью вслепую, без последующей коррекции — даёт 67,96 км/с/Мпк, плюс-минус 1,71 км/с/Мпк. Это как раз совпадает с теоретическим предсказанием и, похоже, подтверждает стандартную модель космологии.

TRGBs дают значение 69,85 с аналогичной погрешностью. Полученный результат также снимает хаббловскую напряжённость.

Метод Цефеид даёт более высокое значение H₀ — 72,05, но с большим субъективизмом: Различные предположения о характеристиках звёзд привели к тому, что значение варьировалось от 69 до 73. Высокая граница диапазона совпадает с измерениями Рисса, а на низкой границе хаббловская напряжённость практически исчезает.

«Я не думаю, что мы можем просто сказать, что постоянная Хаббла равна 73», — сказал Фридман. «Я думаю, это первая проверка шкалы расстояний Цефеид», то есть JAGBs и TRGBs служат проверкой для более устоявшегося метода. «И мы не получаем одинаковых ответов, когда проверяем Цефеиды. Поэтому я думаю, что это важно».

Объединение методов и неопределённостей дало среднее значение H₀ 69,96 с погрешностью 4%. Эта погрешность совпадает как с теоретическим предсказанием скорости космического расширения, так и с более высоким значением, полученным командой Рисса.

«Я думаю, у нас ещё нет доказательств, чтобы однозначно заключить, что существует [хаббловская] напряжённость», — сказал Фридман. «Я просто не вижу этого».

«Все зависит от того, удастся ли отследить все эти систематические ошибки», — говорит Перлмуттер.

Напряжённости и разрешения

Космический телескоп Джеймса Уэбба также открывает дополнительные возможности для измерения H₀. Например, астрономы находятся на ранних стадиях использования того, насколько пёстрой выглядит галактика, в качестве косвенного показателя её расстояния. Идея проста: близкие галактики выглядят комковатыми, потому что вы можете различить в них отдельные звёзды, в то время как более удалённые галактики выглядят более гладкими. «По сути, это способ превратить скученность в меру расстояния», — говорит Ананд, который занимается этим проектом в дополнение к работе с Риессом.

Другой метод также даёт некоторую надежду: Массивное скопление галактик действует как искривлённое увеличительное стекло, изгибая и увеличивая изображение объекта позади него и создавая несколько изображений одного и того же объекта, поскольку его свет проходит несколько путей. Астроном из Университета Аризоны Бренда Фрай возглавляет программу наблюдения за семью скоплениями с помощью телескопа Webb. Когда в прошлом году Фрай и её коллеги посмотрели на своё первое изображение, сделанное телескопом, на котором было видно массивное скопление галактик G165, «мы все просто сказали: «Что это за три точки, которых раньше не было?» — вспоминает она. Точки оказались тремя отдельными изображениями одной и той же сверхновой, которая взорвалась за скоплением.

После многократных наблюдений за изображением они смогли вычислить разницу между временем прихода трёх линзированных изображений сверхновых. Временная задержка пропорциональна постоянной Хаббла и может быть использована для расчётов. «Это одномоментное измерение H₀», — сказал Фрай, — «что делает его абсолютно независимым». Они получили скорость расширения 75,4 км/с/Мпк, хотя и с большой погрешностью в +8,1 или -5,5 км/с/Мпк. Фрай рассчитывает уточнить эти погрешности ещё через несколько лет подобных измерений.

Команды Рисса и Фридмана также ожидают, что следующие несколько лет наблюдений «Уэбба» позволят им найти ответ с помощью традиционных звёздных методов.

«С улучшением данных эта проблема в конечном итоге будет решена, и я думаю, довольно быстро», — сказал Фридман. «Мы докопаемся до сути».